Abside -Apsis

As apsides referem-se aos pontos mais distantes (1) e mais próximos (2) alcançados por um corpo planetário em órbita (1 e 2) em relação a um corpo primário ou hospedeiro (3).
*A linha de apsides é a linha que conecta as posições 1 e 2.
*A tabela nomeia as (duas) apsides de um corpo planetário (X, "órbita") orbitando o corpo hospedeiro indicado:
(1) mais distante (X) orbitador (3) anfitrião (2) mais próximo
apogeu Lua Terra perigeu
apojove Ganimedes Júpiter perijove
afélio Terra Sol periélio
afélio Júpiter Sol periélio
afélio Cometa Halley Sol periélio
apoastro exoplaneta estrela periastro
apocentro cometa, por exemplo primário pericentro
apoapsis cometa, por exemplo primário periapse
____________________________________
Por exemplo, os dois ápsidos da Lua são o ponto mais distante, apogeu , e o ponto mais próximo, perigeu , de sua órbita ao redor da Terra hospedeira. Os dois ápsides da Terra são o ponto mais distante, afélio , e o ponto mais próximo, periélio , de sua órbita ao redor do Sol hospedeiro. Os termos afélio e periélio se aplicam da mesma forma às órbitas de Júpiter e dos outros planetas, cometas e asteroides do Sistema Solar .
O sistema de dois corpos de órbitas elípticas interativas : O menor corpo satélite (azul) orbita o corpo primário (amarelo); ambos estão em órbitas elípticas em torno de seu centro de massa comum (ou baricentro ), (vermelho +).
∗Periapsis e apoapsis como distâncias: As menores e maiores distâncias entre o orbitador e seu corpo hospedeiro.
Elementos orbitais keplerianos : o ponto F , o ponto mais próximo de aproximação de um corpo em órbita, é o pericentro (também periapsis) de uma órbita; o ponto H , o ponto mais distante do corpo em órbita, é o apocentro (também apoapsis) da órbita; e a linha vermelha entre eles é a linha de apsides.

Uma apsis (do grego antigo ἁψίς (hapsís)  'arco, abóbada'; PL  apsides / æ p s ɪ ˌ d z / AP -sih-deez ) é o ponto mais distante ou mais próximo na órbita de um corpo planetário sobre sua corpo primário . Por exemplo, para órbitas ao redor do Sol, os apsides são chamados de afélio (mais distante) e periélio (mais próximo).

Descrição geral

Existem dois apsides em qualquer órbita elíptica . O nome para cada apsis é criado a partir dos prefixos ap- , apo- (de ἀπ(ό) , (ap(o)-)  'longe de') para o mais distante ou peri- (de περί (peri-)  'próximo' ) para o ponto mais próximo do corpo primário , com um sufixo que descreve o corpo primário. O sufixo para Terra é -gee , então os nomes das apsides são apogeu e perigeu . Para o Sol, o sufixo é -helion , então os nomes são afélio e periélio .

De acordo com as leis do movimento de Newton , todas as órbitas periódicas são elipses. O baricentro dos dois corpos pode estar bem dentro do corpo maior - por exemplo, o baricentro Terra-Lua está a cerca de 75% do caminho do centro da Terra até sua superfície. Se, em comparação com a massa maior, a massa menor for desprezível (por exemplo, para satélites), então os parâmetros orbitais são independentes da massa menor.

Quando usado como sufixo - isto é, -apsis - o termo pode se referir a duas distâncias do corpo primário ao corpo orbitante quando este último está localizado: 1) no ponto periapsis , ou 2) no ponto apoapsis (compare ambos os gráficos, segunda figura). A linha de apsides denota a distância da linha que une os pontos mais próximos e mais distantes em uma órbita; também se refere simplesmente ao alcance extremo de um objeto orbitando um corpo hospedeiro (veja a figura superior; veja a terceira figura).

Na mecânica orbital , os apsides referem-se tecnicamente à distância medida entre o centro de massa do corpo central e o centro de massa do corpo em órbita. No entanto, no caso de uma espaçonave , os termos são comumente usados ​​para se referir à altitude orbital da espaçonave acima da superfície do corpo central (assumindo um raio de referência padrão constante).

Terminologia

As palavras "pericentro" e "apocentro" são freqüentemente vistas, embora periapsis/apoapsis sejam preferidos no uso técnico.

  • Para situações genéricas onde o primário não é especificado, os termos pericentro e apocentro são usados ​​para nomear os pontos extremos das órbitas (ver tabela, figura superior); periapsis e apoapsis (ou apapsis ) são alternativas equivalentes, mas esses termos também se referem frequentemente a distâncias - isto é, as menores e maiores distâncias entre o orbitador e seu corpo hospedeiro (veja a segunda figura).
  • Para um corpo orbitando o Sol , o ponto de menor distância é o periélio ( / ˌ p ɛr ɪ ˈ h l i ə n / ), e o ponto de maior distância é o afélio ( / æ p ˈ h l i ə n / ); ao discutir órbitas em torno de outras estrelas, os termos tornam-se periastro e apastron .
  • Ao discutir um satélite da Terra , incluindo a Lua , o ponto de menor distância é o perigeu ( / ˈ p ɛr ɪ / ), e de maior distância, o apogeu (do grego antigo : Γῆ ( ), "terra" ou "terra").
  • Para objetos em órbita lunar , o ponto de menor distância é chamado de pericinthion ( / ˌ p ɛr ɪ ˈ s ɪ n θ i ə n / ) e o de maior distância de apocynthion ( / ˌ æ p ə ˈ s ɪ n θ i ə n / ). Os termos perilúnio e apoluno , bem como periseleno e apseleno também são usados. Como a Lua não tem satélites naturais, isso só se aplica a objetos feitos pelo homem.

Etimologia

As palavras periélio e afélio foram cunhadas por Johannes Kepler para descrever os movimentos orbitais dos planetas ao redor do Sol. As palavras são formadas pelos prefixos peri- (grego: περί , próximo) e apo- (grego: ἀπό , longe de), afixados à palavra grega para o sol ( ἥλιος , ou hēlíos ).

Vários termos relacionados são usados ​​para outros objetos celestes . Os sufixos -gee , -helion , -astron e -galacticon são freqüentemente usados ​​na literatura astronômica quando se referem à Terra, Sol, estrelas e centro galáctico, respectivamente. O sufixo -jove é ocasionalmente usado para Júpiter, mas -saturnium raramente foi usado nos últimos 50 anos para Saturno. A forma -gee também é usada como um termo genérico mais próximo de "qualquer planeta" - em vez de aplicá-lo apenas à Terra.

Durante o programa Apollo , os termos pericinthion e apocynthion foram usados ​​para se referir à órbita da Lua ; eles fazem referência a Cynthia, um nome alternativo para a deusa grega da lua Artemis . Mais recentemente, durante o programa Artemis , os termos perilúnio e apolúnio foram usados.

Em relação aos buracos negros, o termo peribótron foi usado pela primeira vez em um artigo de 1976 de J. Frank e MJ Rees, que dão crédito a WR Stoeger por sugerir a criação de um termo usando a palavra grega para poço: "bothron".

Os termos perimelasma e apomelasma (de raiz grega) foram usados ​​pelo físico e autor de ficção científica Geoffrey A. Landis em uma história publicada em 1998, aparecendo antes de perinigricon e aponigricon (do latim) na literatura científica em 2002.

Resumo da terminologia

Os sufixos mostrados abaixo podem ser adicionados aos prefixos peri- ou apo- para formar nomes únicos de apsides para os corpos em órbita do sistema host/ (primário) indicado . No entanto, apenas para os sistemas Terra, Lua e Sol são os sufixos únicos comumente usados. Os estudos de exoplanetas geralmente usam -astron , mas normalmente, para outros sistemas hospedeiros, o sufixo genérico -apsis é usado.

Objetos hospedeiros no Sistema Solar com apsides nomeados/nomeáveis

Objeto hospedeiro astronômico
Sufixo Origem
do nome
Sol -helion Helios
Mercúrio -hermion Hermes
Vênus -cito Citeriano
Terra -gee gaia
Lua -lune
-cynthion
-selene
Luna
Cynthia
Selene
Marte -areion Ares
Ceres -demeter Deméter
Júpiter -Jove Zeus
Júpiter
Saturno -chron
-kronos
-saturnium
-krone
Cronos
Saturno
Outros objetos hospedeiros com apsides nomeados/nomeáveis

Objeto hospedeiro astronômico
Sufixo Origem
do nome
Estrela -astro Lat: astra ; estrelas
Galáxia -galáctico Gr: galáxias; galáxia
baricentro -centro
-foco
-apsis
Buraco negro -melasma
-bothron
-nigricon
Gr: melos; preto
Gr: ambos ; buraco
Lat: niger ; preto

Periélio e afélio

Diagrama da órbita direta de um corpo ao redor do Sol com seus pontos mais próximos (periélio) e mais distantes (afélio).

O periélio (q) e o afélio (Q) são os pontos mais próximos e mais distantes, respectivamente, da órbita direta de um corpo ao redor do Sol .

A comparação de elementos osculadores em uma época específica com efetivamente aqueles em uma época diferente gerará diferenças. O tempo de passagem do periélio como um dos seis elementos osculadores não é uma previsão exata (exceto para um modelo genérico de dois corpos ) da distância mínima real ao Sol usando o modelo dinâmico completo . Previsões precisas da passagem do periélio requerem integração numérica .

Planetas internos e planetas externos

As duas imagens abaixo mostram as órbitas, nós orbitais e posições de periélio (q) e afélio (Q) para os planetas do Sistema Solar vistos de cima do pólo norte do plano eclíptico da Terra , que é coplanar com o plano orbital da Terra . Os planetas giram no sentido anti-horário ao redor do Sol e, para cada planeta, a parte azul de sua órbita viaja ao norte do plano da eclíptica, a parte rosa viaja para o sul e os pontos marcam o periélio (verde) e o afélio (laranja).

A primeira imagem (abaixo à esquerda) apresenta os planetas internos , situados fora do Sol como Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. A órbita terrestre de referência é colorida de amarelo e representa o plano orbital de referência . Na época do equinócio vernal, a Terra está na parte inferior da figura. A segunda imagem (abaixo à direita) mostra os planetas externos , sendo Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.

Os nodos orbitais são os dois pontos finais da "linha de nodos" onde a órbita inclinada de um planeta intercepta o plano de referência; aqui eles podem ser "vistos" como os pontos onde a seção azul de uma órbita encontra a rosa.

Linhas de apsides

A carta mostra o alcance extremo - desde a aproximação mais próxima (periélio) até o ponto mais distante (afélio) - de vários corpos celestes em órbita do Sistema Solar : os planetas, os planetas anões conhecidos, incluindo Ceres e o cometa Halley . O comprimento das barras horizontais corresponde ao alcance extremo da órbita do corpo indicado ao redor do Sol. Essas distâncias extremas (entre o periélio e o afélio) são as linhas de apsides das órbitas de vários objetos ao redor de um corpo hospedeiro.

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

Distâncias de corpos selecionados do Sistema Solar ao Sol. As bordas esquerda e direita de cada barra correspondem ao periélio e ao afélio do corpo, respectivamente, portanto, barras longas denotam alta excentricidade orbital . O raio do Sol é de 0,7 milhão de km e o raio de Júpiter (o maior planeta) é de 0,07 milhão de km, ambos muito pequenos para serem resolvidos nesta imagem.

Periélio e afélio da Terra

Atualmente, a Terra atinge o periélio no início de janeiro, aproximadamente 14 dias após o solstício de dezembro . No periélio, o centro da Terra está aproximadamente0,983 29 unidades astronômicas (UA) ou 147.098.070 km (91.402.500 mi) do centro do Sol. Em contraste, a Terra atinge o afélio atualmente no início de julho, aproximadamente 14 dias após o solstício de junho . A distância do afélio entre os centros da Terra e do Sol é atualmente cerca de1.016 71  UA ou 152.097.700 km (94.509.100 milhas).

As datas do periélio e do afélio mudam ao longo do tempo devido à precessão e outros fatores orbitais, que seguem padrões cíclicos conhecidos como ciclos de Milankovitch . No curto prazo, tais datas podem variar até 2 dias de um ano para outro. Essa variação significativa se deve à presença da Lua: enquanto o baricentro Terra-Lua está se movendo em uma órbita estável ao redor do Sol, a posição do centro da Terra, que fica em média a cerca de 4.700 quilômetros (2.900 milhas) do baricentro, poderia ser deslocado em qualquer direção a partir dele - e isso afeta o momento da aproximação real mais próxima entre os centros do Sol e da Terra (que, por sua vez, define o momento do periélio em um determinado ano).

Devido ao aumento da distância no afélio, apenas 93,55% da radiação do Sol incide sobre uma determinada área da superfície da Terra como ocorre no periélio, mas isso não leva em conta as estações do ano, que resultam da inclinação do eixo da Terra de 23,4 ° longe da perpendicular ao plano da órbita da Terra. De fato, tanto no periélio quanto no afélio é verão em um hemisfério enquanto é inverno no outro. O inverno cai no hemisfério onde a luz solar incide menos diretamente, e o verão cai onde a luz solar incide mais diretamente, independentemente da distância da Terra ao Sol.

No hemisfério norte, o verão ocorre ao mesmo tempo que o afélio, quando a radiação solar é menor. Apesar disso, os verões no hemisfério norte são em média 2,3 °C (4 °F) mais quentes do que no hemisfério sul, porque o hemisfério norte contém massas de terra maiores, que são mais fáceis de aquecer do que os mares.

No entanto, o periélio e o afélio têm um efeito indireto nas estações: como a velocidade orbital da Terra é mínima no afélio e máxima no periélio, o planeta leva mais tempo para orbitar do solstício de junho ao equinócio de setembro do que do solstício de dezembro ao equinócio de março. Portanto, o verão no hemisfério norte dura um pouco mais (93 dias) do que o verão no hemisfério sul (89 dias).

Os astrônomos geralmente expressam o tempo do periélio em relação ao Primeiro Ponto de Áries não em termos de dias e horas, mas sim como um ângulo de deslocamento orbital, a chamada longitude do periápsis (também chamada de longitude do pericentro). Para a órbita da Terra, isso é chamado de longitude do periélio , e em 2000 era cerca de 282,895°; em 2010, havia avançado uma pequena fração de grau para cerca de 283,067°.

Para a órbita da Terra ao redor do Sol, o tempo de apsis é frequentemente expresso em termos de tempo relativo às estações, pois isso determina a contribuição da órbita elíptica para as variações sazonais. A variação das estações é controlada principalmente pelo ciclo anual do ângulo de elevação do Sol, que é resultado da inclinação do eixo da Terra medida a partir do plano da eclíptica . A excentricidade da Terra e outros elementos orbitais não são constantes, mas variam lentamente devido aos efeitos perturbadores dos planetas e outros objetos do sistema solar (ciclos de Milankovitch).

Em uma escala de tempo muito longa, as datas do periélio e do afélio progridem através das estações, e fazem um ciclo completo em 22.000 a 26.000 anos. Há um movimento correspondente da posição das estrelas vistas da Terra, chamado de precessão absidal . (Isto está intimamente relacionado com a precessão dos eixos .) As datas e horas dos periélios e afélios para vários anos passados ​​e futuros estão listados na tabela a seguir:

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

Outros planetas

A tabela a seguir mostra as distâncias dos planetas e planetas anões do Sol em seu periélio e afélio.

tipo de corpo Corpo Distância do Sol no periélio Distância do Sol no afélio diferença (%) diferença de insolação
(%)
Planeta Mercúrio 46.001.009 km (28.583.702 mi) 69.817.445 quilômetros (43.382.549 milhas) 34% 57%
Vênus 107.476.170 km (66.782.600 milhas) 108.942.780 km (67.693.910 milhas) 1,3% 2,8%
Terra 147.098.291 km (91.402.640 milhas) 152.098.233 quilômetros (94.509.460 milhas) 3,3% 6,5%
Marte 206.655.215 km (128.409.597 milhas) 249.232.432 km (154.865.853 milhas) 17% 31%
Júpiter 740.679.835 quilômetros (460.237.112 milhas) 816.001.807 km (507.040.016 milhas) 9,2% 18%
Saturno 1.349.823.615 quilômetros (838.741.509 milhas) 1.503.509.229 quilômetros (934.237.322 milhas) 10% 19%
Urano 2.734.998.229 km (1,699449110 × 10 9  mi) 3.006.318.143 km (1,868039489 × 10 9  milhas) 9,0% 17%
Netuno 4.459.753.056 km (2,771162073 × 10 9  milhas) 4.537.039.826 km (2,819185846 × 10 9  milhas) 1,7% 3,4%
Planeta dos anões Ceres 380.951.528 quilômetros (236.712.305 milhas) 446.428.973 quilômetros (277.398.103 milhas) 15% 27%
Plutão 4.436.756.954 km (2,756872958 × 10 9  mi) 7.376.124.302 km (4,583311152 × 10 9  mi) 40% 64%
Haumea 5.157.623.774 km (3,204798834 × 10 9  mi) 7.706.399.149 km (4,788534427 × 10 9  mi) 33% 55%
makemake 5.671.928.586 km (3,524373028 × 10 9  mi) 7.894.762.625 km (4,905578065 × 10 9  mi) 28% 48%
Éris 5.765.732.799 km (3,582660263 × 10 9  mi) 14.594.512.904 km (9,068609883 × 10 9  mi) 60% 84%

fórmulas matemáticas

Estas fórmulas caracterizam o pericentro e o apocentro de uma órbita:

Pericentro
Velocidade máxima, , na distância mínima (pericentro), .
apocentro
Velocidade mínima, , na distância máxima (apocentro), .

Embora, de acordo com as leis de movimento planetário de Kepler (baseadas na conservação do momento angular ) e na conservação da energia, essas duas quantidades são constantes para uma determinada órbita:

Momento angular relativo específico
Energia orbital específica

onde:

  • a é o semi-eixo maior :
  • μ é o parâmetro gravitacional padrão
  • e é a excentricidade , definida como

Observe que para a conversão de alturas acima da superfície para distâncias entre uma órbita e seu primário, o raio do corpo central deve ser adicionado e vice-versa.

A média aritmética das duas distâncias limite é o comprimento do semi-eixo maior a . A média geométrica das duas distâncias é o comprimento do semi-eixo menor b .

A média geométrica das duas velocidades limite é

que é a velocidade de um corpo em uma órbita circular cujo raio é .

Tempo de periélio

Elementos orbitais , como o tempo de passagem do periélio, são definidos na época escolhida usando uma solução não perturbada de dois corpos que não leva em conta o problema de n corpos . Para obter um tempo preciso de passagem do periélio, você precisa usar uma época próxima à passagem do periélio. Por exemplo, usando uma época de 1996, o cometa Hale–Bopp mostra o periélio em 1º de abril de 1997. Usando uma época de 2008 mostra uma data de periélio menos precisa de 30 de março de 1997. Os cometas de período curto podem ser ainda mais sensíveis à época selecionada. Usando uma época de 2005 mostra 101P/Chernykh chegando ao periélio em 25 de dezembro de 2005, mas usando uma época de 2012 produz uma data de periélio imperturbável menos precisa de 20 de janeiro de 2006.

Solução de dois corpos vs solução de n corpos para tempo 12P/Pons–Brooks de passagem do periélio
Época Data do periélio (tp)
2010 2024-abril-19.892
n-corpo 2024-abril-21.136
2018 2024-abril-23.069

A integração numérica mostra que o planeta anão Eris chegará ao periélio por volta de dezembro de 2257. Usando uma época de 2021, que é 236 anos antes, mostra com menos precisão Eris chegando ao periélio em 2260.

4 Vesta chega ao periélio em 26 de dezembro de 2021, mas usando uma solução de dois corpos em uma época de julho de 2021 mostra com menos precisão Vesta chegando ao periélio em 25 de dezembro de 2021.

arcos curtos

Objetos transnetunianos descobertos quando a mais de 80 UA do Sol precisam de dezenas de observações ao longo de vários anos para restringir bem suas órbitas porque se movem muito lentamente contra as estrelas de fundo. Devido às estatísticas de pequenos números, objetos transnetunianos como 2015 TH 367 com apenas 8 observações em um arco de observação de 1 ano que não chegaram ou não chegarão ao periélio por aproximadamente 100 anos podem ter uma incerteza de 1 sigma de 74,6 anos (27.260 dias) na data do periélio.

Veja também

Referências

links externos