Apside

W apsides są dwa skrajne punkty orbity z ciałem niebieskim , na którym odległość do ciała przyciąga (dokładniej, do środka masy obu ciał) wynosi:

• minimalne (apsisa dolna, perycentrum lub perycentrum );
• albo maksymalna ( apsisa górna, apoapsyda lub apoapsa).

Słowo to jest rzadziej używane w liczbie pojedynczej na oznaczenie jednego lub drugiego z dwóch punktów.

Linia prosta łącząca perycentrum i apocentrum danego orbity jest apsid liniowy lub apsidial linii . Jest to główna oś elipsy, czyli prosta łącząca dwa punkty najbardziej oddalone od jej środka.

Terminologia

W przypadku gwiazdy i głównych obiektów w Układzie Słonecznym można użyć odpowiedniego specjalistycznego terminu, jak pokazano w poniższej tabeli. Nazwy tych punktów o mniejszej i większej odległości zależą od korpusu centralnego; powstają przez wzięcie greckiego rdzenia imienia tego ciała, które jest zwykle imieniem boga.

Jednak powszechnie używane są tylko pary peryhelium i aphelium , perygeum i apogeum , periastron i apoastro .

Należy unikać terminów perilune lub apolune (dla naturalnego satelity księżyca), perijove lub apojove (dla satelity Jowisza).

Czasami widzimy również terminy pericynth lub apocynth w przypadku sztucznego satelity Księżyca .

Względne położenie absyd planet Układu Słonecznego

Poniższe dwa zdjęcia pokazują względną pozycję periapsids (na zielono) i apoapsids (na czerwono) z planet układu słonecznego , w naszych czasach .
Ten po lewej stronie dla planet najbardziej wewnętrznych, a ten po prawej dla planet najbardziej zewnętrznych.

Szczegółowe formuły

Do obliczenia odległości każdej z absyd od środka masy i prędkości w tych punktach stosuje się następujące wzory :

	perycentrum	apocentrum
dystans	rpmir=(1-mi)w{\ Displaystyle r _ {\ mathrm {za}} = (1-e) a \! \,}	rwp=(1+mi)w{\ Displaystyle r _ {\ mathrm {ap}} = (1 + e) ​​a \! \,}
prędkość	vpmir=(1+mi)μ(1-mi)w{\ Displaystyle v _ {\ mathrm {per}} = {\ sqrt {\ tfrac {(1 + e) ​​\ mu} {(1-e) a}}} \,}	vwp=(1-mi)μ(1+mi)w{\ Displaystyle v _ {\ mathrm {ap}} = {\ sqrt {\ tfrac {(1-e) \ mu} {(1 + e) ​​a}}} \,}

Zgodnie z prawami ruchu planet Keplera ( zasada zachowania momentu pędu ) i zasadą zachowania energii dla danej orbity są stałe wielkości:

• określony względny moment pędu  :godz=(1-mi2)μw{\ displaystyle h = {\ sqrt {(1-e ^ {2}) \ mu a}}}
• energia właściwa orbity  :ϵ=-μ2w{\ Displaystyle \ epsilon = - {\ Frac {\ mu} {2a}}}

z:

• w{\ displaystyle a \! \,}jest długością półosi wielkiej
• μ{\ displaystyle \ mu \! \,}jest standardowym parametrem grawitacji (iloczyn stałej grawitacji G przez masę M ciała centralnego).
• mi{\ Displaystyle e \! \,}jest mimośrodem orbity zdefiniowanym przezmi=rwp-rpmirrwp+rpmir=1-2rwprpmir+1{\ displaystyle e = {\ Frac {r _ {\ mathrm {ap}} -r _ {\ mathrm {per}}} {r _ {\ mathrm {ap}} + r _ {\ mathrm {per}}} } = 1- {\ frac {2} {{\ frac {r _ {\ mathrm {ap}}} {r _ {\ mathrm {per}}}} + 1}}}

Uwaga: aby przeliczyć odległość mierzoną od powierzchni obiektów na odległość mierzoną od środków ciężkości , należy dodać promień obiektów na orbicie; i na odwrót.

Średnią arytmetyczną z dwóch skrajnych dystansach jest długość pół- wielkiej osi elipsy orbitalnej. Średnią geometryczną z tych samych dwóch odcinkach jest długością semi mniejszej osi elipsy orbitalnej. w{\ displaystyle a \! \,} b{\ Displaystyle b \! \,}

Średnia geometryczna dwóch prędkości granicznych jest prędkością odpowiadającą energii kinetycznej, która w dowolnym położeniu na orbicie, dodana do bieżącej energii kinetycznej, pozwoliłaby obiektowi na orbicie uciec przed przyciąganiem. Pierwiastek kwadratowy z iloczynu dwóch prędkości jest zatem lokalną wartością prędkości uwalniania . -2ϵ{\ displaystyle {\ sqrt {-2 \ epsilon}}}

Uwagi i odniesienia

Uwagi

1. Środek masy (w praktyce ciało przyciągające, gdy jest znacznie bardziej masywne niż rozważane ciało) znajduje się w jednym z dwóch ognisk orbity.
2. Uwaga: w terminach aphelia , apherme i aphade , ph pojawia się po regularnej apokopie -o przedrostka apo- przed samogłoską, nawet jeśli ta samogłoska jest aspirowana (tj. Graficznie, poprzedzona h ). To, że p i h należą do różnych morfemów, nie zmienia wymowy dwuznaku ph  : efemeryczne słowo (< ep (i) -hēmeros ) jest kolejnym przykładem. Fakt, że terminy te są formowane nowocześnie, nie zmienia niczego również w ich czysto greckim charakterze: jako francyzowane zapożyczenia greckich słów występujących potencjalnie, wymowa ph jest taka sama, jak w każdym innym greckim wyrazie zapożyczonym w języku francuskim. Dlatego wymawiamy: [afeli], [afɛʁm] i [afad]. Wymowa [ap-] jest nadmierną korektą .

Bibliografia

1. „  Dekret z dnia 20 lutego 1995 r. Dotyczący terminologii nauk i technik kosmicznych  ” , w sprawie Légifrance (konsultowany 19 kwietnia 2018 r . ) .

Zobacz też

Powiązane artykuły

• Prawa Keplera
• Orbita eliptyczna
• Linia węzłów: Węzeł
• Linia Equinox : Equinox

• Linia przesilenia : Przesilenie

Linki zewnętrzne

• Obliczenia księżycowe