apsyda -Apsis
Część serii pt |
Astrodynamika |
---|
Apsyda (ze starogreckiego ἁψίς (hapsís) 'łuk, sklepienie'; PL apsydy / æ p s ɪ ˌ d iː z / AP -sih-deez ) jest najdalszym lub najbliższym punktem orbity ciała planetarnego wokół jego ciało pierwotne . Na przykład w przypadku orbit wokół Słońca apsydy nazywane są aphelium (najdalszy) i peryhelium (najbliższy).
Ogólny opis
Na każdej orbicie eliptycznej są dwie apsydy . Nazwa każdej apsis jest tworzona z przedrostków ap- , apo- (od ἀπ (ό) , (ap (o) -) „daleko od”) dla najdalszego lub peri- (od περί (peri-) „blisko” ) dla punktu najbliższego korpusowi podstawowemu , z sufiksem opisującym korpus główny. Przyrostkiem dla Ziemi jest -gee , więc nazwy apsyd to apogeum i perygeum . Dla Słońca przyrostek to -helion , więc nazwy to aphelium i peryhelium .
Zgodnie z prawami dynamiki Newtona wszystkie okresowe orbity są elipsami. Środek ciężkości obu ciał może leżeć dobrze w większym ciele - np. środek ciężkości Ziemia-Księżyc znajduje się około 75% drogi od środka Ziemi do jej powierzchni. Jeśli w porównaniu z większą masą mniejsza masa jest pomijalna (np. dla satelitów), to parametry orbity są niezależne od mniejszej masy.
Użyty jako sufiks - to znaczy -apsis - termin ten może odnosić się do dwóch odległości od głównego ciała do orbitującego ciała, gdy to ostatnie znajduje się: 1) w punkcie perycentrum lub 2) w punkcie apocentrum (porównaj obie grafiki, drugi rysunek). Linia apsyd oznacza odległość linii łączącej najbliższe i najdalsze punkty na orbicie; odnosi się również po prostu do ekstremalnego zasięgu obiektu krążącego wokół ciała żywiciela (patrz górny rysunek; patrz trzeci rysunek).
W mechanice orbitalnej apsydy technicznie odnoszą się do odległości mierzonej między środkiem masy ciała centralnego a środkiem masy ciała orbitującego. Jednak w przypadku statku kosmicznego terminy te są powszechnie używane w odniesieniu do wysokości orbity statku kosmicznego nad powierzchnią korpusu centralnego (przy założeniu stałego, standardowego promienia odniesienia).
Terminologia
Słowa „perycentrum” i „apocentrum” są często spotykane, chociaż w zastosowaniach technicznych preferowane są perycentrum / apocentrum.
- W ogólnych sytuacjach, w których nie określono podstawowego, terminy perycentrum i apocentrum są używane do nazywania skrajnych punktów orbit (patrz tabela, górny rysunek); perycentrum i apocentrum (lub apapsis ) są równoważnymi alternatywami, ale terminy te często odnoszą się również do odległości - to znaczy najmniejszych i największych odległości między orbiterem a ciałem gospodarza (patrz drugi rysunek).
- Dla ciała krążącego wokół Słońca punktem najmniejszej odległości jest peryhelium ( / ˌ p ɛr ɪ ˈ h iː l ja ə n / ), a punktem największej odległości jest aphelium ( / ć p ˈ h iː l i ə n / ); przy omawianiu orbit wokół innych gwiazd terminami stają się periastron i apastron .
- Omawiając satelitę Ziemi , w tym Księżyc , punktem najmniejszej odległości jest perygeum ( / p ɛr ɪ dʒ iː / ), a największej odległości apogeum ( ze starogreckiego : Γῆ ( Gē ), „ziemia” lub „ziemia”).
- W przypadku obiektów na orbicie księżycowej punkt najmniejszej odległości nazywany jest perycyntionem ( / ˌ p ɛr ɪ s ɪ n θ i ə n / ) , a największa odległość apocyntionem ( / ˌ ć p ə ˈ s ɪ n θ i ə n / ). Stosowane są również terminy perilune i apolune , a także periselene i apselene . Ponieważ Księżyc nie ma naturalnych satelitów, dotyczy to tylko obiektów stworzonych przez człowieka.
Etymologia
Słowa peryhelium i aphelium zostały ukute przez Johannesa Keplera w celu opisania ruchów orbitalnych planet wokół Słońca. Słowa są utworzone z przedrostków peri- ( gr . περί , blisko) i apo- ( gr . ἀπό , z dala od ), dołączonych do greckiego słowa oznaczającego słońce ( ἥλιος lub hēlíos ).
Różne pokrewne terminy są używane w odniesieniu do innych ciał niebieskich . Przyrostki -gee , -helion , -astron i -galacticon są często używane w literaturze astronomicznej w odniesieniu odpowiednio do Ziemi, Słońca, gwiazd i centrum Galaktyki. Przyrostek -jove jest czasami używany dla Jowisza, ale -saturn był bardzo rzadko używany w ciągu ostatnich 50 lat dla Saturna. Forma -gee jest również używana jako ogólny termin najbliższego podejścia do „dowolnej planety” - zamiast stosowania jej tylko do Ziemi.
Podczas programu Apollo terminy perycyntion i apocyntion były używane w odniesieniu do orbitowania wokół Księżyca ; odwołują się do Cynthii, alternatywnego imienia greckiej bogini księżyca Artemidy . Niedawno, podczas programu Artemis , używano terminów perilune i apolune .
Jeśli chodzi o czarne dziury, termin peribotron został po raz pierwszy użyty w artykule J. Franka i MJ Reesa z 1976 roku, którzy przypisują WR Stoegerowi zasugerowanie stworzenia terminu używającego greckiego słowa oznaczającego dół: „bothron”.
Terminy perimelasma i apomelasma (od greckiego rdzenia) zostały użyte przez fizyka i autora science-fiction Geoffreya A. Landisa w opowiadaniu opublikowanym w 1998 roku, a tym samym pojawiły się w literaturze naukowej przed perinigricon i aponigricon (z łaciny) w 2002 roku.
Podsumowanie terminologii
Przedstawione poniżej sufiksy można dodać do przedrostków peri- lub apo- , aby utworzyć unikalne nazwy apsyd dla orbitujących ciał wskazanego układu gospodarz/ (pierwotny) . Jednak tylko dla systemów Ziemi, Księżyca i Słońca są powszechnie używane unikalne przyrostki. Badania egzoplanet zwykle używają -astron , ale zazwyczaj w przypadku innych systemów macierzystych zamiast tego używany jest ogólny przyrostek -apsis .
Astronomiczny obiekt macierzysty |
Przyrostek | Pochodzenie nazwy |
---|---|---|
Słońce | -helion | Helios |
Rtęć | -hermiona | Hermesa |
Wenus | -cyta | Cytherean |
Ziemia | -Ojej | Gaja |
Księżyc |
-lune -cynthion -selene |
Luna Cynthia Selene |
Mars | -obszar | Aresa |
Ceres | -demeter | Demeter |
Jowisz | -jowisz |
Zeus Jowisz |
Saturn |
-chron -kronos -saturn -krona |
Kronos Saturn |
Astronomiczny obiekt macierzysty |
Przyrostek | Pochodzenie nazwy |
---|---|---|
Gwiazda | -astron | łac.: astra ; gwiazdy |
Galaktyka | -galaktyka | Gr: galaktyki; galaktyka |
Barycentrum | -środek -ostrość -apsis |
|
Czarna dziura | -melasma -bothron -nigricon |
Gr: melos; czarny Gr: obaros ; otwór łac .: niger ; czarny |
Peryhelium i aphelium
Peryhelium (q) i aphelium (Q) to odpowiednio najbliższe i najdalsze punkty bezpośredniej orbity ciała wokół Słońca .
Porównanie oscylujących elementów w określonej epoce z elementami z innej epoki spowoduje powstanie różnic. Czas przejścia przez peryhelium jako jeden z sześciu oscylujących elementów nie jest dokładną prognozą (inną niż dla ogólnego modelu dwóch ciał ) rzeczywistej minimalnej odległości do Słońca przy użyciu pełnego modelu dynamicznego . Dokładne prognozy przejścia przez peryhelium wymagają całkowania numerycznego .
Planety wewnętrzne i planety zewnętrzne
Dwa poniższe obrazy przedstawiają orbity, węzły orbitalne oraz pozycje peryhelium (q) i aphelium (Q) dla planet Układu Słonecznego, widziane z góry północnego bieguna płaszczyzny ekliptyki Ziemi , która jest współpłaszczyznowa z płaszczyzną orbity Ziemi . Planety poruszają się wokół Słońca w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, a dla każdej planety niebieska część ich orbity porusza się na północ od płaszczyzny ekliptyki, różowa część porusza się na południe, a kropki oznaczają peryhelium (zielone) i aphelium (pomarańczowe).
Pierwszy obraz (poniżej po lewej) przedstawia planety wewnętrzne , położone na zewnątrz Słońca, takie jak Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Odnośna orbita Ziemi jest oznaczona kolorem żółtym i reprezentuje orbitalną płaszczyznę odniesienia . W czasie równonocy wiosennej Ziemia znajduje się na dole figury. Drugi obraz (poniżej po prawej) przedstawia planety zewnętrzne , takie jak Jowisz, Saturn, Uran i Neptun.
Węzły orbity to dwa punkty końcowe „linii węzłów” , w których nachylona orbita planety przecina płaszczyznę odniesienia; tutaj mogą być „widziane” jako punkty, w których niebieski odcinek orbity styka się z różowym.
Punkty peryhelium (zielone) i aphelium (pomarańczowe) planet wewnętrznych Układu Słonecznego
Punkty peryhelium (kolor zielony) i aphelium (kolor pomarańczowy) zewnętrznych planet Układu Słonecznego
Linie apsydów
Wykres pokazuje ekstremalny zasięg — od najbliższego zbliżenia (peryhelium) do najdalszego punktu (aphelium) — kilku orbitujących ciał niebieskich Układu Słonecznego : planet, znanych planet karłowatych, w tym Ceres , oraz Komety Halleya . Długość poziomych kresek odpowiada skrajnemu zakresowi orbity wskazanego ciała wokół Słońca. Te ekstremalne odległości (między peryhelium a aphelium) to linie apsydów orbit różnych obiektów wokół ciała żywiciela.
Peryhelium i aphelium Ziemi
Obecnie Ziemia osiąga peryhelium na początku stycznia, około 14 dni po grudniowym przesileniu . W peryhelium środek Ziemi znajduje się ok0,983 29 jednostek astronomicznych (AU) lub 147 098 070 km (91 402 500 mil) od centrum Słońca. Natomiast Ziemia osiąga obecnie aphelium na początku lipca, około 14 dni po przesileniu czerwcowym . Odległość aphelium między środkami Ziemi i Słońca wynosi obecnie ok1,016 71 AU lub 152 097 700 km (94 509 100 mil).
Daty peryhelium i aphelium zmieniają się w czasie z powodu precesji i innych czynników orbitalnych, które są zgodne z cyklicznymi wzorami znanymi jako cykle Milankovicia . W perspektywie krótkoterminowej takie daty mogą różnić się nawet o 2 dni w ciągu roku. Ta znacząca zmienność wynika z obecności Księżyca: podczas gdy środek ciężkości Ziemia-Księżyc porusza się po stabilnej orbicie wokół Słońca, położenie środka Ziemi, które znajduje się średnio około 4700 kilometrów (2900 mil) od środka ciężkości, może być przesunięty w dowolnym kierunku od niego - a to wpływa na czas rzeczywistego największego zbliżenia między środkami Słońca i Ziemi (co z kolei określa czas peryhelium w danym roku).
Ze względu na zwiększoną odległość w aphelium, tylko 93,55% promieniowania słonecznego pada na dany obszar powierzchni Ziemi, tak jak w peryhelium, ale nie uwzględnia to pór roku, które wynikają zamiast tego z nachylenia osi Ziemi o 23,4 ° od prostopadłej do płaszczyzny orbity Ziemi. Rzeczywiście, zarówno w peryhelium, jak i aphelium na jednej półkuli jest lato , a na drugiej zima . Zima przypada na półkulę, gdzie światło słoneczne pada najmniej bezpośrednio, a lato tam, gdzie światło słoneczne pada najbardziej bezpośrednio, niezależnie od odległości Ziemi od Słońca.
Na półkuli północnej lato występuje w tym samym czasie co aphelium, kiedy promieniowanie słoneczne jest najniższe. Mimo to lata na półkuli północnej są średnio o 2,3 ° C (4 ° F) cieplejsze niż na półkuli południowej, ponieważ półkula północna zawiera większe masy lądowe, które łatwiej ogrzać niż morza.
Peryhelium i aphelium mają jednak pośredni wpływ na pory roku: ponieważ prędkość orbitalna Ziemi jest minimalna w aphelium, a maksymalna w peryhelium, planeta potrzebuje więcej czasu na orbitę od przesilenia czerwcowego do równonocy wrześniowej niż od przesilenia grudniowego do równonocy marcowej. Dlatego lato na półkuli północnej trwa nieco dłużej (93 dni) niż lato na półkuli południowej (89 dni).
Astronomowie często wyrażają czas peryhelium względem pierwszego punktu Barana nie w kategoriach dni i godzin, ale raczej jako kąt przesunięcia orbity, tak zwaną długość perycentrum (zwaną także długością perycentrum). W przypadku orbity Ziemi nazywa się to długością peryhelium , aw 2000 r. było to około 282,895°; do 2010 r. ten wzrósł o mały ułamek stopnia do około 283,067 °.
W przypadku orbity Ziemi wokół Słońca czas apsydy jest często wyrażany w kategoriach czasu względem pór roku, ponieważ określa to udział orbity eliptycznej w wahaniach sezonowych. Zmienność pór roku jest kontrolowana przede wszystkim przez roczny cykl kąta elewacji Słońca, który jest wynikiem nachylenia osi Ziemi mierzonej od płaszczyzny ekliptyki . Ekscentryczność Ziemi i inne elementy orbity nie są stałe, ale zmieniają się powoli z powodu zakłócającego wpływu planet i innych obiektów w Układzie Słonecznym (cykle Milankovitcha).
W bardzo długiej skali czasowej daty peryhelium i aphelium zmieniają się wraz z porami roku i tworzą jeden pełny cykl w ciągu 22 000 do 26 000 lat. Istnieje odpowiedni ruch położenia gwiazd widziany z Ziemi, zwany precesją apsydalną . (Jest to ściśle związane z precesją osi .) Daty i godziny peryhelium i aphelium dla kilku przeszłych i przyszłych lat są wymienione w poniższej tabeli:
Rok | Peryhelium | Aphelium | ||
---|---|---|---|---|
Data | Czas ( UT ) | Data | Czas ( UT ) | |
2010 | 3 stycznia | 00:09 | 6 lipca | 11:30 |
2011 | 3 stycznia | 18:32 | 4 lipca | 14:54 |
2012 | 5 stycznia | 00:32 | 5 lipca | 03:32 |
2013 | 2 stycznia | 04:38 | 5 lipca | 14:44 |
2014 | 4 stycznia | 11:59 | 4 lipca | 00:13 |
2015 | 4 stycznia | 06:36 | 6 lipca | 19:40 |
2016 | 2 stycznia | 22:49 | 4 lipca | 16:24 |
2017 | 4 stycznia | 14:18 | 3 lipca | 20:11 |
2018 | 3 stycznia | 05:35 | 6 lipca | 16:47 |
2019 | 3 stycznia | 05:20 | 4 lipca | 22:11 |
2020 | 5 stycznia | 07:48 | 4 lipca | 11:35 |
2021 | 2 stycznia | 13:51 | 5 lipca | 22:27 |
2022 | 4 stycznia | 06:55 | 4 lipca | 07:11 |
2023 | 4 stycznia | 16:17 | 6 lipca | 20:07 |
2024 | 3 stycznia | 00:39 | 5 lipca | 05:06 |
2025 | 4 stycznia | 13:28 | 3 lipca | 19:55 |
2026 | 3 stycznia | 17:16 | 6 lipca | 17:31 |
2027 | 3 stycznia | 02:33 | 5 lipca | 05:06 |
2028 | 5 stycznia | 12:28 | 3 lipca | 22:18 |
2029 | 2 stycznia | 18:13 | 6 lipca | 05:12 |
Inne planety
Poniższa tabela przedstawia odległości planet i planet karłowatych od Słońca w ich peryhelium i aphelium.
Rodzaj ciała | Ciało | Odległość od Słońca w peryhelium | Odległość od Słońca w aphelium | różnica (%) |
różnica nasłonecznienia (%) |
---|---|---|---|---|---|
Planeta | Rtęć | 46 001 009 km (28 583 702 mil) | 69817445 km (43382549 mil) | 34% | 57% |
Wenus | 107 476 170 km (66 782 600 mil) | 108 942 780 km (67 693 910 mil) | 1,3% | 2,8% | |
Ziemia | 147098291 km (91402640 mil) | 152098233 km (94509460 mil) | 3,3% | 6,5% | |
Mars | 206 655 215 km (128 409 597 mil) | 249232432 km (154865853 mil) | 17% | 31% | |
Jowisz | 740 679 835 km (460 237 112 mil) | 816 001 807 km (507 040 016 mil) | 9,2% | 18% | |
Saturn | 1349823615 km (838741509 mil) | 1503509229 km (934237322 mil) | 10% | 19% | |
Uran | 2734998229 km (1,699449110 × 10 9 mil) | 3006318143 km (1,868039489 × 10 9 mil) | 9,0% | 17% | |
Neptun | 4459753056 km (2,771162073 × 10 9 mil) | 4537039826 km (2,819185846 × 10 9 mil) | 1,7% | 3,4% | |
Planeta krasnoludków | Ceres | 380 951 528 km (236 712 305 mil) | 446 428 973 km (277 398 103 mil) | 15% | 27% |
Pluton | 4436756954 km (2,756872958 × 10 9 mil) | 7376124302 km (4,583311152 × 10 9 mil) | 40% | 64% | |
Haumea | 5157623774 km (3,204798834 × 10 9 mil) | 7706399149 km (4,788534427 × 10 9 mil) | 33% | 55% | |
Makemake | 5671928586 km (3,524373028 × 10 9 mil) | 7894762625 km (4,905578065 × 10 9 mil) | 28% | 48% | |
Eris | 5765732799 km (3,582660263 × 10 9 mil) | 14594512904 km (9,068609883 × 10 9 mil) | 60% | 84% |
Wzory matematyczne
Te wzory charakteryzują perycentrum i apocentrum orbity:
- Perycentrum
- Maksymalna prędkość, , przy minimalnej odległości (perycentrum), .
- Apocentrum
- Minimalna prędkość, , przy maksymalnej (apocentrum) odległości, .
Natomiast zgodnie z prawami ruchu planet Keplera (opartymi na zasadzie zachowania momentu pędu ) i zachowania energii te dwie wielkości są stałe dla danej orbity:
Gdzie:
-
a to półoś wielka :
- μ to standardowy parametr grawitacyjny
-
e jest ekscentrycznością , zdefiniowaną jako
Należy zauważyć, że w celu konwersji z wysokości nad powierzchnią na odległości między orbitą a jej pierwotną, należy dodać promień centralnego korpusu i odwrotnie.
Średnią arytmetyczną dwóch odległości granicznych jest długość półosi wielkiej a . Średnia geometryczna tych dwóch odległości to długość półosi mniejszej b .
Średnia geometryczna dwóch prędkości granicznych wynosi
która jest prędkością ciała poruszającego się po orbicie kołowej o promieniu .
Czas peryhelium
Elementy orbity , takie jak czas przejścia przez peryhelium, są definiowane w wybranej epoce przy użyciu niezakłóconego rozwiązania dwóch ciał , które nie uwzględnia problemu n-ciał . Aby uzyskać dokładny czas przejścia przez peryhelium, należy użyć epoki zbliżonej do przejścia przez peryhelium. Na przykład, używając epoki 1996, kometa Hale-Boppa pokazuje peryhelium 1 kwietnia 1997. Użycie epoki 2008 pokazuje mniej dokładną datę peryhelium 30 marca 1997. Komety krótkookresowe mogą być jeszcze bardziej wrażliwe na wybraną epokę. Korzystanie z epoki 2005 pokazuje, że 101P / Chernykh zbliża się do peryhelium 25 grudnia 2005 r., Ale użycie epoki 2012 daje mniej dokładną niezakłóconą datę peryhelium 20 stycznia 2006 r.
Epoka | Data peryhelium (tp) |
---|---|
2010 | 2024-kwiecień-19.892 |
n-ciało | 2024-kwietnia-21.136 |
2018 | 2024-kwi-23.069 |
Całkowanie numeryczne pokazuje , że planeta karłowata Eris osiągnie peryhelium około grudnia 2257 roku. Biorąc pod uwagę epokę 2021, czyli 236 lat wcześniej, mniej dokładnie pokazuje, że Eris osiągnie peryhelium w 2260 roku.
4 Westa zbliża się do peryhelium 26 grudnia 2021 r., ale użycie rozwiązania z dwoma ciałami w epoce lipca 2021 r. Mniej dokładnie pokazuje, że Westa zbliża się do peryhelium 25 grudnia 2021 r.
Krótkie łuki
Obiekty transneptunowe odkryte, gdy 80+ jednostek astronomicznych od Słońca potrzebują dziesiątek obserwacji przez wiele lat, aby dobrze ograniczyć ich orbity, ponieważ poruszają się bardzo wolno na tle gwiazd. Ze względu na statystyki małych liczb obiekty transneptunowe, takie jak 2015 TH 367 , z zaledwie 8 obserwacjami w ciągu 1 roku łuku obserwacyjnego , które nie osiągnęły lub nie osiągną peryhelium przez około 100 lat, mogą mieć niepewność 1-sigma wynoszącą 74,6 lat (27 260 dni) w okresie peryhelium.
Zobacz też
- Odległość najbliższego podejścia
- Ekscentryczna anomalia
- Przelot (lot kosmiczny)
- Trajektoria hiperboliczna § Najbliższe podejście
- Średnia anomalia
- Peryfokalny układ współrzędnych
- Prawdziwa anomalia
Bibliografia
Linki zewnętrzne
- Apogee - Porównanie rozmiarów fotograficznych Perygeum , perseus.gr
- Aphelium - porównanie rozmiarów fotograficznych peryhelium, perseus.gr
- Pory roku Ziemi: równonoce, przesilenia, peryhelium i aphelium, 2000–2020 Zarchiwizowane 13 października 2007 r. W Wayback Machine , usno.navy.mil
- Daty i czasy peryhelium i aphelium Ziemi w latach 2000–2025 Zarchiwizowane 13 października 2007 r. W Wayback Machine z Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych
- Lista asteroid obecnie bliżej Słońca niż Merkury (obiekty te będą blisko peryhelium)
- Lista JPL SBDB asteroid pasa głównego (H <8) posortowana według daty peryhelium