Wentelbaan

In die geosentriese model van die Sonnestelsel is verskeie teorieë geopper om die beweging van die planete op grond van perfekte sfere of sirkels te verduidelik, totdat Johannes Kepler sy drie wette van planetêre beweging geformuleer het.

Eerstens het hy vasgestel dat die wentelbane van die planete in die Sonnestelsel ellipties is en nie rond soos wat voorheen geglo is nie, en dat die Son nie in die middel van die wentelbane geleë is nie maar by een fokus.[3] Tweedens het hy gevind dat die wentelspoed van elke planeet nie konstant is soos voorheen vermoed is nie, maar dat dit afhang van die planeet se afstand van die Son af. Derdens het Kepler gevind daar bestaan ’n algemene verwantskap tussen die wenteleienskappe van al die planete wat om die Son wentel: die derde mag van die planete se afstand van die Son af, soos gemeet in Astronomiese eenhede (AE), is eweredig aan die kwadraat van hul wentelperiode, gemeet in jaar. Jupiter en Venus is byvoorbeeld onderskeidelik 5,2 en 0,723 AE van die Son af en hul wentelperiode is onderskeidelik 11,86 en 0,615 jaar. Hieruit blyk dat die verhouding vir Jupiter, 5,23/11,862, feitlik gelyk is aan dié vir Venus, 0,7233/0,6152.

Isaac Newton het bewys dat die wentelbane van liggame wat aan swaartekrag onderwerp word, ’n keëlsnit is. Hy het ook aangedui dat die grootte van twee liggame se wentelbane omgekeerd ewerig is aan hul massa en dat die liggame draai om hul massamiddelpunt. As een liggaam baie swaarder is as die ander, kan die massamiddelpunt benaderd beskou word as die middelpunt van die swaarder liggaam.

Binne ’n planeetstelsel wentel planete, asteroïdes, komete en ruimte-afval in ’n elliptiese baan om die massamiddelpunt. ’n Komeet volg ’n paraboliese of hiperboliese baan rondom ’n massamiddelpunt en is nie swaartekraggebonde aan die ster nie, daarom word dit nie as deel van die ster se planeetstelsel beskou nie. Liggame wat swaartekraggebonde aan ’n planeet in ’n sonnestelsel is, hetsy natuurlike of kunsmatige satelliete, volg wentelbane om ’n massamiddelpunt naby dié planeet.

Vanweë gemeenskaplike swaartekragversteurings wissel die eksentrisiteit van planeetwentelbane mettertyd. Mercurius, die kleinste planeet in die Sonnestelsel, het die mees eksentriese wentelbaan. In die huidige epog het Mars die tweede grootste eksentrisiteit terwyl Venus en Neptunus die kleinste eksentrisiteite het.

As twee voorwerpe om mekaar wentel, is die periapside die naaste afstand van die voorwerpe van mekaar af en die apoapside is die verste afstand. (Meer spesifieke terme word gebruik vir spesifieke hemelliggame. Perihelium en afelium word gebruik vir wentelbane om die Son en perigeum en apogeum vir wentelbane om die Aarde).

• Geostasionêre wentelbaan
• Heliosentriese wentelbaan
• Lae aardwentelbaan
• Sinchroniese rotasie
• Sinchroniese wentelbaan
• Subsinchroniese wentelbaan
• Supersinchroniese wentelbaan

• Abell, Morrison, and Wolff (1987). Exploration of the Universe (5de uitg. uitg.). Saunders College Publishing.{{cite book}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)

• Verstaan wentelbane deur direkte manipulasie
• ’n Aanlyn wentelbaanbeplanner: http://www.bridgewater.edu/~rbowman/ISAW/PlanetOrbit.html Geargiveer 1 Februarie 2010 op Wayback Machine
• Orbital Mechanics (Vuurpyl- en ruimtetegnologie)
• Die NOAA-blad oor mlimatologiese data sluit data in oor die wisselings in die Aarde se wentelbaan oor die laaste 50 miljoen jaar en voorspellings vir die volgende 20 miljoen jaar.
• Die wentelbaansimulasies deur Varadi, Ghil en Runnegar (2003) Geargiveer 10 Februarie 2006 op Wayback Machine verskaf ’n ander, ietwat verskillende, weergawe van die Aarde se eksentrisiteit en inklinasie. Wentelbane vir ander planete is ook bereken.
• Java-simulasie van wentelbeweging
• Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Wentelbaan.