Barycentrum: Forskelle mellem versioner

[[Fil:Orbit3.gif|right|framedframe|[[Jorden]] og [[Månen]] kredser om deres fælles tyngdepunkt.]]

'''Barycentrum''' (fra [[Græsk (sprog)|græsk]] ''βαρύκεντρον'': tyngdepunkt) er i [[astronomi]] og [[astrofysik]] det punkt mellem to eller flere [[himmellegeme]]r, hvor deres [[gravitation|tyngdekraft]] netop ophæver hinanden. Det er lig det [[massecentrum]], som sådanne himmellegemer vil [[omløbsbane|kredse]] om. En [[måne]], som kredser om en [[planet]], eller en planet, som kredser om en [[stjerne]], kredser begge i virkeligheden om et punkt, som ikke falder sammen med centrum af den største klode, men som ligger længere eller kortere væk fra dette centrum, afhængigt af de to kloders forskel i masse. For [[Månen]] gælder det, at den ikke kredser om Jordens centrum, men om et punkt på linjen mellem Jorden og Månen, som ligger tilnærmelsesvis 1.710 km under Jordens overflade. Der afbalancerer de to kloders masser hinanden, og derom kredser de samtidig med, at de begge kredser om [[Solen]].

I et simpelt [[to-legeme-system]] ligger barycentrum på linjen mellem de to legemers massecentrum. Her kan ''r''₁, som er afstanden fra centrum af det største legeme til barycentrum, beregnes ved følgende formel:

:''a'' er afstanden mellem de to legemers centre.

''r''₁ er i hovedsagen den halve storakse i det største legemes omløbsbane omkring barycentret, og ''r''₂ = ''a'' − ''r''₁ er den halve storakse i det andet legemes omløbsbane. Hvis barycentrum befinder sig ''inde i'' det legeme, som har størst masse, vil dette set udefra synes at "rokke" i forhold til omgivelserne, snarere end at følge en tydelig omløbsbane.

[[Fil:BarycenterAroundSunXYZ.svg|thumb|600px|''Til venstre'': Heliocentrisk bevægelse af Solsystemets barycentrum i tidsrummet 2000 til 2050 projiceret på [[Ekliptika|ekliptikaplanetekliptika]]planet. Røde prikker markerer positioner den 1. januar. ''x''-aksen er rettet mod [[Forårspunktet| forårspunktet]] (ekliptikal længde λ = 0 °), ''y''-aksen peger mod ekliptikal længde λ = 90 °. Størrelsen af Solen er markeret med en gul skive ([[Solradius|nominel radius]] 695 700 km). ''Øverst til højre'': Bevægelsen af barycentret i ''xz''-planet; ''z''-værdierne er meget små. ''Nederst til højre'': Den same bevægelse som ovenfor, men strakt i ''z''-retningen med faktoren 32.7 for tydeligere at vise ændringer af ''z''; bemærk den lodrette skala. Solskiven er ligeledes strakt lodret og skåret af foroven og forneden.]]

Barycentrum for [[solsystem]]et har stor betydning, fordi det definerer referencepunktet for alle planetbaner, det [[ekliptiske koordinatsystem]]. Barycentret ligger for det meste uden for Solen og afhænger først og fremmest af planeterne [[Jupiter (planet)|JupiterJupiters]]s og [[Saturn (planet)|SaturnSaturns]]s stilling. De to kæmpeplaneter har henholdsvis 0,10 og 0,03 procent af Solens masse, hvilket påvirker dens baneakse med ca. 740.000, henholdsvis 410.000 km. Eftersom Solens radius er 696.000 km, kan barycentret i længere perioder ligge enten under eller over soloverfladen. Sidstnævnte situation er den almindeligste.

Når Jupiter og Saturn står på linje, ligger barycentrum næsten 2&nbsp;solradier uden for Solens centrum. Det forekommer nogenlunde hvert tyvende år ved en såkaldt [[stor konjunktion]]). Omkring ti gange pr. [[årtusind]] samler endda alle planeter fra [[Merkur (planet)|Merkur]] til [[Neptun (planet)|Neptun]] sig i samme kvadrant i solsystemet, altså inden for et udsnit på 90°, hvilket sidst skete i 1817. I marts 1982 stod de 8&nbsp;planeter inden for en sektor på 95&nbsp;grader <ref>Jean Meeus: ''Mathematical Astronomy Morsels'', Willmann-Bell, 1997, side 182.</ref>.

I 1990 befandt Solens centrum sig næsten nøjagtigt i barycentret, mens det i 1997 til gengæld var to solradier væk fra det. I maj 2000 stod de 5 planeter, som allerede var kendt i [[Antikken]], igen alle på samme side af Solen som Jorden.

Hvis [[Jupiter (planet)|Jupiter]] befandt sig i [[Merkur (planet)|MerkurMerkurs]]s omløbsbane (57.900.000&nbsp;km, 0,387 [[Astronomisk enhed|au]]), ville barycentrum for Sol-Jupiter-system ligge kun 5.500&nbsp;km fra Solens centrum. (''r''₁/''R''₁&nbsp;~ 0.08). Men selv om Jorden lå så fjernt som i [[Eris (dværgplanet)|Eris']] bane (68 au), ville barycentret stadig ligge inde i Solen (lige godt 30.000&nbsp;km fra dens centrum).

[[Fil:orbit5.gif|thumb|right|400px|To himmellegemer med samme masse, som kredser omkring et fælles barycentrum i elliptiske omløbsbaner (en almindelig situation i [[dobbeltstjerne]]systemer).]]

Med præcise metoder fra [[astrometri]]en kan meget små ledsagestjerner, som ikke kan ses i kikkert eller teleskop, opdages ved den rokken af den store klode, som deres omløb giver anledning til, hvilket i de sidste år har medført opdagelse af talrige [[exoplanet]]er af Jupiterstørrelse. Den første opdagelse ved hjælp af denne metode var opdagelsen i 1844 af [[Sirius B]], en [[hvid dværg]], der overstråles af [[Sirius (stjerne)|Sirius]], som er den klareste stjerne på himlen, og som lyser omkring 10.000 gange stærkere. Først 18 år efter [[Friedrich Wilhelm Bessel]]s beregning blev den mindre stjerne, som har en vinkelafstand på 8" fra Sirius, observeret direkte.

[[Kategori:Himmelmekanik]]