Ápside

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Un diagrama de los elementos orbitales keplerianos. F Periápside, H Apoápside y la línea roja entre ellos es la línea de ápsides.

En astronomía, un ápside es el punto de mayor o menor distancia dentro de una órbita elíptica a su centro de atracción, que es generalmente también el centro de masas.

El punto de menor distancia se llama periápside (o periastro) y el de mayor distancia se llama apoápside (o apoastro). Una línea recta trazada desde el periápside hasta el apoápside se denomina línea de ápsides y corresponde al eje mayor de la elipse orbital.

Se emplean términos equivalentes cuando se hace referencia a una órbita alrededor de un cuerpo en particular; de esta forma, para el Sol se tiene perihelio y afelio, y para la Tierra el perigeo y el apogeo, términos equivalentes a periápside y apoápside respectivamente.

Fórmulas[editar]

Se emplean las siguientes expresiones para caracterizar el ápside y el periápside:

  • Máxima velocidad: periápside

a una distancia mínima

  • Mínima velocidad: apoápside

a una distancia máxima

Se puede comprobar que se cumple:

Estos dos últimos valores son los mismos para ambos puntos,[1]​ de acuerdo a las leyes de Kepler —conservación del momento angular— y al principio de conservación de la energía.

Términos empleados:

Propiedades:

Para convertir alturas sobre la superficie a distancias, se debe sumar el radio del objeto central.

La media aritmética del apoapsis y el periapsis es el semieje mayor de la elipse

y su media geométrica es el semieje menor

La media geométrica de ambas velocidades es , velocidad correspondiente a la energía cinética que, en cualquier posición orbital, añadida a la energía cinética existente, daría lugar a la velocidad de escape orbital. La raíz cuadrada de la suma de los cuadrados de ambas velocidades es la velocidad de escape local.

Terminología[editar]

Se utilizan términos equivalentes para referirse a otros cuerpos celestes. Los sufijos -geo, -helio, -astro y -galáctico se refieren, respectivamente, a la Tierra, el Sol, una estrella y la Galaxia. Estos términos se emplean habitualmente en la literatura astronómica, aunque otros como perijovio (referido a Júpiter son menos empleados). El sufijo -geo es comúnmente usado —aunque de forma incorrecta— para referirse al "punto de máximo acercamiento a un planeta", en vez de utilizarse específicamente para la Tierra. Los términos peri/apomelasma —de la raíz griega— fueron usados por Geoffrey A. Landis en 1998, antes que aparecieran en la literatura científica los términos peri/aponigricon.

Cuerpo Máxima aproximación Máximo alejamiento
Galaxia Perigaláctico Apogaláctico
Estrella Periastro Apoastro
Agujero negro Perimelasma/Perinigricon Apomelasma/Aponigricon
Sol Perihelio Afelio
Tierra Perigeo Apogeo
Luna Periselenio/Pericintio/Perilunio Aposelenio/Apocintio/Apolunio
Mercurio Perihermo Afhermo
Venus Pericitera/Pericritio Apocitera/Apocritio
Marte Periareion Apoareion
Júpiter Perijovio/Perizeno Apojovio/Apozeno
Saturno Pericrono/Perisaturnio Apokrono/Aposaturnio
Urano Periuranio Apouranio
Neptuno Periposeidinion Apoposeidinion
Plutón Perihadio Apohadio

Como peri y apo son términos griegos, algunos puristas consideran más correcto usar la forma griega para el cuerpo, como -zeno para Júpiter y -krono para Saturno. Se ha sugerido el empleo de -kritio para Venus —de Kritias, un antiguo nombre de Afrodita—. En el caso de la Luna, se usan las tres formas por igual, aunque de forma poco frecuente. Para algunos, la terminación -cintio se utilizaría solo para objetos artificiales, mientras que otros dicen que se debería usar -lunio para objetos lanzados desde la Luna y -cintio para objetos lanzados desde otro cuerpo. Para Júpiter, ocasionalmente se emplea la terminación -jovio, mientras -zeno no se usa nunca. La perspectiva de tener que usar términos diferentes para cada cuerpo astronómico ha llevado a la utilización casi universal de -ápside.

Perihelio y afelio terrestre[editar]

Cada año, la Tierra llega al perihelio (menor distancia al Sol) en enero, y al afelio (mayor distancia al Sol) en julio. La relación perihelio/afelio varía cada 25765 años. Esta precesión de los equinoccios es uno de los factores causantes de los cambios climáticos periódicos.

Año Perihelio Afelio
2007 Ene 3 20 Z Jul 7 00Z
2008 Ene 3 00Z Jul 4 08Z
2009 Ene 4 15Z Jul 4 02Z
2010 Ene 3 00Z Jul 6 11Z
2011 Ene 3 19Z Jul 4 15Z
2012 Ene 5 00Z Jul 5 03Z
2013 Ene 2 05Z Jul 5 15Z
2014 Ene 4 12Z Jul 4 00Z
2015 Ene 4 07Z Jul 6 19Z
2016 Ene 2 23Z Jul 4 16Z

Tiempo de perihelio[editar]

Los elementos orbitales como el tiempo del paso del perihelio se definen en la época elegida usando una solución de dos cuerpos no perturbada que no tiene en cuenta el problema de los n-cuerpos. Para obtener una hora precisa del paso del perihelio, se debe usar una época cercana al paso del perihelio. Por ejemplo, utilizando una época de 1996, el cometa Hale–Bopp muestra el perihelio el 1 de abril de 1997.[2]​ El uso de una época de 2008 muestra una fecha de perihelio menos precisa del 30 de marzo de 1997.[3]​ Los cometas de período corto pueden ser aún más sensibles a la época seleccionada. Usando una época de 2005 muestra 101P/Chernykh llegando al perihelio el 25 de diciembre de 2005,[4]​ pero el uso de una época de 2012 produce una fecha de perihelio no perturbada menos precisa del 20 de enero de 2006.[5]

La integración numérica muestra que el planeta enano Eris llegará al perihelio alrededor de diciembre de 2257.[6]​ Usando una época de 2021, que es 236 años antes, muestra con menos precisión que Eris llegará al perihelio en 2260.[7]

4 Vesta llega al perihelio el 26 de diciembre de 2021,[8]​ pero el uso de una solución de dos cuerpos en una época de julio de 2021 muestra con menos precisión que Vesta llegará al perihelio el 25 de diciembre de 2021.[9]

Arcos cortos[editar]

Los objetos transneptunianos descubiertos a más de 80 UA del Sol necesitan docenas de observaciones durante varios años para restringir bien sus órbitas porque se mueven muy lentamente contra las estrellas de fondo. Debido a las estadísticas en pequeños números, los objetos transneptunianos como 2015 TH367 con solo 8 observaciones en un arco de observación de 1 año que no ha llegado o no llegará al perihelio durante aproximadamente 100 años puede tener una 1-sigma de incertidumbre de 74,6 años (27 260 días) en la fecha del perihelio.[10]

Referencias[editar]

  1. La web de Física. «Cálculo de la velocidad en órbitas elípticas». Consultado el 14 de septiembre de 2017. 
  2. «JPL SBDB: Hale-Bopp (Epoch 1996)». Archivado desde el original el 16 de julio de 2020. Consultado el 16 de julio de 2020. 
  3. «JPL SBDB: Hale-Bopp». Archivado desde el original el 17 de julio de 2020. Consultado el 16 de julio de 2020. 
  4. «101P/Chernykh – A (NK 1293) by Syuichi Nakano». Archivado desde el original el 3 de octubre de 2020. Consultado el 17 de julio de 2020. 
  5. JPL SBDB: 101P/Chernykh (Epoch 2012)
  6. «Horizons Batch for Eris at perihelion around 7 December 2257 ±2 weeks». JPL Horizons (Perihelion occurs when rdot flips from negative to positive. The JPL SBDB generically (incorrectly) lists an unperturbed two-body perihelion date in 2260). Jet Propulsion Laboratory. Archivado desde el original el 13 de septiembre de 2021. Consultado el 13 de septiembre de 2021. 
  7. «JPL SBDB: Eris (Epoch 2021)». Archivado desde el original el 31 de enero de 2018. Consultado el 5 de enero de 2021. 
  8. «Horizons Batch for 4 Vesta on 2021-Dec-26» (Perihelion occurs when rdot flips from negative to positive). JPL Horizons. Archivado desde el original el 26 de septiembre de 2021. Consultado el 26 de septiembre de 2021.  (Epoch 2021-Jul-01/Soln.date: 2021-Apr-13)
  9. JPL SBDB: 4 Vesta (Epoch 2021)
  10. «JPL SBDB: 2015 TH367». Archivado desde el original el 14 de marzo de 2018. Consultado el 23 de septiembre de 2021. 

Véase también[editar]

Enlaces externos[editar]