В астрофизикатаперихелийе точката в орбитата на обекта, когато е най-близо до слънцето. Идва от гръцки за близо (пери) и слънце (Хелиос). Неговата противоположност еафелий, точката в своята орбита, в която даден обект е най-отдалечен от слънцето.
Концепцията за перихелия е може би най-позната във връзка скомети. Орбитите на кометите обикновено са дълги елипси със слънце, разположено в една фокусна точка. В резултат на това по-голямата част от времето на кометата се прекарва далеч от слънцето.
Въпреки това, когато кометите се приближават до перихелия, те се доближават достатъчно близо до слънцето, че неговата топлина и радиация причиняват приближава кометата, за да поникне ярката кома и дългите светещи опашки, които ги превръщат в едни от най-известните небесни обекти.
Прочетете, за да научите повече за това как перихелият е свързан с орбиталната физика, включително aперихелийформула.
Ексцентричност: Повечето орбити всъщност не са кръгови
Въпреки че много от нас носят идеализиран образ на земния път около Слънцето като перфектен кръг, реалността е много малко (ако има такива) орбити всъщност са кръгови - и Земята не е изключение. Почти всички от тях всъщност са
елипси.Астрофизиците описват разликата между хипотетично перфектната, кръгова орбита на обекта и неговата несъвършена, елиптична орбита като неговаексцентричност. Ексцентричността се изразява като стойност между 0 и 1, понякога преобразувана в процент.
Ексцентриситетът от нула показва идеално кръгова орбита, като по-големите стойности показват все по-елиптични орбити. Например, не съвсем кръговата орбита на Земята има ексцентриситет около 0,0167, докато изключително елиптичната орбита на кометата на Халей има ексцентричност от 0,967.
Свойствата на елипсите
Когато говорим за орбитално движение, е важно да разберем някои от термините, използвани за описване на елипси:
- фокуси: две точки вътре в елипсата, които характеризират нейната форма. Фокусите, които са по-близо един до друг, означават по-кръгла форма, по-отдалечени означават по-продълговата форма. Когато се описват слънчевите орбити, един от фокусите винаги ще бъде слънцето.
- център: всяка елипса има една централна точка.
- голяма ос: права линия по най-дългата ширина на елипсата, тя преминава както през фокуси, така и през центъра, крайните й точки са върховете.
- полу-голяма ос: половината от главната ос или разстоянието между центъра и един връх.
- върхове: точката, в която елипсата прави най-рязките си завои и двете най-отдалечени точки една от друга в елипсата. Когато описват слънчевите орбити, те съответстват на перихелия и афелия.
- малка ос: права линия пресича най-късата ширина на елипсата, тя преминава през центъра. Крайните точки са върховете.
- полумаловажна ос:половината от малката ос или най-краткото разстояние между центъра и ко-върха на елипсата.
Изчисляване на ексцентричността
Ако знаете дължината на главната и второстепенната ос на елипсата, можете да изчислите нейната ексцентричност, като използвате следната формула:
\ text {ексцентричност} ^ 2 = 1.0- \ frac {\ text {полу-малка ос} ^ 2} {\ text {полу-голяма ос} ^ 2}
Обикновено дължините в орбиталното движение се измерват по астрономически единици (AU). Един AU е равен на средното разстояние от центъра на Земята до центъра на слънцето, или149,6 милиона километра. Конкретните единици, използвани за измерване на осите, нямат значение, докато са еднакви.
Нека намерим перихелионното разстояние на Марс
Като се има предвид всичко това, изчисляването на разстоянията на перихелия и афелия всъщност е доста лесно, стига да знаете дължината на орбитаголяма оси еексцентричност. Използвайте следната формула:
\ text {perihelion} = \ text {полу-голяма ос} (1- \ text {ексцентричност}) \\\ text {} \\ \ text {aphelion} = \ text {полу-голяма ос} (1 + \ text {ексцентричност})
Марс има полу-голяма ос 1,524 AU и нисък ексцентриситет 0,0934, следователно:
\ text {perihelion} _ {Mars} = 1,524 \ text {AU} (1-0,0934) = 1,382 \ text {AU} \\\ text {} \\ \ text {aphelion} _ {Mars} = 1,524 \ text { AU} (1 + 0,0934) = 1,666 \ текст {AU}
Дори в най-екстремните точки в своята орбита Марс остава на приблизително същото разстояние от слънцето.
Земята също има много нисък ексцентриситет. Това помага да се запази относително постоянното снабдяване на планетата със слънчева радиация през цялата година и означава, че ексцентричността на Земята няма изключително забележимо въздействие върху нашето ежедневие живее. (Наклонът на земята по оста си има много по-забележим ефект върху живота ни, причинявайки съществуването на сезони.)
Сега нека вместо това изчислим разстоянията на перихелия и афелия на Меркурий от слънцето. Меркурий е много по-близо до слънцето, с полу-голяма ос от 0,387 AU. Орбитата му също е значително по-ексцентрична, с ексцентричност 0,205. Ако включим тези стойности в нашите формули:
\ text {perihelion} _ {Mercury} = 0,387 \ text {AU} (1-0.206) = 0,307 \ text {AU} \\\ text {} \\ \ text {aphelion} _ {Mercury} = 0,387 \ text { AU} (1 + 0,206) = 0,467 \ текст {AU}
Тези цифри означават, че Меркурий е почтидве третипо-близо до слънцето по време на перихелия, отколкото в афелия, създавайки много по-драматични промени в начина на много топлина и слънчева радиация слънчевата повърхност на планетата е изложена в течение на нейната орбита.