Ápside

Las apsides se refieren a los puntos más lejanos (1) y más cercanos (2) alcanzados por un cuerpo planetario orbitante (1 y 2) con respecto a un cuerpo primario o host (3).
*La línea de apsides es la línea que conecta las posiciones 1 y 2.
*La tabla nombra las (dos) apsides de un cuerpo planetario (X, "orbiter") orbitando el cuerpo anfitrión indicó:

(1) farthest	(X) orbiter	3) anfitrión	2) más cercano
apogee	Luna	Tierra	perigeo
apojove	Ganymede	Júpiter	perijove
aphelion	Tierra	Sol	perihelion
aphelion	Júpiter	Sol	perihelion
aphelion	Halley's Comet	Sol	perihelion
apoastron	exoplanet	estrella	periastron
apocentista	cometa, por ejemplo.	primaria	pericenter
apoapsis	cometa, por ejemplo.	primaria	periapsis

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Por ejemplo, las dos apsias de la Luna son el punto más lejano, apogee, y el punto más cercano, perigeo, de su órbita alrededor de la Tierra anfitriona. Las dos apsias de la Tierra son el punto más lejano, aphelion, y el punto más cercano, perihelion, de su órbita alrededor del Sol anfitrión. Los términos aphelion y perihelion aplican de la misma manera a las órbitas de Júpiter y los otros 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 común de masa (o barycenter), (rojo +).
ГPeriapsis y apoapsis como distancias: Las distancias más pequeñas y más grandes entre el orbitador y su cuerpo anfitrión.

Elementos orbitales de Keplerian: punto F, el punto de aproximación más cercano de un cuerpo orbital, es el pericenter (también periapsis) de una órbita; punto H, el punto más lejano del cuerpo orbital, es el apocentro (también apoapsis) de la órbita; y la línea roja entre ellos es la línea de apsides.

Un ábside (del griego antiguo ἁψίς (hapsís) 'arco, bóveda'; pl. apsides AP-sih-deez) es el punto más lejano o más cercano en la órbita de un cuerpo planetario con respecto a 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- (desde 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 ábsides' los nombres 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 a aproximadamente el 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 (por ejemplo, para satélites), entonces los parámetros orbitales son independientes de la masa más pequeña.

Cuando se usa como sufijo, es decir, -apsis, el término puede referirse a las dos distancias desde el cuerpo primario al cuerpo en órbita cuando este último está ubicado: 1) en el periapsis, o 2) en el punto apoapsis (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 la primaria, los términos pericenter y apocentista son utilizados 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 frecuentemente a distancias, es decir, las distancias más pequeñas y mayores entre el orbitador y su cuerpo anfitrión (ver segunda figura).
• Para un cuerpo orbitando el Sol, el punto de menor distancia es el perihelion (), y el punto de mayor distancia es el aphelion (); cuando se discuten órbitas alrededor de otras estrellas, los términos se vuelven periastron y apastron.
• Al discutir un satélite de la Tierra, incluyendo la Luna, el punto de menor distancia es el perigeo (), y de mayor distancia, el apogee (del Griego Antiguo: luminariaGē), "tierra" o "tierra").
• Para objetos en órbita lunar, el punto de menor distancia se llama el pericynthion () y la mayor distancia apocynthion (). Los términos perilune y apolune, así como periselene y apselene también se utilizan. Puesto que la Luna no tiene satélites naturales esto sólo 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), unido 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 utiliza como aproximación genérica más cercana a "cualquier planeta" término, en lugar de aplicarlo sólo a la Tierra.

Durante el programa Apolo, los términos pericynthion y apocynthion se usaban 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, 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, así apareciendo antes de perinigricon y aponigricon (del latín) en la literatura científica en 2002, y antes de peribothron (del griego bothros, que significa "agujero" o "pozo") en 2015.

Resumen terminológico

Los sufijos que se muestran a continuación se pueden agregar a los prefijos peri- o apo- para formar nombres únicos de ábsides para los cuerpos en órbita del sistema anfitrión/(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.

Perihelio y afelio

Diagrama de la órbita directa de un cuerpo alrededor del Sol con sus puntos más cercanos (perihelio) y más lejanos (apoyo).

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) muestra los planetas interiores, situados fuera del Sol como Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. La órbita terrestre de referencia está coloreada de 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 externos, siendo 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.

• 

  Los puntos perihelion (verde) y aphelion (orange) de los planetas interiores del Sistema Solar

• 

  Los puntos perihelion (verde) y aphelion (orange) de los planetas exteriores del Sistema Solar

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, incluidos Ceres y Halley' s Cometa. 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.

Distancias de cuerpos seleccionados del Sistema Solar del Sol. Los bordes izquierdo y derecho de cada barra corresponden a la perihelión y aphelion del cuerpo, respectivamente, por lo que las barras largas denotan 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, demasiado pequeño para resolver 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 tiene aproximadamente 0,98329 unidades astronómicas (AU) o 147 098 070 km (91 402 500 mi) del centro del Sol. Por el contrario, 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 1,01671 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 mi) de el baricentro, podría desplazarse en cualquier dirección desde él, y esto afecta el momento del acercamiento más cercano real entre el Sol y los centros de la Tierra (que a su vez define el momento del perihelio en un año determinado).

Debido al aumento de la 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° alejándose 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 de la Tierra al 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 diciembre. solsticio al 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 denomina 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 del ábside suele expresarse 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:

Otros planetas

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

Fórmulas matemáticas

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

Pericenter

Velocidad máxima, ${fnMicrosoft Sans {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif}} {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans}}}}$, al mínimo (percentro) distancia, ${textstyle r_{text{per}=(1-e)a}$.

Apocenter

Velocidad mínima, ${fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicroc {fnMicrosoft Sans Serif}{(1+e)a}},}$, a la distancia máxima (apocenter), ${textstyle r_{text{ap}=(1+e)a}$.

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

${displaystyle h={sqrt {left(1-e^{2}right)mu a}}$

Energía orbital específica

${displaystyle varepsilon =-{frac {mu } {2a}}$

donde:

• a es el eje semi-major:

  ${displaystyle a={frac {fnK}} {fnK}}} {fnK}}}} {f}}} {f}}} {f}} {f}}}}} {f}}}}}} {f}}}}}}}}}}} {f}}}}}}} {f}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\$

• μ es el parámetro gravitacional estándar
• e es la excentricidad, definida como

  ${displaystyle e={frac {\fnK} {f}}}}=1-{f}}}}=0- {fnMic} {2} {fn}} {fnK}}}}} {f}}} {fn}}}}}$

Tenga en cuenta que para la conversión de alturas sobre la superficie a distancias entre una órbita y su principal, se debe sumar 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

${displaystyle {sqrt {-2varepsilon }={sqrt {frac # ♪♪$

que es la velocidad de un cuerpo en una órbita circular cuyo radio es ${displaystyle a}$.

Tiempo de perihelio

Los elementos orbitales como el tiempo de 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 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.

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 menor precisión que Vesta llega al perihelio el 25 de diciembre de 2021.

Arcos cortos

Los objetos transneptunianos descubiertos 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 TH367 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 puede tener una incertidumbre de 1 sigma de 74,6 años (27.260 días) en la fecha del perihelio.