V astrofyzicepřísluníje bod na oběžné dráze objektu, když je nejblíže slunci. Pochází z řečtiny pro blízké (peri) a slunce (Helios). Jeho opakem jeafélium, bod na jeho oběžné dráze, ve kterém je předmět nejvzdálenější od slunce.
Pojem perihelion je pravděpodobně nejznámější ve vztahu kkomety. Oběžné dráhy komet bývají dlouhé elipsy se sluncem v jednom ohnisku. Výsledkem je, že většina času komety je trávena daleko od slunce.
Jak se však komety přibližují k perihelionu, dostávají se dostatečně blízko ke slunci, které jeho teplo a záření způsobují blížící se kometa, aby vypučila jasné koma a dlouhé zářící ocasy, které z nich činí jedny z nejznámějších nebeských hvězd předměty.
Čtěte dále a dozvíte se více o tom, jak perihélium souvisí s orbitální fyzikou, včetně apříslunívzorec.
Výstřednost: Většina oběžných drah není ve skutečnosti kruhová
Ačkoli mnozí z nás nesou idealizovaný obraz dráhy Země kolem Slunce jako dokonalý kruh, realita je jen velmi málo (pokud vůbec) oběžných drah je ve skutečnosti kruhových - a Země není výjimkou. Téměř všechny jsou ve skutečnosti
elipsy.Astrofyzici popisují rozdíl mezi hypoteticky dokonalou kruhovou dráhou objektu a jeho nedokonalou eliptickou dráhou jako jehoexcentricita. Výstřednost je vyjádřena jako hodnota mezi 0 a 1, někdy převedená na procenta.
Excentricita nuly označuje dokonale kruhovou oběžnou dráhu, zatímco větší hodnoty označují stále více eliptické oběžné dráhy. Například ne zcela kruhová oběžná dráha Země má výstřednost asi 0,0167, zatímco extrémně eliptická oběžná dráha Halleyovy komety má výstřednost 0,967.
Vlastnosti elips
Když mluvíme o orbitálním pohybu, je důležité porozumět některým termínům používaným k popisu elips:
- ohniska: dva body uvnitř elipsy, které charakterizují její tvar. Ohniska, která jsou blíže k sobě, znamenají více kruhový tvar, dále od sebe znamenají podlouhlejší tvar. Při popisu slunečních drah bude jedním z ohnisek vždy slunce.
- centrum: každá elipsa má jeden střed.
- hlavní osa: přímka přes nejdelší šířku elipsy, prochází skrz ohniska i střed, její koncové body jsou vrcholy.
- poloviční hlavní osa: polovina hlavní osy nebo vzdálenost mezi středem a jedním vrcholem.
- vrcholy: bod, ve kterém elipsa dělá nejostřejší zatáčky a dva nejvzdálenější body od sebe v elipsě. Při popisu slunečních drah odpovídají perihéliu a aféliu.
- vedlejší osa: přímka protíná nejkratší šířku elipsy, prochází středem. Koncovými body jsou co-vrcholy.
- semi-vedlejší osa:polovina vedlejší osy nebo nejkratší vzdálenost mezi středem a vrcholem elipsy.
Výpočet výstřednosti
Pokud znáte délku hlavní a vedlejší osy elipsy, můžete vypočítat její výstřednost pomocí následujícího vzorce:
\ text {výstřednost} ^ 2 = 1,0- \ frac {\ text {poloviční osa} ^ 2} {\ text {poloviční hlavní osa} ^ 2}
Délka orbitálního pohybu se obvykle měří pomocí astronomických jednotek (AU). Jedna AU se rovná střední vzdálenosti od středu Země ke středu slunce, nebo149,6 milionu kilometrů. Na konkrétních jednotkách použitých k měření os nezáleží, pokud jsou stejné.
Pojďme najít Perihelionovu vzdálenost Marsu
S touto překážkou je výpočet vzdáleností perihelionu a aphelionu ve skutečnosti docela snadný, pokud znáte délku oběžné dráhyhlavní osaa jehoexcentricita. Použijte následující vzorec:
\ text {perihelion} = \ text {poloviční hlavní osa} (1- \ text {výstřednost}) \\\ text {} \\ \ text {aphelion} = \ text {poloviční hlavní osa} (1 + \ text {excentricita})
Mars má poloviční hlavní osu 1,524 AU a nízkou excentricitu 0,0934, proto:
\ 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 \ text {AU}
I v nejextrémnějších bodech na své oběžné dráze zůstává Mars zhruba ve stejné vzdálenosti od Slunce.
Země má rovněž velmi nízkou excentricitu. To pomáhá udržovat dodávky slunečního záření na planetě po celý rok relativně konzistentní a znamená, že excentricita Země nemá na náš každodenní den extrémně znatelný dopad životy. (Naklonění Země na její osu má mnohem zřetelnější účinek na naše životy tím, že způsobuje existenci ročních období.)
Nyní vypočítejme místo toho perihelium a afélium vzdálenosti Merkura od slunce. Merkur je mnohem blíže ke slunci, má polohlavní osu 0,387 AU. Jeho oběžná dráha je také podstatně výstřednější, s výstředností 0,205. Pokud tyto hodnoty zapojíme do našich vzorců:
\ 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 \ text {AU}
Tato čísla znamenají, že Merkur je téměřdvě třetinyblíže ke slunci během perihelionu než v aphelionu, což vytváří mnohem dramatičtější změny v tom, jak mnoho tepla a slunečního záření je povrch planety vystaven slunečnímu záření obíhat.