In der Astrophysik ist diePerihelist der Punkt in der Umlaufbahn eines Objekts, an dem es der Sonne am nächsten ist. Es kommt aus dem Griechischen für nahe (peri) und Sonne (Helios). Das Gegenteil ist derAphelion, der Punkt seiner Umlaufbahn, an dem ein Objekt am weitesten von der Sonne entfernt ist.
Das Konzept des Perihels ist wahrscheinlich am bekanntesten in Bezug aufKometen. Die Umlaufbahnen von Kometen sind in der Regel lange Ellipsen mit der Sonne in einem Brennpunkt. Daher verbringt der Komet die meiste Zeit weit weg von der Sonne.
Wenn sich Kometen jedoch dem Perihel nähern, kommen sie der Sonne so nahe, dass ihre Hitze und Strahlung die nähert sich Komet, um das helle Koma und die langen leuchtenden Schwänze zu sprießen, die sie zu den berühmtesten Himmelskörpern machen Objekte.
Lesen Sie weiter, um mehr darüber zu erfahren, wie das Perihel mit der Orbitalphysik zusammenhängt, einschließlich aPerihelFormel.
Exzentrizität: Die meisten Umlaufbahnen sind nicht wirklich kreisförmig
Obwohl viele von uns ein idealisiertes Bild der Bahn der Erde um die Sonne als perfekten Kreis tragen, sind die Realität nur sehr wenige (wenn überhaupt) Umlaufbahnen tatsächlich kreisförmig – und die Erde ist keine Ausnahme. Fast alle sind es tatsächlich
Ellipsen.Astrophysiker beschreiben den Unterschied zwischen der hypothetisch perfekten, kreisförmigen Umlaufbahn eines Objekts und seiner unvollkommenen, elliptischen Umlaufbahn als seineExzentrizität. Die Exzentrizität wird als Wert zwischen 0 und 1 ausgedrückt, manchmal umgerechnet in einen Prozentsatz.
Eine Exzentrizität von Null zeigt eine perfekt kreisförmige Umlaufbahn an, wobei größere Werte zunehmend elliptische Umlaufbahnen anzeigen. Zum Beispiel hat die nicht ganz kreisförmige Umlaufbahn der Erde eine Exzentrizität von etwa 0,0167, während die extrem elliptische Umlaufbahn des Halleyschen Kometen eine Exzentrizität von 0,967 hat.
Die Eigenschaften von Ellipsen
Wenn man über Orbitalbewegung spricht, ist es wichtig, einige der Begriffe zu verstehen, die zur Beschreibung von Ellipsen verwendet werden:
- Schwerpunkte: zwei Punkte innerhalb der Ellipse, die ihre Form charakterisieren. Näher beieinander liegende Brennpunkte bedeuten eine kreisförmigere Form, weiter voneinander entfernt eine länglichere Form. Bei der Beschreibung von Sonnenbahnen wird einer der Brennpunkte immer die Sonne sein.
- Center: Jede Ellipse hat einen Mittelpunkt.
- Hauptachse: eine gerade Linie über die längste Breite der Ellipse, sie geht durch beide Brennpunkte und das Zentrum, ihre Endpunkte sind die Scheitelpunkte.
- große Halbachse: die Hälfte der Hauptachse oder der Abstand zwischen dem Mittelpunkt und einem Scheitelpunkt.
- Scheitelpunkte: der Punkt, an dem eine Ellipse ihre stärksten Kurven macht und die beiden am weitesten voneinander entfernten Punkte der Ellipse. Bei der Beschreibung von Sonnenbahnen entsprechen diese dem Perihel und Aphel.
- Nebenachse: eine gerade Linie kreuzt die kürzeste Breite der Ellipse, sie geht durch die Mitte. Die Endpunkte sind die Co-Scheitelpunkte.
- kleine Halbachse:Hälfte der Nebenachse oder der kürzeste Abstand zwischen dem Mittelpunkt und einem Co-Scheitelpunkt der Ellipse.
Berechnung der Exzentrizität
Wenn Sie die Länge der Haupt- und Nebenachse einer Ellipse kennen, können Sie ihre Exzentrizität mit der folgenden Formel berechnen:
\text{Exzentrizität}^2 = 1.0-\frac{\text{kleine Halbachse}^2}{\text{große Halbachse}^2}
Üblicherweise werden Längen der Umlaufbahn in astronomischen Einheiten (AE) gemessen. Eine AE entspricht der mittleren Entfernung vom Erdmittelpunkt zum Sonnenmittelpunkt, oder149,6 Millionen Kilometer. Die spezifischen Einheiten, die zum Messen der Achsen verwendet werden, spielen keine Rolle, solange sie gleich sind.
Finden wir die Perihelentfernung des Mars
Mit all dem ist die Berechnung von Perihel- und Aphelentfernungen eigentlich ganz einfach, solange Sie die Länge einer Umlaufbahn kennenHauptachseund seinExzentrizität. Verwenden Sie die folgende Formel:
\text{Perihel} = \text{Hauptachse}(1-\text{Exzentrizität})\\\text{ }\\ \text{Aphel} =\text{Hauptachse}(1 + \text {Exzentrizität})
Der Mars hat eine große Halbachse von 1,524 AE und eine geringe Exzentrizität von 0,0934, daher:
\text{Perihel}_{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}
Selbst an den extremsten Punkten seiner Umlaufbahn bleibt der Mars ungefähr gleich weit von der Sonne entfernt.
Die Erde hat ebenfalls eine sehr geringe Exzentrizität. Dies trägt dazu bei, dass die Sonnenstrahlung des Planeten das ganze Jahr über relativ konstant bleibt consistent und bedeutet, dass die Exzentrizität der Erde keinen extrem spürbaren Einfluss auf unseren Alltag hat Leben. (Die Neigung der Erde um ihre Achse hat einen viel spürbareren Einfluss auf unser Leben, indem sie die Existenz von Jahreszeiten verursacht.)
Lassen Sie uns nun stattdessen die Perihel- und Aphelentfernungen von Merkur von der Sonne berechnen. Merkur ist mit einer großen Halbachse von 0,387 AE viel näher an der Sonne. Auch seine Umlaufbahn ist mit einer Exzentrizität von 0,205 deutlich exzentrischer. Wenn wir diese Werte in unsere Formeln einsetzen:
\text{Perihel}_{Quecksilber} = 0.387\text{ AU}(1-0.206)=0.307\text{ AU}\\\text{ }\\ \text{aphelion}_{Quecksilber} =0.387\text{ AU}(1 + 0,206)=0,467\text{ AU}
Diese Zahlen bedeuten, dass Merkur fast istzwei Drittelnäher an der Sonne während des Perihels als im Aphel, was zu viel dramatischeren Veränderungen in der Art und Weise führt viel Wärme und Sonnenstrahlung ist die sonnenzugewandte Oberfläche des Planeten im Laufe seiner Orbit.