Eszentrikotasun orbital-en iturria ikusi

[[Fitxategi:Kepler_orbits.svg|link=//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b7/Kepler_orbits.svg/220px-Kepler_orbits.svg.png|thumb| '''Kepler orbitak''' :<br />{{Legend|red|Eliptikoa&nbsp;(eszentrikotasuna &#61; 0.7)|border=1px solid #770D18}}{{Legend|limegreen|Parabolikoa&nbsp;(excentricidad &#61; 1)|border=1px solid black}}{{Legend|blue|Hiperbolikoa&nbsp;(excentricidad &#61; 1.3)|border=1px solid #444}}]]
[[Argizagi|Objektu astronomiko]] baten '''eszentrikotasun orbitala''' da, hain zuzen, beste gorputz baten inguruan duen [[orbita]] zenbat desbideratzen den [[zirkunferentzia]] perfektu batetik kuantifikatzen duen parametroa. Horrela, 0 balioa orbita zirkular bati dagokio; 0 eta 1en arteko balioak orbita eliptikoei dagozkie; 1 orbita parabolikoa edo ihes orbita da, eta 1 baino balio handiagoak orbita [[Hiperbola|hiperbolikoak]] dira.

Terminoak [[Koniko|sekzio konikoen]] parametroen terminologiatik hartzen du izena, zeren Kepler orbita bakoitza sekzio konikoa baita. Normalean, bi gorputzen arazo isolatuetarako erabiltzen da, baina galaxian zehar Klemperer-en erroseta itxurako orbita bat jarraitzen duten objektuetarako luzapenak daude.

== Definizioa ==
 
Distantziaren araberako alderantzizko lege koadratiko baten arabera, indar zentral batek gobernatzen duen bi gorputzeko problema batean, gorputzek Kepler orbitei dagozkien ibilbideak deskribatzen dituzte. Orbita horien [[Eszentrikotasun|eszentrikotasuna]] haien forma definitzen duen zenbaki ez negatiboa da.

Eszentrikotasunak balio hauek har ditzake:

* Orbita zirkularra : ''e'' = 0
* Orbita eliptikoa : 0 < ''e'' < 1 (ikus [[Elipse|elipsea]] )
* Bide parabolikoa : ''e'' = 1 (ikus [[Parabola (matematika)|parabola]] )
* Bide hiperbolikoa : ''e'' > 1 (ikus [[hiperbola]] )

''E'' eszentrikotasun orbitala honek ematen du:

: <math>e = \sqrt{1 + \frac{2 E L^2}{m_\text{red} \alpha ^2}}</math>

non ''E'' energia orbital osoa den, ''L'' [[Momentu angeluar|momentu angeluarra]], ''m''<sub>gorria</sub> masa murriztua eta ''α'' [[Fisika klasiko|fisika klasikoko]] [[Grabitazio|grabitatearen]] edo [[elektrostatika]] bezalako [[indar zentral]] baten alderantzizko lege karratuaren koefizientea:

: <math>F = \frac{\alpha}{r^2}</math>
: (''α'' negatiboa da indar erakargarri baterako, eta positiboa, indar aldaratzaile baterako; ikus Keplerren problema ere)

edo grabitate-indar baten kasuan:

: <math>e = \sqrt{1 + \frac{2 \varepsilon h^{2}}{\mu^2}}</math>

non ''ε'' energia orbital espezifikoa den (energia osoa masa murriztutik zatitua); ''μ'' masa osoan oinarritutako grabitazio-parametro estandarra da, eta ''h'' momentu angeluar erlatibo espezifikoa (momentu [[Momentu angeluar|angeluarra]] masa murriztutik zatitua).

0tik 1era bitarteko ''e'' balioetarako, orbitaren forma gero eta elipse luzeagoa (edo zapalduagoa) da; 1etik infinitura bitarteko ''e'' balioetarako, orbita  {{Nowrap|<math>2 \arccsc e</math>}} bira osoa egiten duen [[Hiperbola|hiperbolaren]] adar bat da, 180 gradutik 0 gradura jaisten dena. ''e'' 1en berdina denean, elipse baten eta hiperbolaren arteko kasu mugatzailea parabola da.

Bide erradialak eliptiko, paraboliko edo hiperboliko gisa sailkatzen dira orbitaren energiaren arabera, ez eszentrikotasunaren arabera. Orbita erradialek momentu angeluar nulua dute, eta, beraz, eszentrikotasun bera dute. Energia konstante mantenduz eta momentu angeluarra murriztuz, orbita eliptiko, paraboliko eta hiperbolikoek dagokion bide erradial motara jotzen dute, ''e'' 1era jotzen duen bitartean (edo, parabolikoaren kasuan, 1 izaten jarraitzen du).

Indar aldaratzaile baterako, bide hiperbolikoa baino ez da aplikagarria, bertsio erradiala barne.

Orbita eliptikoetarako, proba sinple batek erakusten du (<math>\arcsin e</math>) zirkulu perfektu baten proiekzio-angelua ematen duela ''e'' eszentrizikotasuna duen [[elipse]] baten gainean. Adibidez, Merkurio planetaren orbitaren eszentrikotasuna ikusteko (''e'' = 0,2056), <math>\arcsin</math>  kalkulatu besterik ez dago 11,86 graduko proiekzio-angelua aurkitzeko. Ondoren, edozein objektu zirkularra (adibidez, goitik ikusitako kafe-kikara) angelu horretara okertuz, itxurazko [[Elipse|elipseari]] eszentrikotasun bera emango zaio begiz.

== Etimologia ==
''Eszentrikotasun'' hitza Erdi Aroko latinezko ''excentricus''-etik dator, [[Antzinako greziera|antzinako grezieratik]] eratorria {{Lang|grc|ἔκκεντρος}} ''ekktros'' ''zentrotik kanpo;'' {{Lang|grc|ἐκ-}} ''ek-''tik «kanpotik» + {{Lang|grc|κέντρον}} ''kentron'' «zentroa». ''Eszentrikotasun'' terminoa Euskaltzaindiak 2003an onartu zuen<ref>https://www.euskaltzaindia.eus/index.php?sarrera=eszentrikotasun&antzekoak=ez&option=com_hiztegianbilatu&view=frontpage&layout=aurreratua&Itemid=410&lang=eu&bila=bai</ref>

== Kalkulua ==
[[Orbita]] baten '''eszentrikotasuna''' egoera orbitaleko bektoreetatik kalkula daiteke eszentrikotasun bektorearen magnitude gisa:

: <math>e= \left | \mathbf{e} \right |</math>

non:

* '''e''' eszentrikotasunaren bektorea den.

Orbita eliptikoetarako [[Apside|periapsitik]] eta [[Apside|apoapsiatik]] ere kalkula daiteke {{Nowrap|1=''r''<sub>p</sub> = ''a''(1 − ''e'')}} eta {{Nowrap|1=''r''<sub>a</sub> = ''a''(1 + ''e'')}}, non ''a'' [[Ardatzerdi handi|ardatzerdi handia den]].

: <math>\begin{align} e&= {{r_\text{a}-r_\text{p}}\over{r_\text{a}+r_\text{p}}} \\ &= 1-\frac{2}{\frac{r_\text{a}}{r_\text{p}}+1} \end{align}</math>

nondik:

* ''r''<sub>a</sub> [[Apside|apoapsian]] dagoen erradioa den (hau da, orbitatik sistemaren [[Masa-zentro|masa-zentrora]] dagoen distantziarik urrunena eta elipsearen [[Foku (geometria)|fokua]] dena).
* ''r''<sub>p</sub> [[Apside|periapsian]] dagoen erradioa den (hurbilen dagoen distantzia).

Orbita eliptiko baten eszentrikotasuna [[Apside|periapsisaren]] eta [[Apside|apoapsiaren]] arteko erlazioa lortzeko ere erabil daiteke:

: <math>{{r_\text{p}}\over{r_\text{a}}}={{1-e}\over{1+e}}</math>

Lurrarentzat, eszentrikotasun orbitala ≈ [[Apside|0,0167]], apoapsia = afelioa eta [[Apside|periapsia]] = perihelioa eguzkiarekiko.

Lurraren urteko orbitaren ibilbiderako r<sub>a</sub> / r<sub>p</sub> ratioa = erradio nagusia / erradio txikia ≈ 1,034 ibilbidearen erdigunearekiko.

== Adibideak ==
[[Fitxategi:Eccentricity_rocky_planets.jpg|link=//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/98/Eccentricity_rocky_planets.jpg/500px-Eccentricity_rocky_planets.jpg|thumb|500x500px| [http://www.orbitsimulator.com/gravity/articles/what.html Grabitatearen simulagailuaren] diagrama [[Merkurio (planeta)|Merkurio]], [[Artizarra]], [[Lurra|Lurraren]] eta [[Marte|Marteren]] hurrengo {{Gaps|50|000}} urteetan zehar aldatzen ari den eszentriko orbitalaren diagrama. Geziek erabilitako eskala desberdinak adierazten dituzte. Diagramako 0 puntua 2007. urtea da.]]
{| class="wikitable floatright col2cen"
|+Eguzki Sistemaren gorputzen eszentrikotasunak
! Objektua
! Eszentrikotasuna
|-
| [[Triton (satelitea)|Tritoia]]
| {{Gaps|0.000|02}}
|-
| [[Artizarra]]
| {{Gaps|0.006|8}}
|-
| [[Neptuno]]
| {{Gaps|0.008|6}}
|-
| [[Lurra]]
| {{Gaps|0.016|7}}
|-
| [[Titan (satelitea)|Titana]]
| {{Gaps|0.028|8}}
|-
| [[Urano]]
| {{Gaps|0.047|2}}
|-
| [[Jupiter]]
| {{Gaps|0.048|4}}
|-
| [[Saturno]]
| {{Gaps|0.054|1}}
|-
| [[Ilargia]]
| {{Gaps|0.054|9}}
|-
| [[Zeres (planeta nanoa)|Ceres]]
| {{Gaps|0.075|8}}
|-
| [[4 Vesta|(4) Vesta]]
| {{Gaps|0.088|7}}
|-
| [[Marte]]
| {{Gaps|0.093|4}}
|-
| [[10 Higia|(10) Higiea]]
| {{Gaps|0.114|6}}
|-
| [[Makemake (planeta nanoa)|makemake]]
| {{Gaps|0.155|9}}
|-
| [[Haumea (planeta nanoa)|Haumea]]
| {{Gaps|0.188|7}}
|-
| [[Merkurio (planeta)|Merkurioa]]
| {{Gaps|0.205|6}}
|-
| [[2 Palas|(2) Palak]]
| {{Gaps|0.231|3}}
|-
| [[Pluton (planeta nanoa)|Pluton]]
| {{Gaps|0.248|8}}
|-
| [[3 Junon|(3) Ekaina]]
| {{Gaps|0.255|5}}
|-
| [[324 Bamberga|(324) Banberga]]
| {{Gaps|0.340|0}}
|-
| [[Eris (planeta nanoa)|Eris]]
| {{Gaps|0.440|7}}
|-
| [[Nereida (satelitea)|Nereida]]
| {{Gaps|0.750|7}}
|-
| [[(90377) Sedna|sedna]]
| {{Gaps|0.854|9}}
|-
| [[Halley kometa]]
| {{Gaps|0.967|1}}
|-
| [[Hale-Bopp kometa]]
| {{Gaps|0.995|1}}
|-
| Ikeya-Seki kometa
| {{Gaps|0.999|9}}
|-
| [[ʻOumuamua|1I/ʻOumuamua]]
| 1.20 <sup><small>[ <ref>ʻOumuamua nunca estuvo ligado al Sol.</ref> ]</small></sup>
|}
[[Lurra|Lurraren]] orbitaren eszentrikotasuna 0,0167 ingurukoa da gaur egun; Lurraren orbita ia zirkularra da. [[Artizarra|Artizarrak]] eta [[Neptuno|Neptunok]] eszentrikotasun are txikiagoak dituzte. Ehunka mila urtetan zehar, Lurraren orbitaren eszentrikotasuna 0,0034 eta 0,058 inguru aldatzen da planeten arteko grabitazio-erakarpenen ondorioz (ikus [https://web.archive.org/web/20200922100052/http://www.illinoisstatemuseum.org/content/online-resources/ excentricity_graph.html graph])<ref name="Berger1991">{{Cite web|izenburua=Graph of the eccentricity of the Earth's orbit|argitaletxea=Illinois State Museum (Insolation values for the climate of the last 10 million years)|egilea=A. Berger|data=1991|url=http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/eccentricity_graph.html|accessdate=17 de diciembre de 2009}}</ref>.

Taulan, hautatutako planeta eta planeta nano, asteroide, kometa eta ilargi guztien balioak zerrendatzen dira. [[Merkurio (planeta)|Merkuriok]] [[Eguzki-sistema|Eguzki Sistemako]] edozein planeten eszentrikotasun orbita handiena du (''e'' = 0,2056). Eszentrikotasun hori nahikoa da Merkuriok perihelioan afelioan baino eguzki-erradiazio bikoitza jasotzeko. 2006ko planetaren berdefinizioaren aurretik, [[Pluton (planeta nanoa)|Pluton]] orbita eszentrikoena zuen planetatzat hartzen zen (''e'' = 0,248). Beste objektu trans-neptuniarrak eszentrikotasun esanguratsua dute; nabarmenki, Eris planeta nanoak (0,44). Are gehiago, [[(90377) Sedna|Sednak]] 0,855eko eszentrikotasun ikaragarri altua du bere ustezko afelioa 937 UAkoa eta 76 UA inguruko perihelioa dela eta.

Eguzki Sistemako [[asteroide]] gehienek 0 eta 0,35 arteko eszentrikotasun orbitalak dituzte, batez beste, 0,17ko balioarekin<ref>{{Cite web|izenburua=Asteroids<!-- Bot-generated title -->|url=http://filer.case.edu/sjr16/advanced/asteroid.html|accessdate=18 de septiembre de 2018}}</ref>. Haien eszentrikotasun konparatibo handiak, ziurrenik, [[Jupiter|Jupiterren]] eraginaren eta iraganeko talken ondorioak dira.

[[Ilargia|Ilargiaren]] orbitaren eszentrikotasunaren balioa 0,0549 da, Eguzki Sistemako ilargi handien artean eszentrikoena. Lau ilargiek galilearrek 0,01etik beherako eszentrikotasunak dituzte. [[Neptuno|Neptunoren]] [[Triton (satelitea)|Triton]] ilargiak 1,6e−5 (0,000016) eszentrikotasuna du<ref name="Triton">{{Cite web|izenburua=Neptunian Satellite Fact Sheet|argitaletxea=NASA|egilea=David R. Williams|data=22 de enero de 2008|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptuniansatfact.html|accessdate=17 de diciembre de 2009}}</ref>, Eguzki Sistemako ezagutzen den edozein gorputz eszentrikotasun txikiena; bere orbita gaur egun neur daitekeen zirkulu perfektutik hurbilen dago. Hala ere, ilargi txikiagoek —forma irregularreko sateliteek bereziki— eszentrikotasun handia izan dezakete, Neptunoren hirugarren ilargirik handiena bezala, [[Nereida (satelitea)|Nereida]], adibidez (0,75).

[[Kometa|Kometek]] eszentrikotasun-balio oso desberdinak dituzte. Kometa periodikoek, normalean, 0,2 eta 0,7 arteko eszentrikotasunak dituzte, baina horietako batzuek orbita eliptiko oso eszentrikoak dituzte, 1etik beherako eszentrikotasunekin. Adibidez, [[Halley kometa|Halley]] kometak 0,967 balio du. Kometa ez-periodikoak bide ia parabolikoak jarraitzen dituzte, eta 1etik are hurbilago dauden eszentrikotasunak dituzte. Adibide bezala aipa daitezke 0,995 balio duen [[Hale-Bopp kometa]]<ref name="Hale-Bopp-jpl" /> eta C/2006 P1 (McNaught) 1,000019<ref name="McNaught-jpl">{{Cite web|izenburua=JPL Small-Body Database Browser: C/2006 P1 (McNaught)|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C/2006+P1|accessdate=17 de diciembre de 2009}}</ref>. Hale-Boppen eszentrikotasun orbitaren balioa 1 baino txikiagoa denez, bere ibilbidea eliptikoa da, eta, hain zuzen ere, azkenean itzuliko da<ref name="Hale-Bopp-jpl">{{Cite web|izenburua=JPL Small-Body Database Browser: C/1995 O1 (Hale-Bopp)|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Hale-Bopp|accessdate=5 de diciembre de 2008}}</ref>. McNaught kometak ibilbide hiperbolikoa du planeten eraginpean dagoen bitartean, baina, oraindik, Eguzkiari lotuta dago, gutxi gorabehera, 10<sup>5</sup> urteko orbitarekin<ref name="Perth">{{Cite web|izenburua=Comet C/2006 P1 (McNaught) - facts and figures|argitaletxea=Perth Observatory in Australia|data=22 de enero de 2007|url=http://www.perthobservatory.wa.gov.au/information/comet_mcnaught_info.html|accessdate=1 de febrero de 2011}}</ref>. 2010eko [[Garai (astronomia)|garaitik]] aurrera, C/1980 E1 kometak ezagutzen den edozein kometa hiperbolikoren baino eszentrikotasun handiagoa du, 1,057ko eszentrikotasunarekin<ref name="C/1980E1-jpl">{{Cite web|izenburua=JPL Small-Body Database Browser: C/1980 E1 (Bowell)|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1980E1|accessdate=22 de marzo de 2010}}</ref>, eta [[Eguzki-sistema|Eguzki Sistema]] utziko du mugagabe.

[[ʻOumuamua|1I/ʻOumuamua]] Eguzki Sistematik igarotzen den [[Izarrarteko gorputz|izarrarteko lehen objektua]] da. Bere 1,20ko eszentrikotasun orbitalak adierazten du 'Oumuamua ez dela inoiz grabitazioz lotu gure eguzkiarekin. Lurretik 0,2 AUra (30.000.000 km) aurkitu zen, eta, gutxi gorabehera, 200 metroko diametroa du. Bere izarrarteko abiadura (abiadura infinituan) 26,33 km/s-koa da.

== Batez besteko eszentrikotasuna ==
Objektu baten batez besteko eszentrikotasuna da denbora-tarte jakin batean jasaten dituen perturbazio kontuan hartuta batez besteko eszentrikotasuna. Gaur egun, Neptunok 0,0113ko aldiuneko eszentrikotasuna du ([[Garai (astronomia)|2007ko garaia]])<ref name="nssdc-Neptune">{{Cite web|izena=David R.|abizena=Williams|izenburua=Neptune Fact Sheet|argitaletxea=NASA|data=29 de noviembre de 2007|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html|accessdate=17 de diciembre de 2009}}</ref>, baina, 1800 eta 2050 bitartean, bere ''batez besteko'' eszentrikotasuna 0,00859an kokatzen da<ref name="ssd-mean">{{Cite web|izenburua=Keplerian elements for 1800 A.D. to 2050 A.D.|argitaletxea=JPL Solar System Dynamics|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/txt/p_elem_t1.txt|accessdate=17 de diciembre de 2009}}</ref>.

== Klima efektua ==
Mekanika orbitalak urtaroen iraupena [[Solstizio|solstizioaren]] eta [[Ekinokzio|ekinozioaren]] artean ibiltzen den Lurraren orbitaren eremuarekiko proportzionala izatea eskatzen du; beraz, eszentrikotasun orbitala muturrekoa denean, orbitaren beste muturrean gertatzen diren urtaroak ([[Afelio|afelioa]]) nabarmen luzeagoak izan daitezke. Gaur egun, udazkena eta negua Ipar Hemisferioan, hurbilen dagoenean gertatzen dira ([[Perihelio|perihelioa]]), Lurra bere abiadura maximoan mugitzen denean, Hego Hemisferioan alderantziz gertatzen den bitartean. Ondorioz, Ipar Hemisferioan, udazkena eta negua udaberria eta uda baino apur bat laburragoak dira, baina, termino globaletan, hori orekatu egiten da ekuatorearen azpitik luzeagoak izateagatik. 2006an, Ipar Hemisferioko uda negua baino 4,66 egun luzeagoa izan zen, eta udaberria 2,9 egun luzeagoa udazkena baino, orbitaren aldakuntzak direla eta<ref>{{Cite aldizkari|urtea=2006|izenburua=Equatorial insolation: from precession harmonics to eccentricity frequencies|orrialdeak=519–533|abizena2=Loutre M.F.|abizena3=Mélice J.L.|url=http://www.clim-past-discuss.net/2/519/2006/cpd-2-519-2006.pdf|kazeta=Clim. Past Discuss.|liburukia=2|alea=4|doi=10.5194/cpd-2-519-2006|accessdate=18 de septiembre de 2018|format=PDF}}</ref>.

[[prezesio absidal|Prezesio absidalak]] ere, poliki-poliki, aldatzen du Lurraren orbitako puntua, non solstizioak eta ekinozioak gertatzen diren. Kontuan izan hori Lurraren orbitan aldaketa motela dela, ez errotazio-ardatzean, ekinozioen prezesioa bezala ezagutzen dena. Datozen 10.000 urteetan, Ipar Hemisferioko neguak, pixkanaka, luzeagoak izango dira, eta udak laburragoak izango dira. Hala ere, hemisferio batean edozein hozte-efektu beste hemisferioaren berotzearekin orekatzen da, eta, aldaketa orokor oro, Lurraren orbitaren eszentrikotasuna ia erdira murriztuko delako konpentsatuko da<ref>[https://web.archive.org/web/20150602033750/http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/lectures/climate.htm Arizona U., Long Term Climate]</ref>. Horrek batez besteko orbita-erradioa murriztuko du, eta bi hemisferioetako tenperaturak glaziar arteko batez besteko gailurretik hurbilago igoko dira.

== Exoplanetak ==
Aurkitutako [[Exoplaneta|eguzkiz kanpoko planetetatik]], gehienek, gure eguzki-sistemako planetek baino eszentrikotasun orbital handiagoa dute. Eszentrikotasun orbital baxua duten exoplanetak, orbita ia zirkularrak, beren izarretik oso gertu daude, eta [[Errotazio sinkrono|mareen akoplamendua]] erakusten dute izarrarekiko. Eguzki Sistemako zortzi planetek orbita ia zirkularra dute. Aurkitutako exoplanetek erakusten dute eguzki-sistema —bere ezohiko eszentrikotasun baxuarekin— arraroa eta bakarra dela<ref>[http://exoplanets.org/ecc.html exoplanets.org, ORBITAL ECCENTRICITES, by G.Marcy, P.Butler, D.Fischer, S.Vogt, 20 Sept 2003]</ref>. Teoria batek eszentrikotasun txiki hori Eguzki Sistemako planeta kopuru handiari egozten dio; beste batek, berriz, iradokitzen du bere asteroide gerriko bereziengatik sortu zela. Beste sistema multiplanetario batzuk aurkitu dira, baina batek ere ez du Eguzki Sistemaren antzarik beren sistema [[planetesimal]] bereziengatik, eta horrek planetak orbita ia zirkularrak izatera eraman zituen. Eguzki planetesimalen sistemek [[Asteroide gerrikoa|asteroideen gerrikoa]], Hilda Taldea, [[Kuiper gerrikoa]], [[Hillsen hodeia|Hills Hodeia]] eta [[Oorten hodeia|Oort Hodeia]] hartzen dituzte bere baitan. Aurkitutako exoplaneta-sistemek ez dute sistema planetesimalik, edo oso handia da. Eszentrikotasun baxua beharrezkoa da bizigarritasunerako, batez ere, bizi-forma konplexuen kasuan. Aniztasun handiko planeta-sistemek exoplaneta bizigarriak izateko aukera handia dute<ref>{{Cite aldizkari|izenburua=Exoplanet orbital eccentricity: multiplicity relation and the Solar System|orrialdeak=20–4|abizena2=Turner|izena1=MA|izena2=EL|kazeta=Proc Natl Acad Sci U S A|liburukia=112|oclc=4291657|pmid=25512527|bibcode=2015PNAS..112...20L|doi=10.1073/pnas.1406545111}}</ref><ref>[https://arxiv.org/pdf/1512.04996.pdf Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, Planetesimals in Debris Disks, by Andrew N. Youdin and George H. Rieke, 2015]</ref>. Eguzki Sistemaren bira-hipotesi handiak ere beren orbita ia zirkularrak eta beste ezaugarri berezi batzuk ulertzen ere laguntzen du<ref name="Zubritsky_2011">{{Cite web|izenburua=Jupiter's Youthful Travels Redefined Solar System|argitaletxea=[[NASA]]|url=http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/young-jupiter.html|accessdate=4 de noviembre de 2015}}</ref><ref name="Sanders_2011">{{Cite web|izenburua=How Did Jupiter Shape Our Solar System?|url=http://www.universetoday.com/88374/how-did-jupiter-shape-our-solar-system/|lana=[[Universe Today]]|accessdate=4 de noviembre de 2015}}</ref><ref name="Choi_2015">{{Cite web|izenburua=Jupiter's 'Smashing' Migration May Explain Our Oddball Solar System|argitaletxea=Space.com|url=http://www.space.com/28901-wandering-jupiter-oddball-solar-system.html|accessdate=4 de noviembre de 2015}}</ref><ref name="Davidsson_2014">{{Cite web|izenburua=Mysteries of the asteroid belt|url=https://thehistoryofthesolarsystem.wordpress.com/tag/the-grand-tack/|lana=The History of the Solar System|accessdate=7 de noviembre de 2015}}</ref><ref name="Raymond_2013">{{Cite web|izenburua=The Grand Tack|url=http://planetplanet.net/2013/08/02/the-grand-tack/|lana=PlanetPlanet|accessdate=7 de noviembre de 2015}}</ref><ref name="O'Brien_2014">{{Cite aldizkari|izenburua=Water delivery and giant impacts in the 'Grand Tack' scenario|orrialdeak=74–84|abizena2=Walsh|abizena3=Morbidelli|abizena4=Raymond|abizena5=Mandell|izena1=David P.|izena2=Kevin J.|izena3=Alessandro|izena4=Sean N.|izena5=Avi M.|data=2014|kazeta=Icarus|liburukia=239|bibcode=2014Icar..239...74O|doi=10.1016/j.icarus.2014.05.009}}</ref><ref>{{Cite aldizkari|izenburua=Relative Likelihood for Life as a Function of Cosmic Time|abizena1=Loeb|abizena2=Batista|abizena3=Sloan|izena1=Abraham|izena2=Rafael|izena3=David|data=agosto de 2016|kazeta=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|bibcode=2016JCAP...08..040L|doi=10.1088/1475-7516/2016/08/040}}</ref><ref>{{Apurtutako esteka|{{Cita web |url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2016–17 |editorial=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |título=Is Earthly Life Premature from a Cosmic Perspective? |fecha=1 de agosto de 2016 }}|https://www.cfa.harvard.edu/news/2016%E2%80%9317}}</ref>.

== Ikus ere ==

* [[Eszentrikotasun|Eszentrikotasuna (matematika)]]
* [[Eszentrikotasun bektore|Eszentrikotasun bektorea]]
* [[Denboraren ekuazio|Denboraren ekuazioa]]
* [[Orbitaren aldakuntza|Orbitaren aldakuntzak]]
* [[Orbita]]

== Erreferentziak==
{{Erreferentzia zerrenda|30em}}

== Irakurketa gehiago ==
* Prussing, John E.; Conway, Bruce A. (1993). Orbital Mechanics. New York: Oxford University Press. ISBN 0-19-507834-9. 

== Kanpo estekak ==
* [http://scienceworld.wolfram.com/physics/Eccentricity.html Fisikaren mundua: eszentrikotasuna]
* [http://www.ncdc.noaa.gov/paleo/forcing.html Climate Forcing Data-ri buruzko NOAA orrialdeak]-n Artxibatua 2008-04-30eko datuak (kalkulatuak) biltzen ditu. [http://www.imcce.fr/Equipes/ASD/insola/earth/earth.html Lascar et al. (2004)] Lurraren orbita aldaketei buruz, azken 50 milioi urteetako eta datozen 20 milioi urteetako eszentrikotasuna barne hartzen du.
* [https://web.archive.org/web/20060210012245/http://www.astrobiology.ucla.edu/OTHER/SSO/ Varadi, Ghil eta Runnegar (2003) egindako simulazio orbitalak] Lurraren eszentrikotasun orbitala eta orbitaren inklinaziorako serieak eskaintzen ditu.
* [https://web.archive.org/web/20170424171326/http://www.walter-fendt.de/ph14e/keplerlaw2.htm Keplerren Bigarren legearen simulazioa]

{{autoritate kontrola}}

[[Kategoria:Astronomia]]