Апсида (астрономија)

:За архитектонскиот поим, видете апсида.

Апсидите ги означуваат најблиските и најдалечните точки на орбитрачкото тело околу централното.

(1) најдалеку	(3) жариште	(2) најблиску
апоцентар	централно тело	перицентар
афел	Сонце	перихел
апастрон	ѕвезда	периастрон
апогеј	Земја	перигеј

Примери на „периапсида“ и „апоапсида“ во модел со две големи тела кои се движат по елиптични орбити околу нивните тежишта.

Апсида (грчки: ἁψίς) — екстремна точка на орбитата на астрономски објект. Поимот во астродинамиката се однесува на растојанието измерено меѓу тежиштето на централното и орбитирачкото тело. Кога се работи за вселенските латала, поимот и сродните поими обично се употребуваат за означување на орбиталната висина на леталото од површината на централното тело.

Потекло на поимот

Поимот „апсида“ потекнува од грчкиот збор ἀψίς (апсис), со значење „лак“. Кај елиптичните орбити постојат две апсиди, при што се употребува претставката „пери-“ (περί), со значење „блиску“, и претставката „ап-“ или „апо-“ (ἀπ(ό)), со значење „далеку“.

Видови апсиди

Во зависност од видот на централното и орбитирачкото тело, се разликуваат повеќе сродни поими:

• кога телото кружи околу Сонцето, точката на најблиско растојание се нарекува „перихел“, а точката на најдалечното растојание „афел“;
• кога телото кружи околу други ѕвезди, точката на најблиско растојание се нарекува „периастрон“, а точката на најдалечното растојание „апастрон“;
• кога телото кружи околу Земјата, точката на најблиско растојание се нарекува „перигеј“, а точката на најдалечното растојание „апогеј“;
• кога телото кружи околу Месечината, точката на најблиско растојание се нарекува „перицинтион“, а точката на најдалечното растојание „апоцинтион“; и
• кога телото орбитра околу тежиштето, точката на најблиско растојание се нарекува „перицентар“ или „периапсида“, а точката на најдалечното растојание „апоцинтар“ или „апапсида“.

Линија на апсиди

Правата линија којашто ги поврзува перицентарот и апоцентарот е позната како „линија на апсиди“. Ова всушност е големата оска на елипсата, односно нејзиниот пречник. За систем со две тела, тежиштето на системот лежи на оваа линија во еден или двете жаришта на елипсата. Кога едното тело е значително поголемо од осстанатото, може да се претпостави дека истото се наоѓа во жариштето. Сепак, без оглед на тоа дали ова е случај или не, двете тела се движат по слични елиптични орбити, при што секое од нив има жариште во тежиштето на системот, а нивните линии на апсиди се со должина којашто е обратнопропорционална на нивните маси. Историски, во геометриските системи, апсидите биле мерени од центарот на Земјата. Меѓутоа, во случајот на Месечината, тежиштето на Земјо-месечевиот систем или Земјиноо-месечевото тежиште како заедничко жариште за орбитите на Земјата и Месечината една околу друга изнесува околу 74% од растојанието од центарот на Земјата до нејзината површина.

Рстојанија на некои тела во Сончевиот Систем од Сонцето. Левиот и десниот раб на секоја лента се перихелот и афелот на телото; затоа, долгите ленти означуваат орбитално занесување. Полупречникот на Сонцето изнесува 0,7 милиони км, а оној на Јупитер (најголемата планета) е 0,07 милиони км — обете премали за да се прикажат на сликава.

Математички формули

Кеплеровите орбитални елементи: точката F е во перицентарот, точката H во апоцентарот, а црвената линија меѓу нив е линијата на апсидите

Следните формули се однесуваат на перицентарот и апоцентарот на орбитата:

• периицентар: максимална брзина $v_{\mathrm {per} }={\sqrt {\tfrac {(1+e)\mu }{(1-e)a}}}\,$ на најмало растојание $r_{\mathrm {per} }=(1-e)a\!\,$,
• апоцентар: минимална брзина $v_{\mathrm {ap} }={\sqrt {\tfrac {(1-e)\mu }{(1+e)a}}}\,$ на најголемо растојание $r_{\mathrm {ap} }=(1+e)a\!\,$,

додека во склад со Кеплеровите закони и зачувувањето на енергијата, овие две големини се константи за дадената орбита, односно:

• посебен релативен момент на импулс $h={\sqrt {(1-e^{2})\mu a}}$,
• посебна орбитална енергија $\varepsilon =-{\frac {\mu }{2a}}$,

каде:

• a е голема полуоска еднаква на ${\frac {r_{\mathrm {per} }+r_{\mathrm {ap} }}{2}}$;
• μ р стандардниот гравитациски параметар; и
• e е занесувањето дефинирано како $e={\frac {r_{\mathrm {ap} }-r_{\mathrm {per} }}{r_{\mathrm {ap} }+r_{\mathrm {per} }}}=1-{\frac {2}{{\frac {r_{\mathrm {ap} }}{r_{\mathrm {per} }}}+1}}$.

Треба да се забележи дека за претворање на височините над површината во растојанија меѓу орбитата и централното тело, полупречникот на централното тело е потребно да се додаде и обратно.

Аритметичката средина на двете растојанија е должината на големата полуоска a. Геометриската средина, пак, на двете растојанија е должината на малата полуоска b.

Геометриската средина на двете брзини е:

${\sqrt {-2\varepsilon }}={\sqrt {\frac {\mu }{a}}}$,

што е брзина на тело во кружна орбита, чиј полупречник е $a$.

Поврзано

• Сонцестој
• Орбитални елементи

Надворешни врски

• Апогеј-перигеј (англиски)
• Афел-перихел (англиски)