W astrofizyceperyheliumto punkt na orbicie obiektu, który znajduje się najbliżej Słońca. Pochodzi z greckiego na blisko (pery) i słońce (Helios). Jego przeciwieństwem jestaphelium, punkt na swojej orbicie, w którym obiekt znajduje się najdalej od Słońca.
Pojęcie peryhelium jest prawdopodobnie najbardziej znane w odniesieniu do:komety. Orbity komet są zwykle długimi elipsami, w których w jednym ognisku znajduje się Słońce. W rezultacie większość czasu komety spędza z dala od słońca.
Jednak gdy komety zbliżają się do peryhelium, zbliżają się do Słońca na tyle blisko, że jego ciepło i promieniowanie powodują zbliża się kometa, aby wyrosła jasna koma i długie świecące ogony, które czynią je jednymi z najsłynniejszych niebiańskich przedmioty.
Czytaj dalej, aby dowiedzieć się więcej o tym, jak peryhelium odnosi się do fizyki orbitalnej, w tymperyheliumformuła.
Ekscentryczność: większość orbit nie jest w rzeczywistości kołowa
Chociaż wielu z nas nosi wyidealizowany obraz ścieżki Ziemi wokół Słońca jako idealnego koła, w rzeczywistości bardzo niewiele (jeśli w ogóle) orbit jest kołowych – a Ziemia nie jest wyjątkiem. Prawie wszystkie z nich są w rzeczywistości
elipsy.Astrofizycy opisują różnicę między hipotetycznie idealną, kołową orbitą obiektu a jego niedoskonałą, eliptyczną orbitą jako jegoekscentryczność. Ekscentryczność jest wyrażana jako wartość z zakresu od 0 do 1, czasami przeliczana na wartość procentową.
Mimośród zero wskazuje na idealnie kołową orbitę, przy czym większe wartości wskazują na coraz bardziej eliptyczne orbity. Na przykład orbita Ziemi nie do końca kołowa ma ekscentryczność około 0,0167, podczas gdy ekstremalnie eliptyczna orbita komety Halleya ma ekscentryczność 0,967.
Właściwości elips
Mówiąc o ruchu orbitalnym, ważne jest zrozumienie niektórych terminów używanych do opisu elipsy:
- ogniskować: dwa punkty wewnątrz elipsy, które charakteryzują jej kształt. Ogniska znajdujące się bliżej siebie oznaczają bardziej okrągły kształt, dalej od siebie bardziej podłużny kształt. Opisując orbity Słońca, jednym z ognisk zawsze będzie Słońce.
- środek: każda elipsa ma jeden punkt środkowy.
- oś główna: linia prosta przebiegająca przez najdłuższą szerokość elipsy, przechodzi przez oba ogniska i środek, jej punktami końcowymi są wierzchołki.
- półoś wielka: połowa głównej osi lub odległość między środkiem a jednym wierzchołkiem.
- wierzchołki: punkt, w którym elipsa wykonuje najostrzejsze zakręty i dwa najdalsze od siebie punkty elipsy. Opisując orbity słoneczne, odpowiadają one peryhelium i aphelium.
- oś mała: linia prosta przecina najkrótszą szerokość elipsy, przechodzi przez środek. Jego punkty końcowe są wierzchołkami dodatkowymi.
- półoś mała:połowa osi małej lub najkrótsza odległość między środkiem a wierzchołkiem elipsy.
Obliczanie ekscentryczności
Jeśli znasz długość głównych i mniejszych osi elipsy, możesz obliczyć jej mimośród za pomocą następującego wzoru:
\text{mimośrodowość}^2 = 1,0-\frac{\text{półoś mała}^2}{\text{półoś wielka}^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 lub149,6 miliona kilometrów. Konkretne jednostki używane do pomiaru osi nie mają znaczenia, o ile są takie same.
Znajdźmy odległość peryhelium Marsa
Pomijając to wszystko, obliczanie odległości peryhelium i aphelium jest w rzeczywistości dość łatwe, o ile znasz długość orbityoś głównai jejekscentryczność. Użyj następującej formuły:
\text{perihelion} = \text{półoś wielka}(1-\text{mimośrodowość})\\\text{ }\\ \text{aphelion} =\text{półoś wielka}(1 + \text {ekscentryczność})
Mars ma wielką półoś 1,524 AU i niski mimośród 0,0934, a zatem:
\text{peryhelium}_{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}
Nawet w najbardziej ekstremalnych punktach swojej orbity Mars pozostaje mniej więcej w tej samej odległości od Słońca.
Podobnie Ziemia ma bardzo niską ekscentryczność. Pomaga to utrzymać względnie stałą podaż promieniowania słonecznego na planetę przez cały rok i oznacza, że ekscentryczność Ziemi nie ma wyjątkowo zauważalnego wpływu na naszą codzienność zyje. (Nachylenie ziemi na swojej osi ma znacznie bardziej zauważalny wpływ na nasze życie, powodując istnienie pór roku.)
Teraz obliczmy odległości peryhelium i aphelium Merkurego od Słońca. Merkury jest znacznie bliżej Słońca, a jego półoś wielka wynosi 0,387 AU. Jego orbita jest również znacznie bardziej ekscentryczna, z ekscentrycznością 0,205. Jeśli dodamy te wartości do naszych formuł:
\text{perihelion}_{Merkury} = 0,387\text{ Jr}(1-0,206)=0,307\text{ Jr}\\\text{ }\\ \text{aphelion}_{Rtęć} =0,387\text{ AU}(1 + 0,206)=0,467\text{ AU}
Te liczby oznaczają, że Merkury jest prawiedwie trzeciebliżej Słońca podczas peryhelium niż w aphelium, co powoduje znacznie bardziej dramatyczne zmiany w sposobie dużo ciepła i promieniowania słonecznego, na które narażona jest słoneczna powierzchnia planety w trakcie jej trwania orbita.