Excentrisk anomali

Excentrisk anomali, betecknas: E (för en planet:) vinkel mellan perihelium och planetens position projicerad på en cirkel med samma radie och samma centrum som halva storaxeln för banellipsen mätt i banellipsens origo.

Den excentriska anomalin är relaterad till medelanomalin genom Keplers ekvation:

$M=E-e\cdot \sin E$

där $e\,\!$ är banans excentricitet och $M\,\!$ är planetens medelanomali. Denna ekvation saknar en sluten lösning för $E\,\!$ för givna $M\,\!$ och $e\,\!$. Ekvationen löses i praktiken med en numerisk iterativ metod, till exempel Newton-Raphsons metod. Om $e\,\!$ är litet kan istället en trunkerad serieutveckling användas:

${\begin{matrix}E=M e\cdot \sin M {\frac {e^{2}}{2!\cdot 2}}(2\sin 2M) {\frac {e^{3}}{3!\cdot 2^{2}}}(3^{2}\sin 3M-3\sin M) {\frac {e^{4}}{4!\cdot 2^{3}}}(4^{3}\sin 4M-4\cdot 2^{3}sin2M) ....\end{matrix}}$

Den excentriska anomalin för punkten P är vinkeln E. Ellipsens mittpunkt ligger i C och dess brännpunkt (fokus) i F. Den radiella positionsvektorn r utgår från brännpunkten F, inte från ellipsens centrum C. Storaxelns hjälpcirkel har radien a; lillaxelns hjälpcirkel har radien b. Den sanna anomalin betecknas i denna figur med $f$ men brukar ofta också betecknas med $\nu$

När den excentriska anomalin har beräknats kan man ur detta beräkna den sanna anomalin, $\nu \,\!$:

$\nu =2\cdot \tan ^{-1}\left({\sqrt {\frac {1 e}{1-e}}}\cdot \tan {\frac {E}{2}}\right)$

och man kan också beräkna planetens avstånd $r\,\!$ från centralkroppen (solen):

$r=a\left(1-e\cdot \cos {E}\right)$

Excentrisk anomali kan även användas för en satellits rörelse runt jorden, eller för en godtycklig himlakropps rörelse runt en annan betydligt större centralkropp.

Se även

• Sann anomali
• Medelanomali