Apside

Los ábsides son los dos puntos extremos de la órbita de un cuerpo celeste , para los cuales la distancia al cuerpo atrayente (más exactamente, al centro de masa de los dos cuerpos) es:

• ya sea mínimo (ábsis inferior, periapsis o periapsis );
• ya sea máximo ( ábsis superior, apoapsid o apoapse).

La palabra se usa más raramente en singular para designar uno u otro de los dos puntos.

La línea recta que conecta la periapsis y la apoapsis de una órbita dada es la línea apsidial o línea apsidial . Es el eje principal de la elipse, es decir la recta que une los dos puntos más alejados de su centro.

Terminología

En el caso de una estrella y los objetos principales del sistema solar , se puede utilizar un término especializado relacionado, como se muestra en la siguiente tabla. El nombre de estos puntos de menor y mayor distancia depende del cuerpo central; se forman tomando la raíz griega del nombre de este cuerpo, que suele ser el nombre de un dios.

Sin embargo, solo se utilizan comúnmente los pares perihelio y afelio , perigeo y apogeo , periastrón y apoastro .

Los términos Perilune o apolunio (para el satélite natural de la luna), perijove o apojove (para un satélite de Júpiter) deben ser evitados.

A veces también vemos los términos pericintio o apocynth en el caso de un satélite artificial de la Luna .

Posiciones relativas de los ábsides de los planetas del sistema solar.

Las dos imágenes a continuación muestran la posición relativa de los periápsidos (en verde) y apoápsidos (en rojo) de los planetas del sistema solar , en nuestro tiempo .
El de la izquierda para los planetas más internos y el de la derecha para los planetas más externos.

Fórmulas detalladas

Las siguientes fórmulas se utilizan para calcular la distancia de cada uno de los ábsides desde el centro de masa y la velocidad en estos puntos:

	periapsis	apoapsis
distancia	rpagmir=(1-mi)a{\ Displaystyle r _ {\ mathrm {per}} = (1-e) a \! \,}	rapag=(1+mi)a{\ Displaystyle r _ {\ mathrm {ap}} = (1 + e) ​​a \! \,}
velocidad	vpagmir=(1+mi)μ(1-mi)a{\ Displaystyle v _ {\ mathrm {per}} = {\ sqrt {\ tfrac {(1 + e) ​​\ mu} {(1-e) a}}} \,}	vapag=(1-mi)μ(1+mi)a{\ Displaystyle v _ {\ mathrm {ap}} = {\ sqrt {\ tfrac {(1-e) \ mu} {(1 + e) ​​a}}} \,}

Según las leyes de Kepler del movimiento de los planetas (conservación del momento angular ) y los principios de conservación de la energía , las siguientes cantidades son constantes para una órbita determinada:

• momento angular relativo específico  :h=(1-mi2)μa{\ Displaystyle h = {\ sqrt {(1-e ^ {2}) \ mu a}}}
• energía orbital específica  :ϵ=-μ2a{\ Displaystyle \ epsilon = - {\ frac {\ mu} {2a}}}

con :

• a{\ Displaystyle a \! \,}es la longitud del semieje mayor
• μ{\ Displaystyle \ mu \! \,}es el parámetro gravitacional estándar (producto de la constante gravitacional G por la masa M del cuerpo central).
• mi{\ Displaystyle e \! \,}es la excentricidad orbital definida pormi=rapag-rpagmirrapag+rpagmir=1-2rapagrpagmir+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}}}

Advertencia: para convertir la distancia medida desde las superficies de los objetos en distancia medida desde los centros de gravedad , debe sumar el radio de los objetos en órbita; y recíprocamente.

La media aritmética de las dos distancias extremas es la longitud del semieje mayor de la elipse orbital. La media geométrica de estas mismas dos distancias es la longitud del eje semi- menor de la elipse orbital. a{\ Displaystyle a \! \,} B{\ Displaystyle b \! \,}

La media geométrica de las dos velocidades límite es la velocidad correspondiente a una energía cinética que, en cualquier posición de la órbita, sumada a la energía cinética actual, permitiría al objeto en órbita escapar de la atracción. Por tanto, la raíz cuadrada del producto de las dos velocidades es el valor local de la velocidad de liberación . -2ϵ{\ Displaystyle {\ sqrt {-2 \ epsilon}}}

Notas y referencias

Notas

1. El centro de masa (en la práctica el cuerpo atrayente cuando es mucho más masivo que el cuerpo considerado) se encuentra en uno de los dos focos de la órbita.
2. Nota: en los términos afelios , aphermia y aphade , el pH aparece después de la apócope regular de la -o del prefijo apo- antes vocal, a pesar de que esta vocal es aspirado (es decir, gráficamente, precedida de una h ). Que la py la h pertenezcan a morfemas diferentes no cambia la pronunciación del dígrafo ph  : la palabra efímera (< ep (i) -hēmeros ) es otro ejemplo. El hecho de que estos términos sean de formación moderna tampoco cambia nada en su carácter puramente griego: como préstamos franceses de palabras griegas existentes en potencia, la pronunciación de ph es la misma que en cualquier otra palabra griega tomada prestada en francés. Por tanto, pronunciamos: [afeli], [afɛʁm] y [afad]. La pronunciación [ap-] es una corrección excesiva .

Referencias

1. "  Decreto de 20 de febrero de 1995 relativo a la terminología de las ciencias y técnicas espaciales  " , sobre Légifrance (consultado el 19 de abril de 2018 ) .

Ver también

Artículos relacionados

• Leyes de Kepler
• Órbita elíptica
• Línea de nudos: Nudo
• Línea de equinoccio : Equinoccio

• Línea Solstice : Solstice

enlaces externos

• Cálculos lunares