Apsis – Wikipedia

Einer von zwei Extrempunkten in der Umlaufbahn eines Objekts

Die Apsiden beziehen sich auf die am weitesten entfernten (1) und am nächsten gelegenen (2) Punkte, die ein umlaufender Planetenkörper (1 und 2) in Bezug auf einen Primär- oder Wirtskörper (3) erreicht.
* Die Linie der Apsiden ist die Linie, die die Positionen 1 und 2 verbindet.
* Die Tabelle nennt die (zwei) Apsiden eines Planetenkörpers (X, “Orbiter”), der den angegebenen Wirtskörper umkreist: ____________________________________
Zum Beispiel sind die beiden Apsiden des Mondes der am weitesten entfernte Punkt. Höhepunktund der nächste Punkt, Perigäumvon seiner Umlaufbahn um die Wirtserde. Die beiden Apsiden der Erde sind der am weitesten entfernte Punkt. Aphelund der nächste Punkt, Perihel, seiner Umlaufbahn um die Wirtssonne. Die Bedingungen Aphel und Perihel gelten auf die gleiche Weise für die Umlaufbahnen des Jupiter und der anderen Planeten, der Kometen und der Asteroiden des Sonnensystems.

Das Zweikörpersystem wechselwirkender elliptischer Bahnen: Der kleinere Satellitenkörper (blau) umkreist den Primärkörper (gelb); beide befinden sich in elliptischen Bahnen um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt (oder Schwerpunkt) (rot +).
∗ Periapsis und Apoapsis als Entfernungen: Die kleinsten und größten Entfernungen zwischen dem Orbiter und seinem Wirtskörper.

Kepler’sche Orbitalelemente: Punkt F.Der nächstgelegene Annäherungspunkt eines umlaufenden Körpers ist das Perizentrum (auch Periapsis) einer Umlaufbahn. Punkt H., der am weitesten entfernte Punkt des umlaufenden Körpers, ist das Apozentrum (auch Apoapsis) der Umlaufbahn; und die rote Linie zwischen ihnen ist die Linie der Apsiden.

Apsis (Griechisch: ἀψίς;; Plural- Apsiden , Griechisch: ἀψῖδες; “Umlaufbahn”) bezeichnet einen der beiden Extrempunkte (dh den entferntesten oder nächstgelegenen Punkt) in der Umlaufbahn eines Planetenkörpers um seinen Primärkörper (oder einfach “den Primärkörper”). Der Pluralbegriff “Apsiden” impliziert normalerweise beide Apsispunkte (dh am weitesten und am nächsten); Apsiden können sich auch auf die Entfernung der extremen Reichweite eines Objekts beziehen, das einen Wirtskörper umkreist. Zum Beispiel sind die Apsiden der Erdumlaufbahn der Sonne zwei: die Apsis für den von der Sonne am weitesten entfernten Punkt der Erde das Aphel genannt; und die Apsis für den nächsten Punkt der Erde, das Perihel (siehe obere Abbildung). (Der Begriff “Apsis”, verwandt mit Apsiskommt über Latein aus dem Griechischen).^[1]

Allgemeine Beschreibung[edit]

In jeder elliptischen Umlaufbahn gibt es zwei Apsiden. Jeder wird durch Auswahl des entsprechenden Namens benannt Präfix:: ca., apo- (von ἀπ (ό), (ap (o) -) ‘weg von’) oder peri- (von περί (peri-) ‘in der Nähe’) – dann mit dem verbinden Referenzsuffix des “Wirts” -Körpers, der umkreist wird. (Das Referenzsuffix für die Erde lautet beispielsweise -geedaher Höhepunkt und Perigäum sind die Namen der Apsiden für den Mond und alle anderen künstlichen Satelliten der Erde. Das Suffix für die Sonne lautet -heliondaher Aphel und Perihel sind die Namen der Apsiden für die Erde und für die anderen Planeten, Kometen, Asteroiden usw. der Sonne (siehe Tabelle, obere Abbildung).)

Nach den Newtonschen Bewegungsgesetzen sind alle periodischen Bahnen Ellipsen, einschließlich: 1) der Einzelorbitalellipse, bei der der Primärkörper an einem Fokuspunkt fixiert ist und der Planetenkörper um diesen Fokus kreist (siehe obere Abbildung); und 2) das Zweikörpersystem wechselwirkender elliptischer Bahnen: Beide Körper umkreisen ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt (oder Schwerpunkt), der sich an einem Fokuspunkt befindet, der beiden Ellipsen gemeinsam ist (siehe zweite Abbildung). Wenn bei einem solchen Zweikörpersystem eine Masse ausreichend größer als die andere ist, umfasst die kleinere Ellipse (des größeren Körpers) um das Schwerpunktzentrum eines der Orbitalelemente der größeren Ellipse (des kleineren Körpers).

Das Schwerpunktzentrum der beiden Körper kann gut im größeren Körper liegen – z. B. befindet sich das Schwerpunktzentrum Erde-Mond etwa 75% des Weges vom Erdmittelpunkt zur Erdoberfläche. Wenn im Vergleich zur größeren Masse die kleinere Masse vernachlässigbar ist (z. B. für Satelliten), sind die Orbitalparameter unabhängig von der kleineren Masse.

Bei Verwendung als Suffix, d. H. -apsis– Der Begriff kann sich auf die beiden Abstände vom Primärkörper zum umlaufenden Körper beziehen, wenn sich dieser befindet: 1) am Periapsis Punkt oder 2) am Apoapsis Punkt (vergleiche beide Grafiken, zweite Abbildung). Die Linie der Apsiden bezeichnet den Abstand der Linie, die die nächsten und am weitesten entfernten Punkte einer Umlaufbahn verbindet. es bezieht sich auch einfach auf die extreme Reichweite eines Objekts, das einen Wirtskörper umkreist (siehe obere Abbildung; siehe dritte Abbildung).

In der Orbitalmechanik beziehen sich die Apsiden technisch auf den Abstand, der zwischen den Schwerpunktpunkten des Zentralkörpers und des Orbitalkörpers gemessen wird. Im Fall eines Raumfahrzeugs beziehen sich die Begriffe jedoch üblicherweise auf die Umlaufbahnhöhe des Raumfahrzeugs über der Oberfläche des Zentralkörpers (unter der Annahme eines konstanten Standardreferenzradius).

Terminologie[edit]

Die Wörter “Perizentrum” und “Apozentrum” werden oft gesehen, obwohl Periapsis / Apoapsis im technischen Gebrauch bevorzugt werden.

• Für allgemeine Situationen, in denen die primäre nicht angegeben ist, die Begriffe Perizentrum und Apozentrum werden zur Benennung der Extrempunkte von Umlaufbahnen verwendet (siehe Tabelle, obere Abbildung); Periapsis und Apoapsis (oder Apapsis) sind äquivalente Alternativen, aber diese Begriffe beziehen sich auch häufig auf Entfernungen, dh die kleinsten und größten Entfernungen zwischen dem Orbiter und seinem Wirtskörper (siehe zweite Abbildung).
• Für einen Körper, der die Sonne umkreist, ist der Punkt mit der geringsten Entfernung der Perihel (), und der Punkt der größten Entfernung ist der Aphel ();^[2] Bei der Diskussion von Umlaufbahnen um andere Sterne werden die Begriffe Periastron und Apastron.
• Bei der Erörterung eines Erdsatelliten, einschließlich des Mondes, ist der Punkt mit der geringsten Entfernung der Perigäum () und von größter Entfernung die Höhepunkt (aus dem Altgriechischen: Γῆ (Gē), “Land” oder “Erde”).^[3]
• Es gibt keine natürlichen Satelliten des Mondes. Für künstliche Objekte in der Mondumlaufbahn kann der Punkt mit der geringsten Entfernung als bezeichnet werden Pericynthion () und die größte Entfernung die Apokynthese (); oder Gefahr und Apolune werden manchmal verwendet.^[4]

Etymologie[edit]

Die Wörter Perihel und Aphel wurden von Johannes Kepler geprägt^[5] um die Orbitalbewegungen der Planeten um die Sonne zu beschreiben. Die Wörter werden aus den Präfixen gebildet peri- (Griechisch: περί, in der Nähe) und apo- (Griechisch: ἀπό, weg von), angebracht am griechischen Wort für die Sonne, (ἥλιος, oder hēlíou).^[2]

Verschiedene verwandte Begriffe werden für andere Himmelsobjekte verwendet. Die Suffixe -gee, -helion, -astron und -galacticon werden in der astronomischen Literatur häufig verwendet, wenn auf die Erde, die Sonne, die Sterne bzw. das galaktische Zentrum Bezug genommen wird. Das Suffix -jove wird gelegentlich für Jupiter verwendet, aber -saturnium wurde in den letzten 50 Jahren sehr selten für Saturn verwendet. Das -gee Form wird auch als allgemeiner Ansatz verwendet, der “jedem Planeten” am nächsten kommt – anstatt ihn nur auf die Erde anzuwenden.

Während des Apollo-Programms werden die Bedingungen Pericynthion und Apokynthese wurden verwendet, wenn auf die Umlaufbahn des Mondes Bezug genommen wurde; Sie beziehen sich auf Cynthia, einen alternativen Namen für die griechische Mondgöttin Artemis.^[6] In Bezug auf Schwarze Löcher die Begriffe Perimelasma und Apomelasma (aus einer griechischen Wurzel) wurden von dem Physiker und Science-Fiction-Autor Geoffrey A. Landis in einer Geschichte von 1998 verwendet;^[7] was vorher aufgetreten ist Perinigricon und Aponigricon (aus dem Lateinischen) erschien 2002 in der wissenschaftlichen Literatur,^[8] und davor Peribothron (aus dem Griechischen Bothros, was Loch oder Grube bedeutet) im Jahr 2015.^[9]

Terminologieübersicht[edit]

Die unten gezeigten Suffixe können Präfixen hinzugefügt werden peri- oder apo- eindeutige Namen von Apsiden für die umlaufenden Körper des angegebenen Wirts / (primären) Systems zu bilden. Nur für das Erd- und das Sonnensystem werden jedoch häufig die eindeutigen Suffixe verwendet. In der Regel wird für andere Hostsysteme das generische Suffix: -apsiswird stattdessen verwendet.^{[10][failed verification]}

Perihel und Aphel[edit]

Diagramm der direkten Umlaufbahn eines Körpers um die Sonne mit den nächstgelegenen (Perihel) und entferntesten (Aphel) Punkten.

Das Perihel (q) und das Aphel (Q) sind die nächstgelegenen bzw. am weitesten entfernten Punkte der direkten Umlaufbahn eines Körpers um die Sonne.

Der Vergleich von oszillierenden Elementen in einer bestimmten Epoche mit denen in einer anderen Epoche führt zu Unterschieden. Die Zeit des Periheldurchgangs als eines von sechs oszillierenden Elementen ist keine exakte Vorhersage (außer für ein generisches 2-Körper-Modell) der tatsächlichen Mindestentfernung zur Sonne unter Verwendung des vollständigen dynamischen Modells. Genaue Vorhersagen der Perihelpassage erfordern eine numerische Integration.

Innere Planeten und äußere Planeten[edit]

Das Bild unten links zeigt die innere Planeten: ihre Umlaufbahnen, Umlaufknoten und die Punkte Perihel (grüner Punkt) und Aphel (roter Punkt), gesehen vom Nordpol der Erde und der Ekliptikebene der Erde, die koplanar zur Umlaufbahn der Erde ist. Aus dieser Ausrichtung heraus befinden sich die Planeten als Merkur, Venus, Erde und Mars außerhalb der Sonne, wobei alle Planeten ihre Umlaufbahnen gegen den Uhrzeigersinn um die Sonne bewegen. Das Referenz Die Erdumlaufbahn ist gelb gefärbt und repräsentiert die Bezugsebene der Umlaufbahn. Für Merkur, Venus und Mars ist der über die Bezugsebene geneigte Abschnitt der Umlaufbahn hier blau schattiert. Der Abschnitt unter der Ebene ist violett / rosa schattiert.

Das Bild unten rechts zeigt die äußere Planeten: Die Umlaufbahnen, Umlaufbahnknoten und die Punkte von Perihel (grüner Punkt) und Aphel (roter Punkt) von Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun – von oben gesehen – bewegen sich alle gegen den Uhrzeigersinn. Für jeden Planeten ist der über die Referenzorbitalebene geneigte Abschnitt der Umlaufbahn blau gefärbt; Der Abschnitt unter dem Flugzeug ist violett / pink.

Die zwei Orbitalknoten sind die beiden Endpunkte der “Knotenlinie”, an denen eine geneigte Umlaufbahn die Bezugsebene schneidet.^[13] hier können sie “gesehen” werden, wo der blaue Abschnitt einer Umlaufbahn violett / rosa wird.

Die beiden folgenden Bilder zeigen die Positionen von Perihel (q) und Aphel (Q) in den Umlaufbahnen der Planeten des Sonnensystems.^[1]

• 

  Die Perihel- und Aphelpunkte der inneren Planeten des Sonnensystems

• 

  Die Perihel- und Aphelpunkte der äußeren Planeten des Sonnensystems

Linien von Apsiden[edit]

Die Grafik zeigt die extreme Reichweite – von der nächsten Annäherung (Perihel) bis zum entferntesten Punkt (Aphelion) – mehrerer umlaufender Himmelskörper des Sonnensystems: der Planeten, der bekannten Zwergplaneten, einschließlich Ceres, und des Halleyschen Kometen. Die Länge der horizontalen Balken entspricht dem extremen Bereich der Umlaufbahn des angegebenen Körpers um die Sonne. Diese extremen Abstände (zwischen Perihel und Aphel) sind die Linien der Apsiden der Umlaufbahnen verschiedener Objekte um einen Wirtskörper.

Erdperihel und Aphel[edit]

Derzeit erreicht die Erde Anfang Januar, ungefähr 14 Tage nach der Sonnenwende im Dezember, das Perihel. Im Perihel ist das Erdzentrum ungefähr 0,98329 astronomische Einheiten (AU) oder 147.098.070 km (91.402.500 mi) vom Sonnenzentrum entfernt. Im Gegensatz dazu erreicht die Erde derzeit Anfang Juli, ungefähr 14 Tage nach der Sonnenwende im Juni, das Aphel. Die Aphelentfernung zwischen den Erd- und Sonnenzentren beträgt derzeit ungefähr 1,01671 AU oder 152.097.700 km (94.509.100 mi).

Die Daten von Perihel und Aphel ändern sich im Laufe der Zeit aufgrund von Präzessionen und anderen Orbitalfaktoren, die zyklischen Mustern folgen, die als Milankovitch-Zyklen bekannt sind. Kurzfristig können solche Daten von Jahr zu Jahr bis zu 2 Tage variieren.^[14] Diese signifikante Variation ist auf die Anwesenheit des Mondes zurückzuführen: Während sich das Erd-Mond-Schwerpunktzentrum auf einer stabilen Umlaufbahn um die Sonne bewegt, könnte die Position des Erdzentrums, die durchschnittlich etwa 4.700 Kilometer vom Schwerpunkt entfernt ist, liegen in eine beliebige Richtung verschoben werden – und dies beeinflusst den Zeitpunkt der tatsächlich nächsten Annäherung zwischen den Zentren der Sonne und der Erde (was wiederum den Zeitpunkt des Perihels in einem bestimmten Jahr definiert).^[15]

Aufgrund der größeren Entfernung am Aphel fallen nur 93,55% der Sonnenstrahlung auf ein bestimmtes Gebiet der Erdoberfläche, wie dies beim Perihel der Fall ist. Dies berücksichtigt jedoch nicht die Jahreszeiten, die sich stattdessen aus der Neigung der Erdachse von 23,4 ergeben ° von senkrecht zur Ebene der Erdumlaufbahn entfernt.^[16] Sowohl am Perihel als auch am Aphel ist auf einer Hemisphäre Sommer, auf der anderen Winter. Der Winter fällt auf die Hemisphäre, wo das Sonnenlicht am wenigsten direkt auffällt, und der Sommer fällt dort, wo das Sonnenlicht am direktesten auffällt, unabhängig von der Entfernung der Erde von der Sonne.

Auf der Nordhalbkugel tritt der Sommer gleichzeitig mit dem Aphel auf, wenn die Sonneneinstrahlung am geringsten ist. Trotzdem sind die Sommer auf der Nordhalbkugel im Durchschnitt 2,3 ° C wärmer als auf der Südhalbkugel, da die Nordhalbkugel größere Landmassen enthält, die leichter zu erhitzen sind als die Meere.^[17]

Perihel und Aphel haben jedoch einen indirekten Einfluss auf die Jahreszeiten: Da die Umlaufgeschwindigkeit der Erde beim Aphel minimal und beim Perihel maximal ist, dauert die Umlaufbahn des Planeten von der Sonnenwende im Juni bis zum Äquinoktium im September länger als von der Sonnenwende im Dezember bis zum Äquinoktium im März. Daher dauert der Sommer auf der Nordhalbkugel etwas länger (93 Tage) als der Sommer auf der Südhalbkugel (89 Tage).^[18]

Astronomen drücken den Zeitpunkt des Perihels relativ zum ersten Punkt des Widders üblicherweise nicht in Tagen und Stunden aus, sondern als Winkel der Orbitalverschiebung, der sogenannten Länge der Periapsis (auch als Länge des Perizentrums bezeichnet). Für die Erdumlaufbahn wird dies als bezeichnet Länge des Perihelsund im Jahr 2000 waren es ungefähr 282,895 °; Bis zum Jahr 2010 war dieser Wert um einen kleinen Bruchteil auf etwa 283,067 ° gestiegen.^[19]

Für die Umlaufbahn der Erde um die Sonne wird die Zeit der Apsis häufig als Zeit relativ zu den Jahreszeiten ausgedrückt, da dies den Beitrag der elliptischen Umlaufbahn zu saisonalen Schwankungen bestimmt. Die Variation der Jahreszeiten wird hauptsächlich durch den jährlichen Zyklus des Elevationswinkels der Sonne gesteuert, der sich aus der Neigung der Erdachse ergibt, gemessen von der Ebene der Ekliptik. Die Exzentrizität der Erde und andere Umlaufbahnelemente sind nicht konstant, sondern variieren langsam aufgrund der störenden Auswirkungen der Planeten und anderer Objekte im Sonnensystem (Milankovitch-Zyklen).

Auf einer sehr langen Zeitskala verlaufen die Daten des Perihels und des Aphels im Laufe der Jahreszeiten und sie bilden einen vollständigen Zyklus in 22.000 bis 26.000 Jahren. Es gibt eine entsprechende Bewegung der Position der Sterne von der Erde aus gesehen, die als Apsidenpräzession bezeichnet wird. (Dies hängt eng mit der Präzession der Achsen zusammen.) Die Daten und Zeiten der Perihel und Aphel für mehrere vergangene und zukünftige Jahre sind in der folgenden Tabelle aufgeführt:^[20]

Andere Planeten[edit]

Die folgende Tabelle zeigt die Entfernungen der Planeten und Zwergplaneten von der Sonne an ihrem Perihel und Aphel.^[21]

Mathematische Formeln[edit]

Diese Formeln charakterisieren das Perizentrum und Apozentrum einer Umlaufbahn:

Pericenter

Maximale Geschwindigkeit,

${ textstyle v _ { text {per}} = { sqrt { frac {(1 + e) ​​ mu} {(1-e) a}}} ,}$

bei minimalem (perizentrischen) Abstand,

${ textstyle r _ { text {per}} = (1-e) a}$

.

Apozentrum

Mindestgeschwindigkeit,

${ textstyle v _ { text {ap}} = { sqrt { frac {(1-e) mu} {(1 + e) ​​a}}} ,}$

bei maximaler (apozentrischer) Entfernung,

${ textstyle r _ { text {ap}} = (1 + e) ​​a}$

.

Während in Übereinstimmung mit Keplers Gesetzen der Planetenbewegung (basierend auf der Erhaltung des Drehimpulses) und der Erhaltung der Energie diese beiden Größen für eine gegebene Umlaufbahn konstant sind:

Spezifischer relativer Drehimpuls

${ displaystyle h = { sqrt { left (1-e ^ {2} right) mu a}}}$

Spezifische Orbitalenergie

${ displaystyle varepsilon = – { frac { mu} {2a}}}$

wo:

• ein ist die Semi-Major-Achse:

  ${ displaystyle a = { frac {r _ { text {per}} + r _ { text {ap}}} {2}}}$

  

• μ ist der Standard-Gravitationsparameter
• e ist die Exzentrizität, definiert als

  ${ displaystyle e = { frac {r _ { text {ap}} – r _ { text {per}}} {r _ { text {ap}} + r _ { text {per}}} = 1- { frac {2} {{ frac {r _ { text {ap}}} {r _ { text {per}}} + 1}}}$

  

Beachten Sie, dass für die Umrechnung von Höhen über der Oberfläche in Abstände zwischen einer Umlaufbahn und ihrer Primärbahn der Radius des Zentralkörpers hinzugefügt werden muss und umgekehrt.

Das arithmetische Mittel der beiden Grenzabstände ist die Länge der Semi-Major-Achse ein. Das geometrische Mittel der beiden Abstände ist die Länge der semi-minor Achse b.

Das geometrische Mittel der beiden Grenzgeschwindigkeiten ist

${ displaystyle { sqrt {-2 varepsilon}} = { sqrt { frac { mu} {a}}}}$

Das ist die Geschwindigkeit eines Körpers in einer Kreisbahn, dessen Radius ist

.

Zeit des Perihels[edit]

Orbitalelemente wie die Zeit der Perihelpassage werden in der gewählten Epoche mit einer ungestörten Zweikörperlösung definiert. Um eine genaue Zeit für die Perihelpassage zu erhalten, müssen Sie eine Epoche in der Nähe der Perihelpassage verwenden. Beispielsweise zeigt der Komet Hale-Bopp in einer Epoche von 1996 am 1. April 1997 ein Perihel.^[22] Die Verwendung einer Epoche von 2008 zeigt ein weniger genaues Periheldatum vom 30. März 1997.^[23]Kurzperiodenkometen können noch empfindlicher auf die ausgewählte Epoche reagieren. In einer Epoche von 2005 kommt 101P / Chernykh am 25. Dezember 2005 zum Perihel.^[24] Die Verwendung einer Epoche von 2011 führt jedoch zu einem weniger genauen ungestörten Periheldatum vom 10. Januar 2006.^[25]

Die numerische Integration zeigt, dass der Zwergplanet Eris um den Dezember 2257 zum Perihel kommen wird.^[26] Wenn man eine Epoche von 2020 verwendet, die 237 Jahre früher ist, zeigt dies weniger genau, dass Eris 2259 zum Perihel kommt.^[27]

Transneptunische Objekte wie 2013 FS28 Bei einem Beobachtungsbogen von 1 Jahr, der ungefähr 100 Jahre lang nicht zum Perihel gelangt, kann das Perihel-Datum eine 3-Sigma-Unsicherheit von mehr als 20 Jahren aufweisen.^[28]

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

Externe Links[edit]

Nachsehen Apsis in Wiktionary, dem kostenlosen Wörterbuch.