apsis -Apsis

Apsidy se vztahují k nejvzdálenějším (1) a nejbližším (2) bodům dosaženým obíhajícím planetárním tělesem (1 a 2) vzhledem k primárnímu neboli hostitelskému tělesu (3).
*Linie apsid je linie spojující pozice 1 a 2.
*Tabulka pojmenovává (dvě) apsidy planetárního tělesa (X, "orbiter") obíhající kolem označeného hostitelského tělesa:
(1) nejdále (X) orbiter (3) hostitel (2) nejbližší
apogee Měsíc Země perigee
apojove Ganymede Jupiter perijove
aphelion Země slunce přísluní
aphelion Jupiter slunce přísluní
aphelion Halleyova kometa slunce přísluní
apoastron exoplaneta hvězda periastron
apocentrum kometa např hlavní pericentrum
apoapsis kometa např hlavní periapse
____________________________________
Například dvě apsidy Měsíce jsou nejvzdálenějším bodem, apogeem , a nejbližším bodem, perigeem , jeho oběžné dráhy kolem hostitelské Země. Dvě apsidy Země jsou nejvzdálenější bod, aphelion , a nejbližší bod, perihelion , její oběžné dráhy kolem hostitelského Slunce. Termíny aphelion a perihelion platí stejným způsobem pro oběžné dráhy Jupitera a dalších planet, komet a asteroidů Sluneční soustavy .
Systém dvou těles vzájemně se ovlivňujících eliptických drah : Menší satelitní těleso (modré) obíhá primární těleso (žluté); oba jsou na eliptických drahách kolem jejich společného těžiště (nebo barycentra ), (červené +).
∗Periapsis a apoapsis jako vzdálenosti: Nejmenší a největší vzdálenost mezi orbiterem a jeho hostitelským tělem.
Keplerian orbitální elementy : bod F , nejbližší bod přiblížení obíhajícího tělesa, je pericenter (také periapsis) oběžné dráhy; bod H , nejvzdálenější bod obíhajícího tělesa, je apocentrem (také apoapsis) oběžné dráhy; a červená čára mezi nimi je čára apsidů.

Apsis ( ze starořeckého ἁψίς (hapsís)  'oblouk, klenba'; PL  apsides / ˈ æ p s ɪ ˌ d z / AP -sih-deez ) je nejvzdálenější nebo nejbližší bod na oběžné dráze planetárního tělesa kolem jeho primární tělo . Například pro oběžné dráhy kolem Slunce se apsidy nazývají aphelion (nejvzdálenější) a perihelion (nejbližší).

Obecný popis

Na každé eliptické dráze jsou dvě apsidy . Název pro každou apsidu je vytvořen z předpon ap- , apo- (z ἀπ(ό) , (ap(o)-)  'pryč') pro nejvzdálenější nebo peri- (z περί (peri-)  'blízko' ) pro nejbližší bod k primárnímu tělesu s příponou, která popisuje primární těleso. Přípona Země je -gee , takže jména apsid jsou apogee a perigee . Pro Slunce je přípona -helion , takže názvy jsou aphelion a perihelion .

Podle Newtonových pohybových zákonů jsou všechny periodické dráhy elipsy. Barycentrum těchto dvou těles může dobře ležet uvnitř většího tělesa – např. barycentrum Země-Měsíc je asi 75 % vzdálenosti od středu Země k jejímu povrchu. Pokud je menší hmotnost ve srovnání s větší hmotností zanedbatelná (např. u satelitů), pak jsou parametry oběžné dráhy nezávislé na menší hmotnosti.

Při použití jako přípona – tedy -apsis – se tento termín může vztahovat ke dvěma vzdálenostem od primárního tělesa k obíhajícímu tělesu, když se toto těleso nachází: 1) v bodě periapsis nebo 2) v bodě apoapsis (srov. obě grafiky, druhý obrázek). Čára apsidů označuje vzdálenost čáry, která spojuje nejbližší a nejvzdálenější body na oběžné dráze; to také odkazuje jednoduše na extrémní rozsah objektu obíhajícího hostitelské tělo (viz horní obrázek; viz třetí obrázek).

V orbitální mechanice apsidy technicky odkazují na vzdálenost měřenou mezi těžištěm centrálního tělesa a těžištěm obíhajícího tělesa. V případě kosmické lodi se však tyto termíny běžně používají k označení orbitální výšky kosmické lodi nad povrchem centrálního tělesa (za předpokladu konstantního standardního referenčního poloměru).

Terminologie

Slova "pericenter" a "apocenter" jsou často vidět, ačkoli periapsis/apoapsis jsou preferovány v technickém použití.

  • Pro generické situace, kde primární není specifikováno, se pro pojmenování krajních bodů oběžných drah používají termíny pericentrum a apocentrum (viz tabulka, horní obrázek); periapsis a apoapsis (nebo apapsis ) jsou ekvivalentní alternativy, ale tyto termíny také často odkazují na vzdálenosti – tedy nejmenší a největší vzdálenosti mezi orbiterem a jeho hostitelským tělem (viz druhý obrázek).
  • Pro těleso obíhající kolem Slunce je bodem nejmenší vzdálenosti perihélium ( / ˌ p ɛr ɪ ˈ h l i ə n / ) a bodem největší vzdálenosti je aphelion ( / æ p ˈ h l i ə n / ); když diskutujeme o orbitách kolem jiných hvězd, termíny se stávají periastron a apastron .
  • Když mluvíme o satelitu Země , včetně Měsíce , bod nejmenší vzdálenosti je perigeum ( / ˈ p ɛr ɪ / ) a největší vzdálenost je apogeum ( ze starověké řečtiny : Γῆ ( ), „země“ nebo „země“).
  • U objektů na oběžné dráze Měsíce se bod nejmenší vzdálenosti nazývá pericynthion ( / ˌ p ɛr ɪ ˈ s ɪ n θ i ə n / ) a největší vzdálenost apocynthion ( / ˌ æ p ə ˈ s ɪ n θ i ə n / ). Používají se také termíny perilune a apolune , stejně jako periselen a apselen . Vzhledem k tomu, že Měsíc nemá žádné přirozené satelity, platí to pouze pro objekty vytvořené člověkem.

Etymologie

Slova perihelion a aphelion vymyslel Johannes Kepler k popisu orbitálních pohybů planet kolem Slunce. Slova jsou tvořena z předpon peri- (Řek: περί , blízko) a apo- (Řek: ἀπό , pryč od), připojených k řeckému slovu pro slunce, ( ἥλιος nebo hēlíos ).

Pro jiné nebeské objekty se používají různé příbuzné termíny . Přípony -gee , -helion , -astron a -galacticon se často používají v astronomické literatuře, když se odkazuje na Zemi, Slunce, hvězdy a galaktický střed. Přípona -jove se občas používá pro Jupiter, ale -saturnium se v posledních 50 letech pro Saturn používá velmi zřídka. Forma -gee se také používá jako obecný termín nejbližšího přístupu k "jakékoli planetě" - místo toho, aby se vztahoval pouze na Zemi.

Během programu Apollo , termíny pericynthion a apocynthion byly používány když se odkazuje na obíhání Moon ; odkazují na Cynthii, alternativní jméno pro řeckou bohyni Měsíce Artemis . V poslední době, během programu Artemis , byly použity termíny perilune a apolune .

Pokud jde o černé díry, termín peribothron byl poprvé použit v článku z roku 1976 od J. Franka a MJ Reese, kteří připisují zásluhy WR Stoegerovi za to, že navrhl vytvořit termín používající řecké slovo pro jámu: „bothron“.

Termíny perimelasma a apomelasma (z řeckého kořene) použil fyzik a autor sci-fi Geoffrey A. Landis v příběhu publikovaném v roce 1998, čímž se v roce 2002 objevil ve vědecké literatuře před perinigriconem a aponigriconem (z latiny).

Shrnutí terminologie

Níže uvedené přípony mohou být přidány k předponám peri- nebo apo- , aby vytvořily jedinečné názvy apsid pro oběžná tělesa uvedeného hostitelského/ (primárního) systému. Jedinečné přípony se však běžně používají pouze pro systémy Země, Měsíc a Slunce. Studie exoplanet běžně používají -astron , ale pro jiné hostitelské systémy se místo toho obvykle používá generická přípona -apsis .

Hostujte objekty ve Sluneční soustavě s pojmenovanými/pojmenovatelnými apsidami
Astronomický
hostitelský objekt
Přípona Původ
jména
slunce -helion Helios
Rtuť -hermion Hermes
Venuše -cythe Cytherean
Země -jo Gaia
Měsíc -lune
-cynthion
-selene
Luna
Cynthia
Selene
Mars -areion Ares
Ceres -demeter Demeter
Jupiter -Jove Zeus
Jupiter
Saturn -chron
-kronos
-saturnium
-krone
Cronos
Saturn
Jiné hostitelské objekty s pojmenovanými/pojmenovatelnými apsidami
Astronomický
hostitelský objekt
Přípona Původ
jména
Hvězda -astron Šířka: astra ; hvězdy
Galaxie -galaktika Gr: galaxie; galaxie
Barycentrum -střed
-ostření
-apsis
Černá díra -melasma
-bothron
-nigricon
Gr: melos; černá
Gr: bothros ; otvor
Lat: niger ; Černá

Perihelium a aphelion

Schéma přímé oběžné dráhy tělesa kolem Slunce s jeho nejbližšími (perihelium) a nejvzdálenějšími (afélium) body.

Perihelium (q) a aphelion (Q) jsou nejbližší a nejvzdálenější body na přímé oběžné dráze tělesa kolem Slunce .

Porovnání oskulačních prvků v určité epoše s účinnými prvky v jiné epoše vytvoří rozdíly. Doba průchodu perihélia jako jeden ze šesti oskulačních prvků není přesná předpověď (jiná než pro generický dvoutělesný model ) skutečné minimální vzdálenosti ke Slunci za použití plně dynamického modelu . Přesné předpovědi průchodu perihélia vyžadují numerickou integraci .

Vnitřní planety a vnější planety

Dva obrázky níže ukazují oběžné dráhy, orbitální uzly a polohy perihélia (q) a afélia (Q) pro planety Sluneční soustavy při pohledu nad severním pólem roviny ekliptiky Země , která je koplanární s rovinou oběžné dráhy Země . Planety se pohybují proti směru hodinových ručiček kolem Slunce a pro každou planetu se modrá část jejich oběžné dráhy pohybuje na sever od roviny ekliptiky, růžová část na jih a tečky označují perihelion (zelená) a aphelion (oranžová).

První snímek (vlevo dole) zobrazuje vnitřní planety, které se nacházejí vně od Slunce jako Merkur, Venuše, Země a Mars. Referenční orbita Země je zbarvena žlutě a představuje referenční orbitální rovinu . V době jarní rovnodennosti je Země v dolní části obrázku. Druhý obrázek (vpravo dole) ukazuje vnější planety, kterými jsou Jupiter, Saturn, Uran a Neptun.

Orbitální uzly jsou dva koncové body "řady uzlů" , kde nakloněná dráha planety protíná referenční rovinu; zde mohou být „viděny“ jako body, kde se modrá část oběžné dráhy setkává s růžovou.

Řádky apsidů

Graf ukazuje extrémní rozsah – od nejbližšího přiblížení (perihelium) po nejvzdálenější bod (afélium) – několika obíhajících nebeských těles Sluneční soustavy : planet, známých trpasličích planet, včetně Ceres a Halleyovy komety . Délka vodorovných pruhů odpovídá extrémnímu rozsahu dráhy naznačeného tělesa kolem Slunce. Tyto extrémní vzdálenosti (mezi perihéliem a aféliem) jsou liniemi apsid oběžných drah různých objektů kolem hostitelského těla.

Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Astronomical unit Halley's Comet Sun Eris (dwarf planet) Makemake (dwarf planet) Haumea (dwarf planet) Pluto Ceres (dwarf planet) Neptune Uranus Saturn Jupiter Mars Earth Venus Mercury (planet) Astronomical unit Astronomical unit Dwarf planet Dwarf planet Comet Planet

Vzdálenosti vybraných těles Sluneční soustavy od Slunce. Levý a pravý okraj každé tyče odpovídá perihéliu a aféliu těla, takže dlouhé tyče označují vysokou orbitální excentricitu . Poloměr Slunce je 0,7 milionu km a poloměr Jupitera (největší planety) je 0,07 milionu km, oba jsou příliš malé na to, aby je bylo možné na tomto snímku rozeznat.

Zemské perihélium a afélium

V současné době Země dosáhne perihélia na začátku ledna, přibližně 14 dní po prosincovém slunovratu . V perihéliu je střed Země asi0,983 29 astronomických jednotek (AU) nebo 147 098 070 km (91 402 500 mi) od středu Slunce. Naproti tomu Země dosáhne afélia v současnosti na začátku července, přibližně 14 dní po červnovém slunovratu . Vzdálenost afélií mezi středy Země a Slunce je v současnosti přibližně1,016 71  AU nebo 152 097 700 km (94 509 100 mi).

Data perihelia a aphelia se v průběhu času mění v důsledku precese a dalších orbitálních faktorů, které následují cyklické vzorce známé jako Milankovitchovy cykly . Krátkodobě se tato data mohou v jednotlivých letech lišit až o 2 dny. Tato významná změna je způsobena přítomností Měsíce: zatímco se barycentrum Země-Měsíc pohybuje po stabilní dráze kolem Slunce, poloha středu Země, která je v průměru asi 4 700 kilometrů (2 900 mil) od barycentra, by mohla být posunut v libovolném směru od něj – a to ovlivňuje načasování skutečného nejbližšího přiblížení mezi středy Slunce a Země (což zase definuje načasování perihelia v daném roce).

Kvůli zvětšené vzdálenosti v aféliu dopadá na danou oblast zemského povrchu pouze 93,55 % záření ze Slunce, stejně jako v perihéliu, ale to nebere v úvahu roční období, která jsou výsledkem naklonění zemské osy o 23,4 . ° daleko od kolmice k rovině oběžné dráhy Země. V periheliu i v aféliu je totiž na jedné polokouli léto , zatímco na druhé je zima . Zima padá na polokouli, kde sluneční světlo dopadá nejméně přímo, a léto spadá tam, kde sluneční světlo dopadá nejpříměji, bez ohledu na vzdálenost Země od Slunce.

Na severní polokouli se léto vyskytuje ve stejnou dobu jako aphelion, kdy je sluneční záření nejnižší. Navzdory tomu jsou léta na severní polokouli v průměru o 2,3 °C (4 °F) teplejší než na jižní polokouli, protože severní polokoule obsahuje větší pevniny, které se snadněji zahřívají než moře.

Perihélium a afélium však mají nepřímý vliv na roční období: protože oběžná rychlost Země je minimální v aféliu a maximální v perihéliu, planetě trvá oběh od červnového slunovratu do zářijové rovnodennosti déle než od prosincového slunovratu do březnové rovnodennosti. Léto na severní polokouli proto trvá o něco déle (93 dní) než léto na jižní polokouli (89 dní).

Astronomové běžně vyjadřují načasování perihelia vzhledem k prvnímu bodu Berana nikoli v termínech dnů a hodin, ale spíše jako úhel orbitálního posunutí, takzvanou délku periapsi (také nazývanou délku pericentra). Pro oběžnou dráhu Země se toto nazývá zeměpisná délka perihelia a v roce 2000 to bylo asi 282,895°; do roku 2010 to postoupilo o malý zlomek stupně na asi 283,067°.

Pro oběžnou dráhu Země kolem Slunce je čas apsis často vyjadřován jako čas ve vztahu k ročním obdobím, protože to určuje příspěvek eliptické oběžné dráhy k sezónním změnám. Kolísání ročních období je primárně řízeno ročním cyklem výškového úhlu Slunce, který je výsledkem sklonu osy Země měřeného od roviny ekliptiky . Excentricita Země a další orbitální prvky nejsou konstantní, ale mění se pomalu kvůli rušivým účinkům planet a dalších objektů ve sluneční soustavě (Milankovitchovy cykly).

Ve velmi dlouhém časovém měřítku data perihélia a afélia postupují v průběhu ročních období a tvoří jeden úplný cyklus za 22 000 až 26 000 let. Existuje odpovídající pohyb polohy hvězd při pohledu ze Země, nazývaný apsidální precese . (To úzce souvisí s precesí os .) Data a časy perihélií a afélií pro několik minulých a budoucích let jsou uvedeny v následující tabulce:

Rok Přísluní Aphelion
datum čas ( UT ) datum čas ( UT )
2010 3. ledna 00:09 6. července 11:30
2011 3. ledna 18:32 4. července 14:54
2012 5. ledna 00:32 5. července 03:32
2013 2. ledna 04:38 5. července 14:44
2014 4. ledna 11:59 4. července 00:13
2015 4. ledna 06:36 6. července 19:40
2016 2. ledna 22:49 4. července 16:24
2017 4. ledna 14:18 3. července 20:11
2018 3. ledna 05:35 6. července 16:47
2019 3. ledna 05:20 4. července 22:11
2020 5. ledna 07:48 4. července 11:35
2021 2. ledna 13:51 5. července 22:27
2022 4. ledna 06:55 4. července 07:11
2023 4. ledna 16:17 6. července 20:07
2024 3. ledna 00:39 5. července 05:06
2025 4. ledna 13:28 3. července 19:55
2026 3. ledna 17:16 6. července 17:31
2027 3. ledna 02:33 5. července 05:06
2028 5. ledna 12:28 3. července 22:18
2029 2. ledna 18:13 6. července 05:12

Jiné planety

Následující tabulka ukazuje vzdálenosti planet a trpasličích planet od Slunce v jejich perihéliu a aféliu.

Typ těla Tělo Vzdálenost od Slunce v perihéliu Vzdálenost od Slunce v aféliu rozdíl (%) rozdíl slunečního záření
(%)
Planeta Rtuť 46 001 009 km (28 583 702 mi) 69 817 445 km (43 382 549 mi) 34 % 57 %
Venuše 107 476 170 km (66 782 600 mi) 108 942 780 km (67 693 910 mi) 1,3 % 2,8 %
Země 147 098 291 km (91 402 640 mi) 152 098 233 km (94 509 460 mil) 3,3 % 6,5 %
Mars 206 655 215 km (128 409 597 mi) 249 232 432 km (154 865 853 mi) 17 % 31 %
Jupiter 740 679 835 km (460 237 112 mi) 816 001 807 km (507 040 016 mi) 9,2 % 18 %
Saturn 1 349 823 615 km (838 741 509 mi) 1 503 509 229 km (934 237 322 mi) 10 % 19 %
Uran 2 734 998 229 km (1,699449110 × 109 mil  ) 3 006 318 143 km (1,868039489 × 109 mil  ) 9,0 % 17 %
Neptune 4 459 753 056 km (2,771162073 × 109 mil  ) 4 537 039 826 km (2,819185846 × 109 mil  ) 1,7 % 3,4 %
Trpasličí planeta Ceres 380 951 528 km (236 712 305 mi) 446 428 973 km (277 398 103 mi) 15 % 27 %
Pluto 4 436 756 954 km (2,756872958 × 109 mil  ) 7 376 124 302 km (4,583311152 × 109 mil  ) 40 % 64 %
Haumea 5 157 623 774 km (3,204798834 × 109 mil  ) 7 706 399 149 km (4,788534427 × 109 mil  ) 33 % 55 %
Makemake 5 671 928 586 km (3,524373028 × 109 mil  ) 7 894 762 625 km (4,905578065 × 109 mil  ) 28 % 48 %
Eris 5 765 732 799 km (3,582660263 × 109 mil  ) 14 594 512 904 km (9,068609883 × 109  mil) 60 % 84 %

Matematické vzorce

Tyto vzorce charakterizují pericentrum a apocentrum oběžné dráhy:

Pericentrum
Maximální rychlost, , při minimální (pericentní) vzdálenosti, .
Apocentrum
Minimální rychlost, , při maximální (apocentrické) vzdálenosti, .

Zatímco v souladu s Keplerovymi zákony pohybu planet (založenými na zachování momentu hybnosti ) a zachování energie jsou tyto dvě veličiny pro danou dráhu konstantní:

Specifický relativní moment hybnosti
Specifická orbitální energie

kde:

  • a je hlavní poloosa :
  • μ je standardní gravitační parametr
  • e je excentricita definovaná jako

Všimněte si, že pro převod z výšek nad povrchem na vzdálenosti mezi oběžnou dráhou a jejím primárním bodem je třeba přidat poloměr centrálního tělesa a naopak.

Aritmetickým průměrem dvou limitních vzdáleností je délka hlavní poloosy a . Geometrickým průměrem těchto dvou vzdáleností je délka vedlejší vedlejší osy b .

Geometrický průměr obou mezních rychlostí je

což je rychlost tělesa na kruhové dráze, jehož poloměr je .

Čas perihélia

Orbitální prvky , jako je doba průchodu perihéliem, jsou definovány ve zvolené epoše pomocí nerušeného řešení dvou těles , které nezohledňuje problém n-těl . Chcete-li získat přesný čas průchodu perihelem, musíte použít epochu blízko průchodu perihelem. Například při použití epochy 1996 ukazuje kometa Hale–Bopp perihélium 1. dubna 1997. Použití epochy 2008 ukazuje méně přesné datum perihélia 30. března 1997. Krátkoperiodické komety mohou být na vybranou epochu ještě citlivější. Použití epochy 2005 ukazuje, že 101P/Chernykh přichází do perihélia 25. prosince 2005, ale použití epochy 2012 vytváří méně přesné datum nerušeného perihélia 20. ledna 2006.

Dvoutělové řešení vs. n-tělesné řešení pro 12P/Pons–Brooksův čas průchodu perihéliem
Epocha Datum perihélia (tp)
2010 2024-duben-19.892
n-tělo 2024-duben-21.136
2018 2024-duben-23.069

Numerická integrace ukazuje , že trpasličí planeta Eris se dostane do perihélia kolem prosince 2257. Použití epochy 2021, která je o 236 let dříve, méně přesně ukazuje, že Eris přichází do perihelia v roce 2260.

4 Vesta přichází do perihélia 26. prosince 2021, ale použití dvoutělesového řešení v epoše července 2021 méně přesně ukazuje, že Vesta přichází do perihélia 25. prosince 2021.

Krátké oblouky

Transneptunské objekty objevené, když 80+ AU od Slunce potřebují desítky pozorování během několika let, aby dobře omezily jejich oběžné dráhy, protože se pohybují velmi pomalu proti hvězdám v pozadí. Kvůli statistice malého počtu mohou mít transneptunské objekty, jako je 2015 TH 367 s pouhými 8 pozorováními v pozorovacím oblouku 1 roku, které se nedostaly nebo nedostanou do perihélia po dobu zhruba 100 let, nejistotu 1 sigma 74,6 let. (27 260 dní) v datu perihélia.

Viz také

Reference

externí odkazy