ábside -Apsis

Los ábsides se refieren a los puntos más lejanos (1) y más cercanos (2) alcanzados por un cuerpo planetario en órbita (1 y 2) con respecto a un cuerpo primario o huésped (3).
*La línea de ábsides es la línea que conecta las posiciones 1 y 2.
*La tabla nombra los (dos) ábsides de un cuerpo planetario (X, "orbitador") que orbita el cuerpo anfitrión indicado:
(1) más lejano (X) orbitador (3) anfitrión (2) más cercano
apogeo Luna Tierra perigeo
apojove Ganímedes Júpiter perijove
afelio Tierra Sol perihelio
afelio Júpiter Sol perihelio
afelio cometa Halley Sol perihelio
apoastron exoplaneta estrella periastro
apocentro cometa, por ejemplo primario pericentro
apoapsis cometa, por ejemplo primario periapsis
____________________________________
Por ejemplo, los dos ábsides de la Luna son el punto más lejano, el apogeo , y el punto más cercano, el perigeo , de su órbita alrededor de la Tierra anfitriona. Los dos ábsides de la Tierra son el punto más lejano, el afelio , y el punto más cercano, el perihelio , de su órbita alrededor del Sol anfitrión. Los términos afelio y perihelio se aplican de la misma manera a las órbitas de Júpiter y los demás planetas, los cometas y los asteroides del Sistema Solar .
El sistema de dos cuerpos de órbitas elípticas que interactúan : el cuerpo satélite más pequeño (azul) orbita el cuerpo primario (amarillo); ambos están en órbitas elípticas alrededor de su centro de masa común (o baricentro ), (rojo +).
∗Periapsis y apoapsis como distancias: Las distancias más pequeña y más grande entre el orbitador y su cuerpo huésped.
Elementos orbitales keplerianos : el punto F , el punto de aproximación más cercano de un cuerpo en órbita, es el pericentro (también periapsis) de una órbita; el punto H , el punto más lejano del cuerpo en órbita, es el apocentro (también apoapsis) de la órbita; y la línea roja entre ellos es la línea de los ábsides.

Un ábside (del griego antiguo ἁψίς (hapsís)  'arco, bóveda'; PL  absides / ˈ æ p s ɪ ˌ d z / AP -sih-deez ) es el punto más lejano o más cercano en la órbita de un cuerpo planetario sobre su cuerpo primario . Por ejemplo, para las órbitas alrededor del Sol, los ábsides se denominan afelio (más lejano) y perihelio (más cercano).

Descripción general

Hay dos ábsides en cualquier órbita elíptica . El nombre de cada ábside se crea a partir de los prefijos ap- , apo- (de ἀπ(ό) , (ap(o)-)  'lejos de') para el más lejano o peri- (de περί (peri-)  'cerca' ) para el punto más cercano al cuerpo principal , con un sufijo que describe el cuerpo principal. El sufijo de la Tierra es -gee , por lo que los nombres de los ábsides son apogeo y perigeo . Para el Sol, el sufijo es -helion , por lo que los nombres son afelio y perihelio .

Según las leyes del movimiento de Newton , todas las órbitas periódicas son elipses. El baricentro de los dos cuerpos puede estar bien dentro del cuerpo más grande; por ejemplo, el baricentro Tierra-Luna está aproximadamente al 75% del camino desde el centro de la Tierra hasta su superficie. Si, en comparación con la masa más grande, la masa más pequeña es insignificante (p. ej., para satélites), entonces los parámetros orbitales son independientes de la masa más pequeña.

Cuando se usa como sufijo, es decir, -ápside , el término puede referirse a las dos distancias desde el cuerpo primario hasta el cuerpo en órbita cuando este último está ubicado: 1) en el punto de periápside , o 2) en el punto de apoápsis (comparar ambos gráficos, segunda figura). La línea de ábsides denota la distancia de la línea que une los puntos más cercanos y más lejanos a lo largo de una órbita; también se refiere simplemente al alcance extremo de un objeto que orbita alrededor de un cuerpo anfitrión (ver la figura superior; ver la tercera figura).

En mecánica orbital , los ábsides se refieren técnicamente a la distancia medida entre el centro de masa del cuerpo central y el centro de masa del cuerpo en órbita. Sin embargo, en el caso de una nave espacial , los términos se usan comúnmente para referirse a la altitud orbital de la nave espacial sobre la superficie del cuerpo central (suponiendo un radio de referencia estándar constante).

Terminología

Las palabras "pericentro" y "apocentro" se ven a menudo, aunque se prefieren periapsis / apoapsis en el uso técnico.

  • Para situaciones genéricas donde no se especifica el primario, los términos pericentro y apocentro se utilizan para nombrar los puntos extremos de las órbitas (ver tabla, figura superior); periapsis y apoapsis (o apapsis ) son alternativas equivalentes, pero estos términos también se refieren con frecuencia a distancias, es decir, las distancias más pequeña y más grande entre el orbitador y su cuerpo anfitrión (ver la segunda figura).
  • Para un cuerpo que orbita alrededor del Sol , el punto de menor distancia es el perihelio ( / ˌ p ɛr ɪ ˈ h l i ə n / ), y el punto de mayor distancia es el afelio ( / æ p ˈ h l i ə n / ); cuando se habla de órbitas alrededor de otras estrellas, los términos se convierten en periastron y apastron .
  • Cuando se habla de un satélite de la Tierra , incluida la Luna , el punto de menor distancia es el perigeo ( / ˈ p ɛr ɪ / ), y el de mayor distancia, el apogeo (del griego antiguo : Γῆ ( ), "tierra" o "tierra").
  • Para los objetos en órbita lunar , el punto de menor distancia se denomina pericinthion ( / ˌ p ɛr ɪ ˈ s ɪ n θ i ə n / ) y el de mayor distancia apocynthion ( / ˌ æ p ə ˈ s ɪ n θ i ə n / ). También se utilizan los términos perilune y apolune , así como periselene y apselene . Dado que la Luna no tiene satélites naturales, esto solo se aplica a los objetos hechos por el hombre.

Etimología

Las palabras perihelio y afelio fueron acuñadas por Johannes Kepler para describir los movimientos orbitales de los planetas alrededor del Sol. Las palabras se forman a partir de los prefijos peri- (griego: περί , cerca) y apo- (griego: ἀπό , lejos de), añadidos a la palabra griega para el sol, ( ἥλιος , o hēlíos ).

Varios términos relacionados se utilizan para otros objetos celestes . Los sufijos -gee , -helion , -astron y -galacticon se utilizan con frecuencia en la literatura astronómica para referirse a la Tierra, el Sol, las estrellas y el centro galáctico, respectivamente. El sufijo -jove se usa ocasionalmente para Júpiter, pero -saturnium se ha usado muy raramente en los últimos 50 años para Saturno. La forma -gee también se usa como un término genérico de aproximación más cercana a "cualquier planeta", en lugar de aplicarlo solo a la Tierra.

Durante el programa Apolo , los términos pericynthion y apocynthion se utilizaron para referirse a la órbita de la Luna ; hacen referencia a Cynthia, un nombre alternativo para la diosa griega de la luna, Artemisa . Más recientemente, durante el programa Artemis , se han utilizado los términos perilune y apolune .

Con respecto a los agujeros negros, el término peribothron fue utilizado por primera vez en un artículo de 1976 por J. Frank y MJ Rees, quienes dan crédito a WR Stoeger por sugerir la creación de un término usando la palabra griega para hoyo: "bothron".

Los términos perimelasma y apomelasma (de una raíz griega) fueron utilizados por el físico y autor de ciencia ficción Geoffrey A. Landis en una historia publicada en 1998, apareciendo así antes que perinigricon y aponigricon (del latín) en la literatura científica en 2002.

Resumen de terminología

Los sufijos que se muestran a continuación pueden agregarse a los prefijos peri- o apo- para formar nombres únicos de ábsides para los cuerpos en órbita del sistema huésped/ (primario) indicado . Sin embargo, solo para los sistemas de la Tierra, la Luna y el Sol se usan comúnmente los sufijos únicos. Los estudios de exoplanetas suelen utilizar -astron , pero normalmente, para otros sistemas anfitriones , se utiliza en su lugar el sufijo genérico -apsis .

Objetos anfitriones en el Sistema Solar con ábsides nombrados/nombrables

Objeto anfitrión astronómico
Sufijo Origen
del nombre
Sol -helion helios
Mercurio -hermión Hermes
Venus -cythe citereo
Tierra -Caramba gaia
Luna -lune
-cynthion
-selene
Luna
Cynthia
Selene
Marte -areión Ares
Ceres -demeter Deméter
Júpiter -Júpiter Zeus
Júpiter
Saturno -chron
-kronos
-saturnium
-krone
cronos
saturno
Otros objetos anfitriones con ábsides nombrados/nombrables

Objeto anfitrión astronómico
Sufijo Origen
del nombre
Estrella -astron Lat: astra ; estrellas
Galaxia -galacticón Gr: galaxias; galaxia
Baricentro -centro
-foco
-ábside
Agujero negro -melasma
-bothron
-nigricon
Gr: melos; negro
Gr: bothros ; agujero
Lat: níger ; negro

Perihelio y afelio

Diagrama de la órbita directa de un cuerpo alrededor del Sol con sus puntos más cercano (perihelio) y más lejano (afelio).

El perihelio (q) y el afelio (Q) son los puntos más cercano y más lejano, respectivamente, de la órbita directa de un cuerpo alrededor del Sol .

La comparación de elementos osculadores en una época específica con los de una época diferente generará diferencias. El tiempo de paso del perihelio como uno de los seis elementos osculadores no es una predicción exacta (excepto para un modelo genérico de dos cuerpos ) de la distancia mínima real al Sol utilizando el modelo dinámico completo . Las predicciones precisas del paso del perihelio requieren integración numérica .

Planetas interiores y planetas exteriores

Las dos imágenes a continuación muestran las órbitas, los nodos orbitales y las posiciones del perihelio (q) y el afelio (Q) de los planetas del Sistema Solar vistos desde arriba del polo norte del plano de la eclíptica de la Tierra , que es coplanar con el plano orbital de la Tierra . Los planetas viajan en sentido antihorario alrededor del Sol y para cada planeta, la parte azul de su órbita viaja al norte del plano de la eclíptica, la parte rosa viaja al sur y los puntos marcan el perihelio (verde) y el afelio (naranja).

La primera imagen (abajo a la izquierda) presenta los planetas interiores , situados fuera del Sol como Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. La órbita terrestre de referencia es de color amarillo y representa el plano orbital de referencia . En el momento del equinoccio vernal, la Tierra está en la parte inferior de la figura. La segunda imagen (abajo a la derecha) muestra los planetas exteriores , Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Los nodos orbitales son los dos puntos finales de la "línea de nodos" donde la órbita inclinada de un planeta se cruza con el plano de referencia; aquí pueden ser 'vistos' como los puntos donde la sección azul de una órbita se encuentra con la rosa.

Líneas de ábsides

El gráfico muestra el rango extremo, desde el punto más cercano (perihelio) hasta el punto más lejano (afelio), de varios cuerpos celestes en órbita del Sistema Solar : los planetas, los planetas enanos conocidos, incluido Ceres , y el cometa Halley . La longitud de las barras horizontales corresponde al rango extremo de la órbita del cuerpo indicado alrededor del Sol. Estas distancias extremas (entre el perihelio y el afelio) son las líneas de los ábsides de las órbitas de varios objetos alrededor de un cuerpo huésped.

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

Distancias de cuerpos seleccionados del Sistema Solar desde el Sol. Los bordes izquierdo y derecho de cada barra corresponden al perihelio y al afelio del cuerpo, respectivamente, por lo que las barras largas denotan una alta excentricidad orbital . El radio del Sol es de 0,7 millones de km y el radio de Júpiter (el planeta más grande) es de 0,07 millones de km, ambos demasiado pequeños para resolverlos en esta imagen.

Perihelio y afelio de la Tierra

Actualmente, la Tierra alcanza el perihelio a principios de enero, aproximadamente 14 días después del solsticio de diciembre . En el perihelio, el centro de la Tierra está a unos0,983 29 unidades astronómicas (AU) o 147 098 070 km (91 402 500 mi) del centro del Sol. En cambio, la Tierra alcanza el afelio actualmente a principios de julio, aproximadamente 14 días después del solsticio de junio . La distancia del afelio entre los centros de la Tierra y el Sol es actualmente de aproximadamente1.016 71  AU o 152 097 700 km (94 509 100 mi).

Las fechas de perihelio y afelio cambian con el tiempo debido a la precesión y otros factores orbitales, que siguen patrones cíclicos conocidos como ciclos de Milankovitch . A corto plazo, dichas fechas pueden variar hasta 2 días de un año a otro. Esta variación significativa se debe a la presencia de la Luna: mientras que el baricentro Tierra-Luna se mueve en una órbita estable alrededor del Sol, la posición del centro de la Tierra, que está en promedio a unos 4.700 kilómetros (2.900 millas) del baricentro, podría cambiarse en cualquier dirección desde él, y esto afecta el momento del acercamiento más cercano real entre los centros del Sol y la Tierra (que a su vez define el momento del perihelio en un año determinado).

Debido a la mayor distancia en el afelio, solo el 93,55% de la radiación del Sol cae sobre un área determinada de la superficie de la Tierra como lo hace en el perihelio, pero esto no tiene en cuenta las estaciones, que resultan de la inclinación del eje de la Tierra de 23,4 ° lejos de la perpendicular al plano de la órbita de la Tierra. De hecho, tanto en el perihelio como en el afelio es verano en un hemisferio mientras que es invierno en el otro. El invierno cae en el hemisferio donde la luz del sol incide menos directamente, y el verano cae donde la luz del sol incide más directamente, independientemente de la distancia entre la Tierra y el Sol.

En el hemisferio norte, el verano ocurre al mismo tiempo que el afelio, cuando la radiación solar es más baja. A pesar de esto, los veranos en el hemisferio norte son en promedio 2,3 °C (4 °F) más cálidos que en el hemisferio sur, porque el hemisferio norte contiene masas de tierra más grandes, que son más fáciles de calentar que los mares.

Sin embargo, el perihelio y el afelio tienen un efecto indirecto en las estaciones: debido a que la velocidad orbital de la Tierra es mínima en el afelio y máxima en el perihelio, el planeta tarda más en orbitar desde el solsticio de junio hasta el equinoccio de septiembre que desde el solsticio de diciembre hasta el equinoccio de marzo. Por lo tanto, el verano en el hemisferio norte dura un poco más (93 días) que el verano en el hemisferio sur (89 días).

Los astrónomos comúnmente expresan el momento del perihelio relativo al Primer Punto de Aries no en términos de días y horas, sino más bien como un ángulo de desplazamiento orbital, la llamada longitud del periapsis (también llamada longitud del pericentro). Para la órbita de la Tierra, esto se llama la longitud del perihelio , y en 2000 era de unos 282,895°; en 2010, había avanzado una pequeña fracción de grado hasta unos 283,067°.

Para la órbita de la Tierra alrededor del Sol, el tiempo de ábside a menudo se expresa en términos de un tiempo relativo a las estaciones, ya que esto determina la contribución de la órbita elíptica a las variaciones estacionales. La variación de las estaciones está controlada principalmente por el ciclo anual del ángulo de elevación del Sol, que es el resultado de la inclinación del eje de la Tierra medido desde el plano de la eclíptica . La excentricidad de la Tierra y otros elementos orbitales no son constantes, sino que varían lentamente debido a los efectos perturbadores de los planetas y otros objetos del sistema solar (ciclos de Milankovitch).

En una escala de tiempo muy larga, las fechas del perihelio y del afelio progresan a través de las estaciones y hacen un ciclo completo en 22.000 a 26.000 años. Hay un movimiento correspondiente de la posición de las estrellas vistas desde la Tierra, llamado precesión absidal . (Esto está estrechamente relacionado con la precesión de los ejes ). Las fechas y horas de los perihelios y afelios para varios años pasados ​​y futuros se enumeran en la siguiente tabla:

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

Otros planetas

La siguiente tabla muestra las distancias de los planetas y planetas enanos al Sol en su perihelio y afelio.

tipo de cuerpo Cuerpo Distancia al Sol en el perihelio Distancia al Sol en el afelio diferencia (%) diferencia de insolación
(%)
Planeta Mercurio 46 001 009 km (28 583 702 millas) 69.817.445 km (43.382.549 millas) 34% 57%
Venus 107.476.170 km (66.782.600 millas) 108.942.780 km (67.693.910 millas) 1,3% 2,8%
Tierra 147.098.291 km (91.402.640 millas) 152 098 233 km (94 509 460 millas) 3,3% 6,5%
Marte 206.655.215 km (128.409.597 millas) 249.232.432 km (154.865.853 millas) 17% 31%
Júpiter 740.679.835 km (460.237.112 millas) 816 001 807 km (507 040 016 millas) 9,2% 18%
Saturno 1.349.823.615 kilómetros (838.741.509 millas) 1.503.509.229 kilómetros (934.237.322 millas) 10% 19%
Urano 2.734.998.229 km (1,699449110 × 10 9  millas) 3.006.318.143 kilometros (1,868039489 × 10 9  millas) 9,0% 17%
Neptuno 4.459.753.056 kilometros (2,771162073 × 10 9  millas) 4.537.039.826 km (2,819185846 × 10 9  millas) 1,7% 3,4%
Planeta enano Ceres 380.951.528 km (236.712.305 millas) 446.428.973 kilómetros (277.398.103 millas) 15% 27%
Plutón 4.436.756.954 kilometros (2,756872958 × 10 9  millas) 7.376.124.302 km (4,583311152 × 10 9  millas) 40% 64%
haumea 5.157.623.774 km (3,204798834 × 10 9  millas) 7.706.399.149 km (4,788534427 × 10 9  millas) 33% 55%
hacerhacer 5.671.928.586 kilometros (3,524373028 × 10 9  millas) 7.894.762.625 km (4,905578065 × 10 9  millas) 28% 48%
eris 5.765.732.799 km (3,582660263 × 10 9  millas) 14.594.512.904 kilometros (9,068609883 × 10 9  millas) 60% 84%

fórmulas matemáticas

Estas fórmulas caracterizan el pericentro y el apocentro de una órbita:

pericentro
Velocidad máxima, , a distancia mínima (pericentro), .
apocentro
Velocidad mínima, , a la distancia máxima (apocentro), .

Mientras que, de acuerdo con las leyes de movimiento planetario de Kepler (basadas en la conservación del momento angular ) y la conservación de la energía, estas dos cantidades son constantes para una órbita dada:

Momento angular relativo específico
Energía orbital específica

dónde:

  • a es el semieje mayor :
  • μ es el parámetro gravitatorio estándar
  • e es la excentricidad , definida como

Tenga en cuenta que para la conversión de alturas sobre la superficie a distancias entre una órbita y su principal, se debe agregar el radio del cuerpo central y viceversa.

La media aritmética de las dos distancias límite es la longitud del semieje mayor a . La media geométrica de las dos distancias es la longitud del semieje menor b .

La media geométrica de las dos velocidades límite es

que es la velocidad de un cuerpo en una órbita circular cuyo radio es .

Tiempo de perihelio

Los elementos orbitales , como el momento del paso del perihelio, se definen en la época elegida utilizando una solución de dos cuerpos no perturbada que no tiene en cuenta el problema de los n cuerpos . Para obtener una hora precisa del paso del perihelio, debe usar una época cercana al paso del perihelio. Por ejemplo, usando una época de 1996, el cometa Hale-Bopp muestra el perihelio el 1 de abril de 1997. Usando una época de 2008 muestra una fecha de perihelio menos precisa del 30 de marzo de 1997. Los cometas de período corto pueden ser incluso más sensibles a la época seleccionada. El uso de una época de 2005 muestra que 101P/Chernykh llegó al perihelio el 25 de diciembre de 2005, pero el uso de una época de 2012 produce una fecha de perihelio no perturbado menos precisa del 20 de enero de 2006.

Solución de dos cuerpos frente a solución de n cuerpos para 12P/Pons-Brooks tiempo de paso del perihelio
Época Fecha del perihelio (tp)
2010 2024-abr-19.892
n-cuerpo 2024-abr-21.136
2018 2024-abr-23.069

La integración numérica muestra que el planeta enano Eris llegará al perihelio alrededor de diciembre de 2257. Usando una época de 2021, que es 236 años antes, muestra con menos precisión que Eris llegará al perihelio en 2260.

4 Vesta llega al perihelio el 26 de diciembre de 2021, pero el uso de una solución de dos cuerpos en una época de julio de 2021 muestra con menos precisión que Vesta llega al perihelio el 25 de diciembre de 2021.

Arcos cortos

Los objetos transneptunianos descubiertos cuando se encuentran a más de 80 AU del Sol necesitan docenas de observaciones durante varios años para restringir bien sus órbitas porque se mueven muy lentamente contra las estrellas de fondo. Debido a las estadísticas de números pequeños, los objetos transneptunianos como 2015 TH 367 con solo 8 observaciones en un arco de observación de 1 año que no han llegado o no llegarán al perihelio durante aproximadamente 100 años pueden tener una incertidumbre de 1 sigma de 74,6 años. (27.260 días) en la fecha del perihelio.

Ver también

Referencias

enlaces externos