Zawartość
- Mimośrodowość: większość orbit nie jest w rzeczywistości kołowa
- Właściwości elips
- Obliczanie ekscentryczności
- Pozwala znaleźć odległość Marsa od peryhelium
W astrofizyce peryhelium jest punktem na orbicie obiektu, gdy jest on najbliżej Słońca. Pochodzi z języka greckiego dla bliskich (peri) i słońce (Helios). Jego przeciwieństwem jest aphelium, punkt na swojej orbicie, w którym obiekt znajduje się najdalej od Słońca.
Pojęcie peryhelium jest prawdopodobnie najbardziej znane w odniesieniu do komety. Orbity komet wydają się być długimi elipsami, a słońce znajduje się w jednym punkcie centralnym. W rezultacie większość czasu komety spędza się z dala od słońca.
Jednak gdy komety zbliżają się do peryhelium, zbliżają się wystarczająco blisko Słońca, aby jego ciepło i promieniowanie powodowały, że zbliżająca się kometa wykiełkowała jasną śpiączkę i długie świecące ogony, co czyni je jednymi z najsłynniejszych ciał niebieskich.
Czytaj dalej, aby dowiedzieć się więcej na temat związku peryhelium z fizyką orbitalną, w tym: peryhelium formuła.
Mimośrodowość: większość orbit nie jest w rzeczywistości kołowa
Chociaż wielu z nas nosi wyidealizowany obraz ścieżki Ziemi wokół Słońca w postaci idealnego koła, rzeczywistość jest bardzo niewielka (jeśli w ogóle) na orbitach kołowych - i Ziemia nie jest wyjątkiem. Prawie wszystkie z nich są w rzeczywistości elipsy.
Astrofizycy opisują różnicę między hipotetycznie idealną, okrągłą orbitą obiektu a jego niedoskonałą, eliptyczną orbitą jako jego ekscentryczność. Mimośród jest wyrażany jako wartość między 0 a 1, czasami przeliczany na procent.
Mimośrodowość równa zero oznacza idealnie okrągłą orbitę, a większe wartości wskazują coraz bardziej eliptyczne orbity. Na przykład, niezupełnie okrągła orbita Ziemi ma mimośrodowość około 0,0167, podczas gdy ekstremalnie eliptyczna orbita komety Halleya ma mimośrodowość 0,967.
Właściwości elips
Mówiąc o ruchu orbitalnym, ważne jest zrozumienie niektórych terminów używanych do opisania elips:
Obliczanie ekscentryczności
Jeśli znasz długość głównych i mniejszych osi elipsy, możesz obliczyć jej mimośrodowość za pomocą następującego wzoru:
ekscentryczność2 = 1,0 - (oś półmniejsza)2 / (oś pół-główna)2
Zazwyczaj długości w ruchu orbitalnym są mierzone w jednostkach astronomicznych (AU). Jedna jednostka AU jest równa średniej odległości od środka Ziemi do środka Słońca, lub 149,6 miliona kilometrów. Określone jednostki używane do pomiaru osi nie mają znaczenia, dopóki są takie same.
Pozwala znaleźć odległość Marsa od peryhelium
Mając to wszystko na uwadze, obliczanie odległości peryhelium i aphelium jest w rzeczywistości dość łatwe, o ile znasz długość orbity główna oś i jego ekscentryczność. Użyj następującej formuły:
peryhelium = oś pół-główna (1 - ekscentryczność)
aphelion = pół-główna oś (1 + ekscentryczność)
Mars ma pół-główną oś 1,524 AU i niską mimośrodowość 0,0934, dlatego:
peryheliumMars = 1,524 AU (1 - 0,0934) = 1,382 AU
apheliumMars = 1,524 AU (1 + 0,0934) = 1,666 AU
Nawet w najbardziej ekstremalnych punktach na swojej orbicie Mars pozostaje mniej więcej w tej samej odległości od Słońca.
Podobnie Ziemia ma bardzo niską mimośrodowość. Pomaga to utrzymać względną spójność dostaw promieniowania słonecznego przez planetę przez cały rok i oznacza, że ekscentryczność Ziemi nie ma wyjątkowo zauważalnego wpływu na nasze codzienne życie. (Pochylenie ziemi wokół jej osi ma o wiele bardziej zauważalny wpływ na nasze życie, ponieważ powoduje istnienie pór roku.)
Teraz zamiast tego obliczmy odległości Merkurego od peryhelium i aphelium. Rtęć jest znacznie bliżej Słońca, z pół-główną osią wynoszącą 0,387 AU. Jego orbita jest również znacznie bardziej ekscentryczna, z ekscentrycznością 0,205. Jeśli podłączymy te wartości do naszych formuł:
peryheliumRtęć = 0,387 AU (1 - 0,206) = 0,307 AU
apheliumRtęć = 0,387 AU (1 + 0,206) = 0,467 AU
Liczby te oznaczają, że Merkury jest prawie dwie trzecie bliżej Słońca podczas peryhelium niż w aphelium, co powoduje znacznie bardziej dramatyczne zmiany w ilości ciepła i promieniowania słonecznego, na które narażona jest słoneczna powierzchnia planety podczas jej orbity.