ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ഉത്കേന്ദ്രത

ഗ്രഹഭ്രമണപഥങ്ങളുടെ ഉത്കേന്ദ്രത

നക്ഷത്രങ്ങളെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന ഗ്രഹങ്ങളെക്കുറിച്ച് ചിന്തിക്കുമ്പോൾ, പലപ്പോഴും മനസ്സിൽ വരുന്ന ചിത്രം വൃത്തിയുള്ളതും സ്ഥിരതയുള്ളതുമായ വൃത്താകൃതിയിലുള്ള പാതകളാണ്. വാസ്തവത്തിൽ, മിക്ക ഗ്രഹ ഭ്രമണപഥങ്ങളും പൂർണ്ണമായും വൃത്താകൃതിയിലുള്ളതല്ല. അവ സാധാരണയായി ദീർഘവൃത്തങ്ങളാണ് - ഒരു ദിശയിലേക്ക് "നീട്ടിയിരിക്കുന്ന" ഒരു വൃത്തം പോലെ. ദീർഘവൃത്തം എത്രത്തോളം "ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ളതാണ്" എന്നതിന്റെ അളവുകോലാണ് ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ഉത്കേന്ദ്രത. ഈ ആശയം ലളിതമായി തോന്നുന്നു, പക്ഷേ ഇതിന് ആഴത്തിലുള്ള പ്രത്യാഘാതങ്ങളുണ്ട്: ഇത് ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തിലെ വ്യതിയാനങ്ങളെയും അതിന്റെ പരിക്രമണ വേഗതയിലെ മാറ്റങ്ങളെയും അതിന്റെ സാധ്യതയുള്ള കാലാവസ്ഥയെയും വാസയോഗ്യതയെയും പോലും ബാധിക്കുന്നു.

എന്താണ് ഉത്കേന്ദ്രത?

പൊതുവേ, ഉത്കേന്ദ്രത (e) എന്നത് ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ആകൃതിയെ വിവരിക്കുന്ന ഒരു സംഖ്യയാണ്:

– e = 0 എന്നാൽ ഭ്രമണപഥം ഒരു പൂർണ്ണ വൃത്തമാണെന്ന് അർത്ഥമാക്കുന്നു.
– 0 < e < 1 എന്നാൽ ഒരു ദീർഘവൃത്താകാര ഭ്രമണപഥം എന്നാണ് അർത്ഥമാക്കുന്നത് (ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ഇത് ഏറ്റവും സാധാരണമാണ്). - e = 1 എന്നാൽ ഒരു പരാബോളിക് ഭ്രമണപഥം (വസ്തു ഒരിക്കൽ കടന്നുപോകുന്നു, തിരികെ വരുന്നില്ല; ഉദാഹരണത്തിന്, ചില വാൽനക്ഷത്രങ്ങൾ). - e > 1 എന്നാൽ ഒരു ഹൈപ്പർബോളിക് ഭ്രമണപഥം (വസ്തു ദൂരെ നിന്ന് വരികയും പിന്നീട് എന്നെന്നേക്കുമായി പോകുകയും ചെയ്യുന്നു).

സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങൾക്ക്, e യുടെ മൂല്യം 0 നും 1 നും ഇടയിലാണ്, അതിനാൽ അവയ്‌ക്കെല്ലാം ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങളുണ്ട്. എന്നിരുന്നാലും, ദീർഘവൃത്തത്തിന്റെ "എലിപ്റ്റിക്കാലിറ്റി"യുടെ അളവ് വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു.

ദീർഘവൃത്തം, ഫോക്കസ്, പെരിഹെലിയോൺ, അഫെലിയോൺ

ഒരു ദീർഘവൃത്താകാര ഭ്രമണപഥത്തിന് ഫോസി എന്ന് വിളിക്കുന്ന രണ്ട് പ്രത്യേക ബിന്ദുക്കൾ ഉണ്ട്. സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ കാര്യത്തിൽ, സൂര്യൻ ദീർഘവൃത്തത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലല്ല, മറിച്ച് ഒരു ഫോക്കസിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. അതുകൊണ്ടാണ് ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിലുടനീളം സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം മാറുന്നത്.

ഭ്രമണപഥത്തിലെ രണ്ട് പ്രധാന സ്ഥാനങ്ങൾ ഇവയാണ്:

*പെരിഹെലിയോൺ:* *സൂര്യനോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗ്രഹത്തിന്റെ പോയിന്റ്**
*അഫീലിയോൺ: സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ഏറ്റവും അകലെയുള്ള ഗ്രഹത്തിന്റെ ബിന്ദു

ഉത്കേന്ദ്രത കൂടുന്തോറും പെരിഹെലിയോണും അഫെലിയോണും തമ്മിലുള്ള ദൂരത്തിലെ വ്യത്യാസം വർദ്ധിക്കും.

ഉത്കേന്ദ്രതയും കെപ്ലറുടെ നിയമങ്ങളും

ഉത്കേന്ദ്രത ഒറ്റയ്ക്ക് നിലനിൽക്കുന്ന ഒന്നല്ല. കെപ്ലറുടെ നിയമങ്ങൾ അനുസരിച്ച് ഗ്രഹങ്ങൾ എങ്ങനെ നീങ്ങുന്നു എന്നതുമായി ഇത് ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, പ്രത്യേകിച്ച് രണ്ടാമത്തെ നിയമം: ഒരു ഗ്രഹത്തെയും സൂര്യനെയും ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന ഒരു സാങ്കൽപ്പിക രേഖ തുല്യ സമയങ്ങളിൽ തുല്യ പ്രദേശങ്ങൾ തുടച്ചുനീക്കുന്നു. തൽഫലമായി, ഒരു ഗ്രഹം ഉപസൗരത്തിനടുത്തായിരിക്കുമ്പോൾ, അത് വേഗത്തിൽ നീങ്ങുന്നു; അത് അഫെലിയോണിനടുത്തായിരിക്കുമ്പോൾ, അത് പതുക്കെ നീങ്ങുന്നു. "പരിക്രമണ പ്രവേഗം" ഒരു ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിന് സ്ഥിരമല്ലാത്തത് എന്തുകൊണ്ടെന്ന് ഇത് വിശദീകരിക്കുന്നു.

ഏതാണ്ട് വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങളിൽ (താഴ്ന്ന e), വേഗതയിലും ദൂരത്തിലുമുള്ള മാറ്റങ്ങൾ ശ്രദ്ധേയമല്ല. എന്നാൽ ഉത്കേന്ദ്രീകൃത ഭ്രമണപഥങ്ങളിൽ (ഉയർന്ന e), വ്യത്യാസങ്ങൾ വളരെ വലുതായിരിക്കും.

സൗരയൂഥത്തിലെ ഉത്കേന്ദ്രതയുടെ ഉദാഹരണങ്ങൾ

സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് വ്യത്യസ്ത ഉത്കേന്ദ്രത മൂല്യങ്ങളുണ്ട്. ഒരു പൊതു അവലോകനം ഇതാ (സംഖ്യകൾ വൃത്താകൃതിയിലായിരിക്കാം):

– ശുക്രൻ: ഒരു വൃത്തത്തിന് വളരെ അടുത്താണ് (e ~ 0,007)
– ഭൂമി: ഏതാണ്ട് വൃത്താകൃതി (e ~ 0,017)
– ചൊവ്വ: കൂടുതൽ അണ്ഡാകാരം (e ~ 0,093)
– ബുധൻ: ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഏറ്റവും വികേന്ദ്രീകൃതമായത് (e ~ 0,206)

ഭൂമിക്ക് ഒരു "ഗോളാകൃതിയിലുള്ള" ഭ്രമണപഥമുണ്ടെന്ന് പലപ്പോഴും കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു, പക്ഷേ അത് ഇപ്പോഴും ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലാണ്. സൂര്യനിൽ നിന്ന് ഭൂമിയിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിലെ പെരിഹെലിയോണിനും അഫെലിയോണിനും ഇടയിലുള്ള വ്യത്യാസം ഏകദേശം ഏതാനും ദശലക്ഷം കിലോമീറ്ററാണ്. ഇത് ഗണ്യമായി തോന്നുമെങ്കിലും, ഇത് ശരാശരി ദൂരത്തിന്റെ ഏതാനും ശതമാനം മാത്രമാണ്, അതിനാൽ ഭൂമിക്ക് ലഭിക്കുന്ന മൊത്തം സൗരോർജ്ജത്തിൽ അതിന്റെ സ്വാധീനം അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ചരിവ് പോലുള്ള മറ്റ് ഘടകങ്ങളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ താരതമ്യേന ചെറുതാണ്.

ഭൂമിയിലെ ഉത്കേന്ദ്രതയും ഋതുക്കളും

വേനൽക്കാലത്ത് ഭൂമി സൂര്യനോട് അടുത്തും ശൈത്യകാലത്ത് കൂടുതൽ അകലെയുമായിരിക്കുന്നതിനാലാണ് ഋതുക്കൾ ഉണ്ടാകുന്നതെന്നത് ഒരു പൊതു തെറ്റിദ്ധാരണയാണ്. വാസ്തവത്തിൽ, ഋതുക്കൾ പ്രധാനമായും നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ഭൂമിയുടെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ചരിവാണ് (ഏകദേശം 23,5°), അതിന്റെ ഉത്കേന്ദ്രതയല്ല.

രസകരമെന്നു പറയട്ടെ, ജനുവരി ആദ്യം മുതൽ ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തിൽ ശൈത്യകാലം അനുഭവപ്പെടുന്ന സമയത്താണ് ഭൂമി യഥാർത്ഥത്തിൽ പെരിഹെലിയനിനടുത്ത് എത്തുന്നത്. ഋതുക്കളെ നിർണ്ണയിക്കുന്ന പ്രാഥമിക ഘടകം ദൂരമല്ലെന്ന് ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഉത്കേന്ദ്രതയ്ക്ക് ഇപ്പോഴും ഒരു ചെറിയ സ്വാധീനമുണ്ട്: ഭൂമി പെരിഹെലിയനിലും അപഹെലിയനിലും ആയിരിക്കുമ്പോൾ സൂര്യപ്രകാശത്തിന്റെ തീവ്രത അല്പം വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. വർഷം മുഴുവനും ഭൂമിക്ക് ലഭിക്കുന്ന സൗരോർജ്ജത്തിന്റെ വിതരണത്തിലെ ചെറിയ വ്യതിയാനങ്ങളായി ഈ പ്രഭാവം ദൃശ്യമാകുന്നു.

ഉത്കേന്ദ്രത മാറാൻ കഴിയുന്നത് എന്തുകൊണ്ട്?

പരിക്രമണ ഉത്കേന്ദ്രത എല്ലായ്പ്പോഴും സ്ഥിരമായിരിക്കില്ല. നിരവധി ഗ്രഹങ്ങളുള്ള സിസ്റ്റങ്ങളിൽ, ഗ്രഹങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ വലിവ് ഭ്രമണപഥങ്ങൾ സാവധാനത്തിൽ മാറാൻ കാരണമാകുന്നു. ആയിരക്കണക്കിന് മുതൽ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ വരെയുള്ള കാലക്രമേണ, ഭൂമിയുടെ ഉത്കേന്ദ്രത മിലങ്കോവിച്ച് ചക്രങ്ങളുടെ ഭാഗമായ വ്യതിയാനങ്ങൾ അനുഭവിക്കുന്നു - ഹിമയുഗങ്ങൾ ഉൾപ്പെടെയുള്ള ദീർഘകാല കാലാവസ്ഥാ രീതികളുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഭൂമിയുടെ പരിക്രമണ, ഭ്രമണ പാരാമീറ്ററുകളിലെ ആനുകാലിക മാറ്റങ്ങളുടെ ഒരു പരമ്പര.

ഗ്രഹാന്തര പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾക്ക് പുറമേ, മറ്റ് ഭീമൻ വസ്തുക്കളുമായുള്ള സാമീപ്യം, പരിക്രമണ അനുരണനങ്ങൾ, ഗ്രഹവ്യവസ്ഥയുടെ രൂപീകരണ ചരിത്രം (ഉദാഹരണത്തിന്, കൂട്ടിയിടികൾ അല്ലെങ്കിൽ ഗ്രഹ കുടിയേറ്റങ്ങൾ) എന്നിവയും ഉത്കേന്ദ്രതയെ സ്വാധീനിക്കും.

എക്സോപ്ലാനറ്റുകളിലെ ഉത്കേന്ദ്രത: ശാന്തതയിൽ നിന്ന് അങ്ങേയറ്റത്തേക്ക്

നമ്മുടെ സൗരയൂഥത്തിന് പുറത്തുള്ള ഗ്രഹങ്ങൾ (exoplanets) ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടുപിടിക്കാൻ തുടങ്ങിയപ്പോൾ, അവയിൽ പലതിനും നമ്മുടെ സ്വന്തം ഗ്രഹങ്ങളെക്കാൾ വളരെ വലിയ ഉത്കേന്ദ്രതകൾ ഉണ്ടെന്ന് അവർ കണ്ടെത്തി. ചില വാതക ഭീമന്മാർക്ക് ("ചൂടുള്ള വ്യാഴം") അവയുടെ നക്ഷത്രങ്ങളോട് വളരെ അടുത്ത് പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നതിനാൽ അവയുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങളെ സ്ഥിരപ്പെടുത്തുന്ന വേലിയേറ്റ പ്രഭാവങ്ങൾ കാരണം ഏതാണ്ട് വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങളുണ്ട്, എന്നാൽ മറ്റ് പല എക്സോപ്ലാനറ്റുകളും വളരെ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങൾ പ്രദർശിപ്പിക്കുന്നു.

ഉയർന്ന ഉത്കേന്ദ്രത പലപ്പോഴും ഒരു "കഠിനമായ" ചലനാത്മക ചരിത്രത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു, ഉദാഹരണത്തിന്:
- ഗ്രഹങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ,
– ബൈനറി സ്റ്റാർ സിസ്റ്റങ്ങളിലെ സഹതാരങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള അസ്വസ്ഥതകൾ,
- അല്ലെങ്കിൽ സിസ്റ്റത്തിന്റെ രൂപീകരണത്തിന്റെ പ്രാരംഭ ഘട്ടത്തിൽ ഗ്രഹങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടികളും പുറന്തള്ളലുകളും.

എക്സെൻട്രിക് ഭ്രമണപഥങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ പാരിസ്ഥിതിക സാഹചര്യങ്ങളെ കൂടുതൽ രൂക്ഷമാക്കുന്നു: നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിലുണ്ടാകുന്ന മാറ്റങ്ങൾ താപനിലയിലും ഒരു ഭ്രമണപഥത്തിലൂടെ ലഭിക്കുന്ന വികിരണത്തിന്റെ തീവ്രതയിലും വലിയ മാറ്റങ്ങൾക്ക് കാരണമാകുന്നു.

ആവാസ വ്യവസ്ഥയിൽ ഉത്കേന്ദ്രതയുടെ സ്വാധീനം

ഗ്രഹങ്ങളുടെ ആവാസ വ്യവസ്ഥയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിൽ, ഉത്കേന്ദ്രത ഒരു പ്രധാന പാരാമീറ്ററാണ്. ഒരു ഗ്രഹത്തിന് വലിയ ഉത്കേന്ദ്രത ഉണ്ടെങ്കിൽ, അത് ഇതായിരിക്കാം:
– അതിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം നക്ഷത്രത്തോട് വളരെ അടുത്ത് ചെലവഴിക്കുന്നു (വളരെ ചൂട്),
– മറ്റു ചിലത് വളരെ അകലെയാണ് (വളരെ തണുപ്പാണ്).

എന്നിരുന്നാലും, ആവാസയോഗ്യത ദൂരത്തെ മാത്രം അടിസ്ഥാനമാക്കി നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നില്ല. കട്ടിയുള്ള അന്തരീക്ഷം, സമുദ്രങ്ങൾ അല്ലെങ്കിൽ താപ ചംക്രമണ സംവിധാനങ്ങൾ താപനില സ്ഥിരപ്പെടുത്താൻ സഹായിക്കും. മിതമായ ഉത്കേന്ദ്രതയുള്ള ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ഇപ്പോഴും ഫലപ്രദമായ ഒരു വാസയോഗ്യ മേഖല ഉണ്ടായിരിക്കാവുന്ന സാഹചര്യങ്ങളുണ്ട്, പ്രത്യേകിച്ചും ശരാശരി ഊർജ്ജ ഉപഭോഗം ദ്രാവക ജലത്തെ പിന്തുണയ്ക്കുകയും അന്തരീക്ഷത്തിന് താപം വിതരണം ചെയ്യാൻ കഴിയുകയും ചെയ്താൽ.

മറുവശത്ത്, വലിയ ഉത്കേന്ദ്രതകൾ തീവ്രമായ കാലാവസ്ഥാ വ്യതിയാനങ്ങൾക്ക് കാരണമാകും, കാലാവസ്ഥാ അസ്ഥിരത വഷളാക്കും, സീസണൽ പാറ്റേണുകൾ മാറ്റും, നക്ഷത്രവുമായുള്ള വേലിയേറ്റ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളെ പോലും സ്വാധീനിക്കും, ഇത് ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉൾഭാഗത്തെ ചൂടാക്കുകയോ (ടൈഡൽ ഹീറ്റിംഗ്) അതിന്റെ ഭ്രമണ പരിണാമത്തെ ത്വരിതപ്പെടുത്തുകയോ ചെയ്യും.

ഉത്കേന്ദ്രത അളക്കൽ: ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് എങ്ങനെ അറിയാം?

സൗരയൂഥത്തിൽ, കാലക്രമേണ ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങൾ നിരീക്ഷിച്ചാണ് ഉത്കേന്ദ്രത വളരെ കൃത്യമായി നിർണ്ണയിക്കുന്നത്. എക്സോപ്ലാനറ്റുകൾക്ക്, സാധാരണ രീതികളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:
– റേഡിയൽ പ്രവേഗം: ഗ്രഹത്തിന്റെ വലിവ് മൂലമുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ "ചലനം" അളക്കുന്നു; സിഗ്നൽ വക്രത്തിന്റെ ആകൃതി ഉത്കേന്ദ്രത വെളിപ്പെടുത്തും.
– സംക്രമണം: ഒരു ഗ്രഹം ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് മുന്നിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോൾ, സംക്രമണത്തിന്റെ ദൈർഘ്യവും ആകൃതിയും മറ്റ് ഡാറ്റയും ചേർന്ന് ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ആകൃതിയെക്കുറിച്ച് സൂചനകൾ നൽകും.
– സമയ വ്യതിയാനങ്ങൾ: ഗ്രഹാന്തര പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ മൂലമുള്ള സംക്രമണ സമയത്തിലെ (TTV) മാറ്റങ്ങൾ ഉത്കേന്ദ്രത ഉൾപ്പെടെയുള്ള പരിക്രമണ പാരാമീറ്ററുകൾ വെളിപ്പെടുത്താൻ സഹായിക്കും.

നമ്മൾ കൂടുതൽ ഡാറ്റ ശേഖരിക്കുന്തോറും, നമ്മുടെ ഉത്കേന്ദ്രതയെക്കുറിച്ചുള്ള വിലയിരുത്തലുകളും സിസ്റ്റത്തിന്റെ ചലനാത്മകതയെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ ഗ്രാഹ്യവും മെച്ചപ്പെടും.

പെനുട്ടപ്പ്

ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ഉത്കേന്ദ്രത, ഭ്രമണപഥങ്ങൾ എല്ലായ്പ്പോഴും വൃത്താകൃതിയിലാകാത്തതിന്റെയും, ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം മാറുന്നതിന്റെയും, ഭ്രമണപഥത്തിലുടനീളം അതിന്റെ വേഗത സ്ഥിരമല്ലാത്തതിന്റെയും കാരണങ്ങൾ മനസ്സിലാക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു പ്രധാന ആശയമാണ്. സൗരയൂഥത്തിൽ, ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉത്കേന്ദ്രത താരതമ്യേന ചെറുതാണ്, ഇത് പരിക്രമണ ചലനാത്മകതയെ "ശാന്തമാക്കുന്നു". എന്നിരുന്നാലും, പല എക്സോപ്ലാനറ്റുകളും കൂടുതൽ ഉത്കേന്ദ്രതയുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങൾ പ്രദർശിപ്പിക്കുന്നു, ഇത് ഗ്രഹവ്യവസ്ഥകളുടെ പരിണാമം വളരെ സങ്കീർണ്ണവും നാടകീയമായ ഇടപെടലുകൾ നിറഞ്ഞതുമാണെന്ന് വെളിപ്പെടുത്തുന്നു.

ഉത്കേന്ദ്രത മനസ്സിലാക്കുന്നതിലൂടെ, നമ്മൾ ഭ്രമണപഥങ്ങളുടെ ജ്യാമിതി പഠിക്കുക മാത്രമല്ല, ഒരു ഗ്രഹവ്യവസ്ഥയെ രൂപപ്പെടുത്തുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ "ചരിത്രം" വായിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു - കൂടാതെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ആകൃതി കാലാവസ്ഥയെ എങ്ങനെ ബാധിക്കുമെന്നും ജീവസൗഹൃദ അന്തരീക്ഷം ഉയർന്നുവരാനുള്ള സാധ്യതകളെക്കുറിച്ചും വിലയിരുത്തുന്നു.