En astrofísica, elperihelioes el punto en la órbita de un objeto cuando está más cerca del sol. Viene del griego para cerca (peri) y sol (Helios). Su opuesto es elafelio, el punto de su órbita en el que un objeto está más alejado del sol.
El concepto de perihelio es probablemente más familiar en relación concometas. Las órbitas de los cometas tienden a ser largas elipses con el sol situado en un punto focal. Como resultado, la mayor parte del tiempo del cometa pasa lejos del sol.
Sin embargo, a medida que los cometas se acercan al perihelio, se acercan lo suficiente al sol como para que su calor y radiación provoquen la acercándose al cometa para brotar la coma brillante y las largas colas brillantes que los convierten en algunos de los celestes más famosos objetos.
Siga leyendo para obtener más información sobre cómo el perihelio se relaciona con la física orbital, incluido unperiheliofórmula.
Excentricidad: la mayoría de las órbitas no son realmente circulares
Aunque muchos de nosotros llevamos una imagen idealizada de la trayectoria de la Tierra alrededor del Sol como un círculo perfecto, la realidad es que muy pocas (si las hay) órbitas son realmente circulares, y la Tierra no es una excepción. Casi todos ellos son en realidad
elipses.Los astrofísicos describen la diferencia entre la órbita circular hipotéticamente perfecta de un objeto y su órbita elíptica imperfecta como suexcentricidad. La excentricidad se expresa como un valor entre 0 y 1, a veces convertido en porcentaje.
Una excentricidad de cero indica una órbita perfectamente circular, con valores más grandes que indican órbitas cada vez más elípticas. Por ejemplo, la órbita no del todo circular de la Tierra tiene una excentricidad de aproximadamente 0,0167, mientras que la órbita extremadamente elíptica del cometa Halley tiene una excentricidad de 0,967.
Las propiedades de las elipses
Cuando se habla de movimiento orbital, es importante comprender algunos de los términos que se utilizan para describir las elipses:
- focos: dos puntos dentro de la elipse que caracterizan su forma. Los focos que están más juntos significan una forma más circular, más separados significan una forma más oblonga. Al describir las órbitas solares, uno de los focos siempre será el sol.
- centrar: cada elipse tiene un punto central.
- eje mayor: una línea recta que cruza el ancho más largo de la elipse, pasa por ambos focos y el centro, sus puntos finales son los vértices.
- semieje mayor: la mitad del eje mayor, o la distancia entre el centro y uno de los vértices.
- vértices: el punto en el que una elipse realiza sus giros más pronunciados y los dos puntos más alejados entre sí en la elipse. Al describir las órbitas solares, estas corresponden al perihelio y afelio.
- eje menor: una línea recta cruza el ancho más corto de la elipse, pasa por el centro. Sus puntos finales son los co-vértices.
- eje semi-menor:la mitad del eje menor, o la distancia más corta entre el centro y un co-vértice de la elipse.
Calcular la excentricidad
Si conoce la longitud de los ejes mayor y menor de una elipse, puede calcular su excentricidad con la siguiente fórmula:
\ text {excentricidad} ^ 2 = 1.0- \ frac {\ text {semieje menor} ^ 2} {\ text {semieje mayor} ^ 2}
Normalmente, las longitudes en el movimiento orbital se miden en términos de unidades astronómicas (AU). Una AU es igual a la distancia media desde el centro de la Tierra hasta el centro del sol, o149,6 millones de kilómetros. Las unidades específicas utilizadas para medir los ejes no importan siempre que sean iguales.
Hallemos la distancia del perihelio de Marte
Con todo eso fuera del camino, calcular las distancias del perihelio y del afelio es bastante fácil siempre que conozca la longitud de una órbitaeje mayory esexcentricidad. Utilice la siguiente fórmula:
\ text {perihelio} = \ text {semi-eje mayor} (1- \ text {excentricidad}) \\\ text {} \\ \ text {aphelion} = \ text {semi-eje mayor} (1 + \ text {excentricidad})
Marte tiene un eje semi-mayor de 1.524 AU y una excentricidad baja de 0.0934, por lo tanto:
\ 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}
Incluso en los puntos más extremos de su órbita, Marte permanece aproximadamente a la misma distancia del sol.
La Tierra, igualmente, tiene una excentricidad muy baja. Esto ayuda a mantener el suministro de radiación solar del planeta relativamente constante durante todo el año. y significa que la excentricidad de la Tierra no tiene un impacto muy notable en nuestro día a día vive. (La inclinación de la tierra sobre su eje tiene un efecto mucho más notable en nuestras vidas al provocar la existencia de estaciones).
Ahora calculemos las distancias de perihelio y afelio de Mercurio al sol. Mercurio está mucho más cerca del sol, con un semi-eje mayor de 0.387 UA. Su órbita también es considerablemente más excéntrica, con una excentricidad de 0,205. Si conectamos estos valores en nuestras fórmulas:
\ text {perihelio} _ {Mercurio} = 0.387 \ text {AU} (1-0.206) = 0.307 \ text {AU} \\\ text {} \\ \ text {aphelion} _ {Mercurio} = 0.387 \ text { AU} (1 + 0,206) = 0,467 \ text {AU}
Esos números significan que Mercurio está casidos terciosmás cerca del sol durante el perihelio que en el afelio, creando cambios mucho más dramáticos en cómo mucho calor y radiación solar a la que la superficie del planeta orientada hacia el sol está expuesta en el transcurso de su orbita.
