Barycentrum: Forskelle mellem versioner

'''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]].

Barycentrum for [[Solsystemet]] 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)|Jupiter]]s og [[Saturn (planet)|Saturn]]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.

Solsystemets massecentrum er desuden af betydning for ''[[Temps atomique barymetrique]]“'' (TAB), hvilket er den fælles [[atomtid]]sskala for alle planeterne.

Når Jupiter og Saturn står på linje, ligger barycentrum næsten 2 solradier uden for Solens centrum. Det forekomerforekommer 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 9 planeter inden for en sektor på 95 grader.

For at kunne beregne Solens virkelige bevægelse, skal summen af alle påvirkninger fra planeter, [[komet]]er, [[asteroide]]r etcosv. i [[solsystemet]] kendes, hvilket er et [[n-legeme problem|''n''-legeme-problem]]. Såfremt alle planeter på et tidspunkt befinder sig på samme side af Solen, vil det kombinerede massecentrum ligge omkring 500.000 km over Solens overflade.

|+ '''ExamplesEksempler'''

|colspan=8| Begge kloder har tydelige omløb om deres barycentrum, hvorfor Pluto og Charon af mange ansås som et [[dobbeltplanet]]-system, indtil betydningen af [[planet]] blev omdefineret i august 2006.

Beregningerne ovenførovenfor er foretaget ud fra klodernes gennemsnitlige afstand og giver derfor gennemsnitsværdien for ''r''₁. Men eftersom alle omløbsbaner i rummet er elliptiske, varierer afstanden mellem klodernes [[apsis|apsider]], afhængigt af banernes [[excentricitet (matematik)|excentricitet]], ''e''. Følgelig varierer også barycentrums position, og for nogle systemer kan barycentrum ''sommetider ligge indenfor og sommetider udenfor'' kloden med den største masse. Det optræder, når:

|valign=top|[[fIl:orbit1.gif|200px]]<BR>To kloderhimmellegemer med samme masse, som kredser omkring et fælles barycentrum. (svarer til [[90 Antiope]]-systemet).

|valign=top|[[fIl:orbit2.gif|200px]]<BR>To kloder med forskel i masse, som kredser omkring et fælles barycentrum, som i [[Pluto (dværgplanet)|Pluto]]-[[Charon (måne)|Charon]]- systemet.

|valign=top|[[fIl:orbit4.gif|200px]]<BR>To kloderhimmellegemer med ekstrem forskel i masse, som kredser omkring et fælles barycentrum (svarende til [[Solen]]-[[Jorden]]-systemet).

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

Barycentrum for [[dobbeltstjerne]]r med samme masse ligger nøjagtigt midt mellem de to stjerner, som kredser om det i lige store [[JohannesKeplers Keplerlove|Keplerellipser]]. Er masserne forskellige, bevæger den mest massive stjerne sig i en tilsvarende mindre ellipse.

Massecentrum for [[Mælkevejen]] ligger i retning af [[stjernebillede]]t [[Skytten (stjernebillede)|Skytten]] og benævnes dens ''galaktiske centrum''. Alle stjerner i [[galakse]]n kredser om det, men ikke i nøjagtige Keplerbaner, fordi Mælkevejens massefordeling ikke, som det er tilfældet for solsystemet, dominereser frakoncentreret eti stedcentrum.