Ápside

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Los ábsides se refieren a los puntos más lejanos (1) y más cercanos (2) alcanzados por un cuerpo planetario en órbita (1 y 2) con respecto a un cuerpo primario o anfitrión (3).
* La línea de ábsides es la línea que conecta las posiciones 1 y 2.
* La tabla nombra los (dos) ábsides de un cuerpo planetario (X, "orbitador") orbitando el cuerpo anfitrión indicado:

(1) más lejano	(X) orbitador	(3) anfitrión	(2) más cercano
apogeo	Luna	tierra	perigeo
apojove	Ganimedes	Júpiter	perijove
afelio	tierra	sol	perihelio
afelio	Júpiter	sol	perihelio
afelio	cometa Halley	sol	perihelio
apoastron	exoplaneta	estrella	periastrón
apocentro	cometa, p. ej.	primario	pericentro
apoapsis	cometa, p. ej.	primario	periapsis

____________________________________
Por ejemplo, los dos ábsides de la Luna son el punto más lejano, apogeo , y el punto más cercano, perigeo , de su órbita alrededor de la Tierra anfitriona. Los dos ábsides de la Tierra son el punto más lejano, el afelio , y el punto más cercano, el perihelio , de su órbita alrededor del Sol anfitrión. Los términos afelio y perihelio se aplican de la misma manera a las órbitas de Júpiter y los otros planetas, los cometas y los asteroides del Sistema Solar .

El sistema de dos cuerpos de órbitas elípticas que interactúan : el cuerpo satélite más pequeño (azul) orbita al cuerpo primario (amarillo); ambos están en órbitas elípticas alrededor de su centro de masa común (o baricentro ), (rojo +).
∗ Periapsis y apoapsis como distancias: las distancias más pequeñas y más grandes entre el orbitador y su cuerpo anfitrión.

Elementos orbitales keplerianos : el punto F , el punto de aproximación más cercano de un cuerpo en órbita, es el pericentro (también periapsis) de una órbita; el punto H , el punto más lejano del cuerpo en órbita, es el apocentro (también apoapsis) de la órbita; y la línea roja entre ellos es la línea de los ábsides.

Astrodinámica
Parte de una serie sobre

Mecánica orbital
Elementos orbitales Ápside Argumento de periapsis Excentricidad Inclinación Anomalía media Ganglios orbitarios Semieje mayor Verdadera anomalía
Tipos de órbitas de dos cuerpos , por excentricidad Órbita circular Órbita elíptica Transferencia de órbita ( Órbita de transferencia de Hohmann Órbita de transferencia bielíptica ) Órbita parabólica Órbita hiperbólica Órbita radial Órbita decadente
Ecuaciones Fricción dinámica Velocidad de escape Ecuación de Kepler Leyes de Kepler del movimiento planetario Periodo orbital Velocidad orbital Gravedad superficial Energía orbital específica Ecuación vis-viva
Mecánica celeste
Influencias gravitacionales Baricentro Esfera de la colina Perturbaciones Esfera de influencia
Órbitas de N cuerpos Puntos lagrangianos ( Órbitas de halo ) Órbitas de Lissajous Órbitas de Lyapunov
Ingeniería y eficiencia
Ingeniería previa al vuelo Relación de masa Fracción de carga útil Fracción de masa de propulsor Ecuación del cohete Tsiolkovsky
Medidas de eficiencia Asistencia de gravedad Efecto Oberth
v t mi

Un apsis (plural ápsides / æ p s ɪ d i z / AP-SiH deez , del griego "órbita") es el punto más lejano o más cercano en la órbita de un cuerpo planetario alrededor de su cuerpo principal . Los ábsides de la órbita terrestre del Sol son dos: el afelio , donde la Tierra está más alejada del sol, y el perihelio , donde está más cerca. "Apsides" también puede referirse a la distancia del rango extremo de un objeto que orbita un cuerpo anfitrión.

Descripción general

Hay dos ábsides en cualquier órbita elíptica . Cada uno se nombra seleccionando el prefijo apropiado : ap- , apo- (de ἀπ (ό) , (ap (o) -) 'lejos de'), o peri- (de περί (peri-) 'cerca') - luego uniéndolo al sufijo de referencia del cuerpo "anfitrión" en órbita . (Por ejemplo, el sufijo de referencia para la Tierra es -gee , por lo tanto, apogeo y perigeo son los nombres de los ábsides de la Luna y de cualquier otro satélite artificial de la Tierra. El sufijo del Sol es -helion , por lo tantoafelio y perihelio son los nombres de los ábsides de la Tierra y de los demás planetas, cometas, asteroides, etc. del Sol (ver tabla, figura superior).)

De acuerdo con las leyes del movimiento de Newton, todas las órbitas periódicas son elipses, que incluyen: 1) la elipse orbital única, donde el cuerpo primario está fijo en un punto focal y el cuerpo planetario orbita alrededor de ese foco (ver figura superior); y 2) el sistema de dos cuerpos de órbitas elípticas interactuantes : ambos cuerpos orbitan su centro de masa articular (o baricentro ), que se encuentra en un punto focal que es común a ambas elipses (ver segunda figura). Para tal sistema de dos cuerpos, cuando una masa es suficientemente mayor que la otra, la elipse más pequeña (del cuerpo más grande) alrededor del baricentro comprende uno de los elementos orbitales de la elipse más grande (del cuerpo más pequeño).

El baricentro de los dos cuerpos puede estar bien dentro del cuerpo más grande; por ejemplo, el baricentro Tierra-Luna está aproximadamente al 75% del camino desde el centro de la Tierra hasta su superficie. Si, en comparación con la masa más grande, la masa más pequeña es despreciable (por ejemplo, para los satélites), entonces los parámetros orbitales son independientes de la masa más pequeña.

Cuando se usa como sufijo, es decir, -apsis , el término puede referirse a las dos distancias desde el cuerpo primario al cuerpo en órbita cuando este último está ubicado: 1) en el punto de periapsis , o 2) en el punto de apoapsis (comparar ambos gráficos, segunda figura). La línea de ábsides denota la distancia de la línea que une los puntos más cercanos y más lejanos a través de una órbita; también se refiere simplemente al rango extremo de un objeto en órbita alrededor de un cuerpo anfitrión (ver figura superior; ver tercera figura).

En mecánica orbital , los ábsides se refieren técnicamente a la distancia medida entre los baricentros del cuerpo central y el cuerpo en órbita. Sin embargo, en el caso de una nave espacial , los términos se usan comúnmente para referirse a la altitud orbital de la nave espacial sobre la superficie del cuerpo central (asumiendo un radio de referencia estándar constante).

Terminología

Las palabras "pericentro" y "apocentro" se ven a menudo, aunque se prefieren periapsis / apoapsis en el uso técnico.

Para situaciones genéricas donde no se especifica el primario, los términos pericentro y apocentro se utilizan para nombrar los puntos extremos de las órbitas (ver tabla, figura superior); periapsis y apoapsis (o apapsis ) son alternativas equivalentes, pero estos términos también se refieren con frecuencia a distancias, es decir, las distancias más pequeñas y más grandes entre el orbitador y su cuerpo anfitrión (ver la segunda figura).
Para un cuerpo en órbita alrededor del Sol , el punto de menor distancia es la perihelio ( / ˌ p ɛr ɪ h i l i ə n / ), y la distancia más grande es el afelio ( / æ p h i l i ə n / ); ^[1] cuando se habla de órbitas alrededor de otras estrellas, los términos se convierten en periastrón y apastrón .
Cuando se habla de un satélite de la Tierra , incluyendo la Luna , el punto de menor distancia es el perigeo ( / p ɛr ɪ del dʒ i / ), y la distancia más grande, el apogeo (del griego antiguo : Γῆ ( GE ), "tierra" o "tierra"). ^[2]
Para los objetos en órbita lunar , el punto de menor distancia se llama el pericynthion ( / ˌ p ɛr ɪ s ɪ n θ i ə n / ) y la mayor distancia de la apocynthion ( / ˌ æ p ə s ɪ n θ i ə n / ). Los términos Perilune y apolunio , así como periselenio y apselene también se utilizan. ^[3] Dado que la Luna no tiene satélites naturales, esto solo se aplica a los objetos hechos por el hombre.

Etimología

Las palabras perihelio y afelio fueron acuñadas por Johannes Kepler ^[4] para describir los movimientos orbitales de los planetas alrededor del Sol. Las palabras se forman a partir de los prefijos peri- (griego: περί , cerca) y apo- (griego: ἀπό , lejos de), adjuntos a la palabra griega para el sol, ( ἥλιος , o hēlíou ). ^[1]

Se utilizan varios términos relacionados para otros objetos celestes . Los sufijos -gee , -helion , -astron y -galacticon se utilizan con frecuencia en la literatura astronómica cuando se refieren a la Tierra, el Sol, las estrellas y el centro galáctico, respectivamente. El sufijo -jove se usa ocasionalmente para Júpiter, pero -saturnio se ha usado muy raramente en los últimos 50 años para Saturno. La forma -gee también se usa como un término genérico de aproximación más cercana a "cualquier planeta", en lugar de aplicarlo solo a la Tierra.

Durante el programa Apolo , los términos pericintión y apocynthion se utilizaron para referirse a la órbita de la Luna ; hacen referencia a Cynthia, un nombre alternativo para la diosa griega de la luna Artemisa . ^[5] Con respecto a los agujeros negros, los términos perimelasma y apomelasma (de una raíz griega) fueron utilizados por el físico y autor de ciencia ficción Geoffrey A. Landis en una historia de 1998; ^[6] que ocurrió antes de que el perinigricon y el aponigricon (del latín) aparecieran en la literatura científica en 2002, ^[7] y antes peribothron (del griego Bothros , que significa hoyo o hoyo) en 2015. ^[8]

Resumen de terminología

Los sufijos se muestran a continuación pueden añadirse a los prefijos peri- o apo- para formar nombres únicos de ápsides para los cuerpos que orbitan del huésped indicada / (primario) del sistema. Sin embargo, solo para los sistemas Tierra y Sol son los sufijos únicos que se usan comúnmente. Normalmente, para otros sistemas host , se utiliza en su lugar el sufijo genérico -apsis . ^[9]^{[ verificación fallida ]}

Objetos anfitriones en el Sistema Solar con ábsides nombrados / identificables
Objeto anfitrión astronómico	sol	Mercurio	Venus	tierra	Luna	Marte	Ceres	Júpiter	Saturno
Sufijo	-elión	-hermión	-cythe	-Caramba	-luna ^[3] -cintión -seleno ^[3]	-areion	-demetro ^[10]	-Júpiter	-crón ^[3] -kronos -saturnio -krone ^[11]
Origen del nombre	Helios	Hermes	Cytherean	Gaia	Luna Cynthia Selene	Ares	Demeter	Zeus Júpiter	Cronos Saturno

Otros objetos de host con ábsides nombrados / identificables
Objeto anfitrión astronómico	Estrella	Galaxia	Baricentro	Calabozo
Sufijo	-astron	-galacticon	-centro -enfoque -apsis	-melasma -bothron -nigricon
Origen del nombre	Lat: astra ; estrellas	Gr: galaxias; galaxia		Gr: melos; negro Gr: Bothros ; agujero Lat: niger ; negro

Perihelio y afelio

Diagrama de la órbita directa de un cuerpo alrededor del Sol con sus puntos más cercano (perihelio) y más lejano (afelio).

El perihelio (q) y el afelio (Q) son los puntos más cercanos y más lejanos, respectivamente, de la órbita directa de un cuerpo alrededor del Sol .

Comparar los elementos osculantes en una época específica con los de una época diferente generará diferencias. El tiempo de paso del perihelio como uno de los seis elementos osculantes no es una predicción exacta (aparte de un modelo genérico de 2 cuerpos ) de la distancia mínima real al Sol utilizando el modelo dinámico completo . Las predicciones precisas del paso del perihelio requieren integración numérica .

Planetas interiores y planetas exteriores

La imagen de abajo a la izquierda muestra los planetas internos : sus órbitas, nodos orbitales y los puntos de perihelio (punto verde) y afelio (punto rojo), como se ve desde arriba del polo norte de la Tierra y el plano eclíptico de la Tierra , que es coplanar con el orbital de la Tierra. avión . Desde esta orientación, los planetas están situados hacia afuera del Sol como Mercurio, Venus, Tierra y Marte, con todos los planetas viajando sus órbitas en sentido antihorario alrededor del Sol. La órbita terrestre de referencia es de color amarillo y representa el plano orbital de referencia.. Para Mercurio, Venus y Marte, la sección de la órbita inclinada sobre el plano de referencia está aquí sombreada en azul; la sección debajo del plano está sombreada de violeta / rosa.

La imagen de abajo a la derecha muestra los planetas exteriores : las órbitas, los nodos orbitales y los puntos de perihelio (punto verde) y afelio (punto rojo) de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, como se ve desde arriba del plano orbital de referencia. todos viajando sus órbitas en sentido antihorario. Para cada planeta, la sección de la órbita inclinada sobre el plano orbital de referencia es de color azul; la sección debajo del avión es violeta / rosa.

Los dos nodos orbitales son los dos puntos finales de la "línea de nodos" donde una órbita inclinada se cruza con el plano de referencia; ^[12] aquí se pueden 'ver' donde la sección azul de una órbita se vuelve violeta / rosa.

Las dos imágenes siguientes muestran las posiciones del perihelio (q) y el afelio (Q) en las órbitas de los planetas del Sistema Solar. ^[13]

Los puntos de perihelio y afelio de los planetas internos del Sistema Solar.
Los puntos del perihelio y afelio de los planetas exteriores del Sistema Solar.

Líneas de ábsides

El gráfico muestra el rango extremo, desde la aproximación más cercana (perihelio) hasta el punto más lejano (afelio), de varios cuerpos celestes en órbita del Sistema Solar : los planetas, los planetas enanos conocidos, incluido Ceres , y el cometa Halley . La longitud de las barras horizontales corresponde al rango extremo de la órbita del cuerpo indicado alrededor del Sol. Estas distancias extremas (entre el perihelio y el afelio) son las líneas de los ábsides de las órbitas de varios objetos alrededor de un cuerpo huésped.

Distancias de cuerpos seleccionados del Sistema Solar al Sol. Los bordes izquierdo y derecho de cada barra corresponden al perihelio y afelio del cuerpo, respectivamente, por lo que las barras largas denotan una alta excentricidad orbital . El radio del Sol es de 0,7 millones de km y el radio de Júpiter (el planeta más grande) es de 0,07 millones de km, ambos demasiado pequeños para resolverlos en esta imagen.

Perihelio y afelio de la tierra

Actualmente, la Tierra alcanza el perihelio a principios de enero, aproximadamente 14 días después del solsticio de diciembre . En el perihelio, el centro de la Tierra está aproximadamente0,983 29 unidades astronómicas (AU) o 147,098,070 km (91,402,500 millas) del centro del Sol. En contraste, la Tierra alcanza el afelio actualmente a principios de julio, aproximadamente 14 días después del solsticio de junio . La distancia del afelio entre los centros de la Tierra y el Sol es actualmente de aproximadamente1.016 71 AU o 152,097,700 km (94,509,100 mi).

Las fechas del perihelio y afelio cambian con el tiempo debido a la precesión y otros factores orbitales, que siguen patrones cíclicos conocidos como ciclos de Milankovitch . A corto plazo, dichas fechas pueden variar hasta 2 días de un año a otro. ^[14] Esta variación significativa se debe a la presencia de la Luna: mientras que el baricentro Tierra-Luna se mueve en una órbita estable alrededor del Sol, la posición del centro de la Tierra que está en promedio a unos 4.700 kilómetros (2.900 millas) del baricentro, podría desplazarse en cualquier dirección, y esto afecta el momento de la aproximación más cercana real entre los centros del Sol y de la Tierra (que a su vez define el momento del perihelio en un año dado). ^[15]

Debido a la mayor distancia en el afelio, solo el 93,55% de la radiación del Sol cae sobre un área determinada de la superficie de la Tierra, como ocurre en el perihelio, pero esto no tiene en cuenta las estaciones , que resultan en cambio de la inclinación del eje de la Tierra de 23,4 ° desde la perpendicular al plano de la órbita de la Tierra. ^[16] De hecho, tanto en el perihelio como en el afelio es verano en un hemisferio mientras que es invierno en el otro. El invierno cae en el hemisferio donde la luz solar incide menos directamente, y el verano cae donde la luz solar incide más directamente, independientemente de la distancia de la Tierra al Sol.

En el hemisferio norte, el verano ocurre al mismo tiempo que el afelio, cuando la radiación solar es más baja. A pesar de esto, los veranos en el hemisferio norte son en promedio 2,3 ° C (4 ° F) más cálidos que en el hemisferio sur, porque el hemisferio norte contiene masas de tierra más grandes, que son más fáciles de calentar que los mares. ^[17]

Sin embargo, el perihelio y el afelio tienen un efecto indirecto en las estaciones: debido a que la velocidad orbital de la Tierra es mínima en el afelio y máxima en el perihelio, el planeta tarda más en orbitar desde el solsticio de junio hasta el equinoccio de septiembre que desde el solsticio de diciembre hasta el equinoccio de marzo. Por lo tanto, el verano en el hemisferio norte dura un poco más (93 días) que el verano en el hemisferio sur (89 días). ^[18]

Los astrónomos comúnmente expresan el tiempo del perihelio en relación con el primer punto de Aries, no en términos de días y horas, sino más bien como un ángulo de desplazamiento orbital, la llamada longitud de la periapsis (también llamada longitud del pericentro). Para la órbita de la Tierra, esto se llama la longitud del perihelio , y en 2000 era de aproximadamente 282,895 °; para el año 2010, esto había avanzado en una pequeña fracción de grado a aproximadamente 283.067 °. ^[19]

Para la órbita de la Tierra alrededor del Sol, el tiempo de apsis se expresa a menudo en términos de un tiempo relativo a las estaciones, ya que esto determina la contribución de la órbita elíptica a las variaciones estacionales. La variación de las estaciones está controlada principalmente por el ciclo anual del ángulo de elevación del Sol, que es el resultado de la inclinación del eje de la Tierra medida desde el plano de la eclíptica . La excentricidad de la Tierra y otros elementos orbitales no son constantes, sino que varían lentamente debido a los efectos perturbadores de los planetas y otros objetos del sistema solar (ciclos de Milankovitch).

En una escala de tiempo muy larga, las fechas del perihelio y del afelio progresan a través de las estaciones, y hacen un ciclo completo en 22.000 a 26.000 años. Existe un movimiento correspondiente de la posición de las estrellas vistas desde la Tierra que se denomina precesión absidal . (Esto está estrechamente relacionado con la precesión de los ejes ). Las fechas y horas de los perihelios y afelios durante varios años pasados y futuros se enumeran en la siguiente tabla: ^[20]

Año	Perihelio		Afelio
Año	Fecha	Hora ( UT )	Fecha	Hora ( UT )
2010	3 de enero	00:09	6 de julio	11:30
2011	3 de enero	18:32	4 de julio	14:54
2012	5 de enero	00:32	5 de julio	03:32
2013	2 de enero	04:38	5 de julio	14:44
2014	4 de enero	11:59	4 de julio	00:13
2015	4 de enero	06:36	6 de julio	19:40
2016	2 de enero	22:49	4 de julio	16:24
2017	4 de enero	14:18	3 de julio	20:11
2018	3 de enero	05:35	6 de julio	16:47
2019	3 de enero	05:20	4 de julio	22:11
2020	5 de enero	07:48	4 de julio	11:35
2021	2 de enero	13:51	5 de julio	22:27
2022	4 de enero	06:55	4 de julio	07:11
2023	4 de enero	16:17	6 de julio	20:07
2024	3 de enero	00:39	5 de julio	05:06
2025	4 de enero	13:28	3 de julio	19:55
2026	3 de enero	17:16	6 de julio	17:31
2027	3 de enero	02:33	5 de julio	05:06
2028	5 de enero	12:28	3 de julio	22:18
2029	2 de enero	18:13	6 de julio	05:12

Otros planetas

La siguiente tabla muestra las distancias de los planetas y los planetas enanos del Sol en su perihelio y afelio. ^[21]

Tipo de cuerpo	Cuerpo	Distancia del Sol en el perihelio	Distancia del Sol en el afelio	diferencia (%)	diferencia de insolación (%)
Planeta	Mercurio	46,001,009 km (28,583,702 mi)	69.817.445 km (43.382.549 millas)	34%	57%
	Venus	107,476,170 km (66,782,600 millas)	108,942,780 km (67,693,910 millas)	1,3%	2,8%
	tierra	147,098,291 km (91,402,640 millas)	152,098,233 km (94,509,460 millas)	3,3%	6,5%
	Marte	206,655,215 km (128,409,597 mi)	249,232,432 km (154,865,853 mi)	17%	31%
	Júpiter	740,679,835 km (460,237,112 millas)	816,001,807 km (507,040,016 millas)	9,2%	18%
	Saturno	1,349,823,615 km (838,741,509 millas)	1,503,509,229 km (934,237,322 millas)	10%	19%
	Urano	2,734,998,229 km (1,699449110 × 10 ⁹ mi)	3.006.318.143 km (1.868039489 × 10 ⁹ mi)	9,0%	17%
	Neptuno	4.459.753.056 km (2,771162073 × 10 ⁹ mi)	4.537.039.826 km (2.819185846 × 10 ⁹ mi)	1,7%	3,4%
Planeta enano	Ceres	380,951,528 km (236,712,305 mi)	446,428,973 km (277,398,103 millas)	15%	27%
	Plutón	4.436.756.954 km (2.756872958 × 10 ⁹ mi)	7,376,124,302 km (4,583311152 × 10 ⁹ mi)	40%	64%
	Haumea	5,157,623,774 km (3.204798834 × 10 ⁹ mi)	7,706,399,149 km (4,788534427 × 10 ⁹ mi)	33%	55%
	Makemake	5,671,928,586 km (3,524373028 × 10 ⁹ mi)	7,894,762,625 km (4,905578065 × 10 ⁹ mi)	28%	48%
	Eris	5.765.732.799 km (3,582660263 × 10 ⁹ mi)	14,594,512,904 km (9.068609883 × 10 ⁹ mi)	60%	84%

Fórmulas matemáticas

Estas fórmulas caracterizan el pericentro y apocentro de una órbita:

Pericentro: Velocidad máxima, , como mínimo (pericentro) distancia, . ${\ textstyle v _ {\ text {per}} = {\ sqrt {\ frac {(1 + e) \ mu} {(1-e) a}}} \,}$ ${\ textstyle r _ {\ text {per}} = (1-e) a}$
Apocentro: Velocidad mínima, , al máximo (apocenter) distancia, . ${\textstyle v_{\text{ap}}={\sqrt {\frac {(1-e)\mu }{(1+e)a}}}\,}$ ${\textstyle r_{\text{ap}}=(1+e)a}$

Si bien, de acuerdo con las leyes del movimiento planetario de Kepler (basadas en la conservación del momento angular ) y la conservación de la energía, estas dos cantidades son constantes para una órbita determinada:

Momento angular relativo específico: $h={\sqrt {\left(1-e^{2}\right)\mu a}}$
Energía orbital específica: $\varepsilon =-{\frac {\mu }{2a}}$

donde:

a es el semi-eje mayor :
$a={\frac {r_{\text{per}}+r_{\text{ap}}}{2}}$
μ es el parámetro gravitacional estándar
e es la excentricidad , definida como
$e={\frac {r_{\text{ap}}-r_{\text{per}}}{r_{\text{ap}}+r_{\text{per}}}}=1-{\frac {2}{{\frac {r_{\text{ap}}}{r_{\text{per}}}}+1}}$

Tenga en cuenta que para la conversión de alturas sobre la superficie a distancias entre una órbita y su principal, se debe sumar el radio del cuerpo central y viceversa.

La media aritmética de las dos distancias límite es la longitud del semieje mayor a . La media geométrica de las dos distancias es la longitud del eje semi-menor b .

La media geométrica de las dos velocidades límite es

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

que es la velocidad de un cuerpo en una órbita circular cuyo radio es . $a$

Tiempo de perihelio

Los elementos orbitales , como el momento del paso del perihelio, se definen en la época elegida utilizando una solución de dos cuerpos sin perturbaciones que no tiene en cuenta el problema de los n cuerpos . Para obtener una hora exacta del pasaje del perihelio, debe usar una época cercana al pasaje del perihelio. Por ejemplo, usando una época de 1996, el cometa Hale-Bopp muestra perihelio el 1 de abril de 1997. ^[22] Usando una época de 2008 muestra una fecha de perihelio menos precisa del 30 de marzo de 1997. ^[23] Los cometas de período corto pueden ser incluso más sensible a la época seleccionada. Usando una época de 2005 muestra 101P / Chernykh llegando al perihelio el 25 de diciembre de 2005,^[24] pero el uso de una época de 2011 produce una fecha del perihelio no perturbado menos precisa del 10 de enero de 2006.^[25]

La integración numérica muestra que el planeta enano Eris llegará al perihelio alrededor de diciembre de 2257. ^[26] Usando una época de 2020, que es 237 años antes, muestra con menos precisión que Eris llegará al perihelio en 2259. ^[27]

Los objetos transneptunianos como 2013 FS 28 con un arco de observación de 1 año que no llegan al perihelio durante aproximadamente 100 años pueden tener una incertidumbre 3 sigma de más de 20 años en la fecha del perihelio. ^[28]

Ver también

Distancia de aproximación más cercana
Anomalía excéntrica
Sobrevuelo (vuelo espacial)
Trayectoria hiperbólica # Aproximación más cercana
Anomalía media
Sistema de coordenadas perifocales
Verdadera anomalía

Referencias

^ a b Dado que el Sol, Ἥλιος en griego, comienza con una vocal (H es la vocal larga ē en griego), la o final en "apo" se omite del prefijo. = La pronunciación "Ap-helion" se da en muchos diccionarios [1] , pronunciando la "p" y la "h" en sílabas separadas. Sin embargo, la pronunciación / ə f i l i ə n / [2] es también común ( por ejemplo, McGraw Diccionario Colina de términos científicos y técnicos, quinta edición, 1994, p. 114), ya que a finales de griego, 'p' de ἀπό seguido de la 'h' de ἥλιος se convierte en phi; por tanto, la palabra griega es αφήλιον. (ver, por ejemplo, Walker, John,Una clave para la pronunciación clásica de nombres propios griegos, latinos y bíblicos , Townsend Young 1859 [3] , página 26.) Muchos [4] diccionarios ofrecen ambas pronunciaciones
^ Chisholm, Hugh, ed. (1911). "Perigeo" . Encyclopædia Britannica . 21 (11ª ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 149.
^ a b c d "Conceptos básicos del vuelo espacial" . NASA . Consultado el 30 de mayo de 2017 .
↑ Klein, Ernest, A Comprehensive Etimological Dictionary of the English Language , Elsevier, Amsterdam, 1965. ( Versión archivada )
^ "Informe de la misión Apolo 15" . Glosario . Consultado el 16 de octubre de 2009 .
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enlaces externos

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Comparación de tamaño fotográfico Apogee - Perigee , perseus.gr
Comparación de tamaño fotográfico entre afelio y perihelio , perseus.gr
Estaciones de la Tierra: equinoccios, solsticios, perihelio y afelio, 2000-2020 , usno.navy.mil
Fechas y horas del perihelio y afelio de la Tierra, 2000-2025 del Observatorio Naval de los Estados Unidos
Lista de asteroides actualmente más cercanos al Sol que Mercurio (estos objetos estarán cerca del perihelio)
Lista JPL SBDB de asteroides del cinturón principal (H <8) ordenados por fecha de perihelio

[Sun-1] Dado que el Sol, Ἥλιος en griego, comienza con una vocal (H es la vocal larga ē en griego), la o final en "apo" se omite del prefijo. = La pronunciación "Ap-helion" se da en muchos diccionarios [1] , pronunciando la "p" y la "h" en sílabas separadas. Sin embargo, la pronunciación / ə f i l i ə n / [2] es también común ( por ejemplo, McGraw Diccionario Colina de términos científicos y técnicos, quinta edición, 1994, p. 114), ya que a finales de griego, 'p' de ἀπό seguido de la 'h' de ἥλιος se convierte en phi; por tanto, la palabra griega es αφήλιον. (ver, por ejemplo, Walker, John,Una clave para la pronunciación clásica de nombres propios griegos, latinos y bíblicos , Townsend Young 1859 [3] , página 26.) Muchos [4] diccionarios ofrecen ambas pronunciaciones

[2] Chisholm, Hugh, ed. (1911). "Perigeo" . Encyclopædia Britannica . 21 (11ª ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 149.

[nasaglossary-3] "Conceptos básicos del vuelo espacial" . NASA . Consultado el 30 de mayo de 2017 .

[4] Klein, Ernest, A Comprehensive Etimological Dictionary of the English Language , Elsevier, Amsterdam, 1965. ( Versión archivada )

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[Asimov's-6] Perimelasma , de Geoffrey Landis, publicado por primera vez en Asimov's Science Fiction , enero de 1998, republicado en Infinity Plus

[7] R. Schödel, T. Ott, R. Genzel, R. Hofmann, M. Lehnert, A. Eckart, N. Mouawad, T. Alexander, MJ Reid, R. Lenzen, M. Hartung, F. Lacombe, D. Rouan, E. Gendron, G. Rousset, A.-M. Lagrange, W. Brandner, N. Ageorges, C. Lidman, AFM Moorwood, J. Spyromilio, N. Hubin, KM Menten (17 de octubre de 2002). "Una estrella en una órbita de 15,2 años alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea". Naturaleza . 419 : 694–696. arXiv : astro-ph / 0210426 . Código Bibliográfico : 2002Natur.419..694S . doi : 10.1038 / nature01121 . PMID 12384690 . Mantenimiento de CS1: utiliza el parámetro de autores ( enlace )

[8] Koberlein, Brian (29 de marzo de 2015). "Peribothron - Star hace la aproximación más cercana a un agujero negro" . briankoberlein.com . Consultado el 10 de enero de 2018 .

[9] "MAVEN» Órbita de la ciencia " .

[10] "Diario del amanecer: 11 años en el espacio" . www.planetary.org .

[11] Cecconi, B .; Lamy, L .; Zarka, P .; Prangé, R .; Kurth, WS; Louarn, P. (4 de marzo de 2009). "Estudio goniopolarimétrico de la revolución 29 pericrona utilizando el receptor de radio de alta frecuencia del instrumento Cassini Radio y Plasma Wave Science" . JGRA . 114 (A3): A03215. doi : 10.1029 / 2008JA013830 - a través de ui.adsabs.harvard.edu.

[darlinglon-12] Cariño, David. "línea de nodos" . La enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales . Consultado el 17 de mayo de 2007 .

[:0-13] "la definición de apsis" . Dictionary.com .

[14] "Perihelio, afelio y los solsticios" . timeanddate.com . Consultado el 10 de enero de 2018 .

[15] "Variación en tiempos de perihelio y afelio" . Departamento de Aplicaciones Astronómicas del Observatorio Naval de Estados Unidos. 11 de agosto de 2011 . Consultado el 10 de enero de 2018 .

[16] "Exploración del sistema solar: ciencia y tecnología: características científicas: clima, clima, en todas partes?" . NASA . Consultado el 19 de septiembre de 2015 .

[Earth_at_Aphelion-17] "Tierra en Afelio" . Clima espacial. Julio de 2008 . Consultado el 7 de julio de 2015 .

[18] Rockport, Steve C. "¿Cuánto afecta el afelio a nuestro clima? Estamos en afelio en el verano. ¿Serían nuestros veranos más cálidos si estuviéramos en el perihelio?" . Planetario . Universidad del Sur de Maine . Consultado el 4 de julio de 2020 .

[19] "Data.GISS: parámetros orbitales de la tierra" . data.giss.nasa.gov . Archivado desde el original el 2 de octubre de 2015.

[20] Espenak, Fred. "Tierra en perihelio y afelio: 2001 a 2100" . astropixels . Consultado el 24 de junio de 2021 .

[21] "Cuadro comparativo planetario de la NASA" . Archivado desde el original el 4 de agosto de 2016 . Consultado el 4 de agosto de 2016 .

[22] JPL SBDB: Hale-Bopp (Época 1996)

[23] JPL SBDB: Hale-Bopp

[24] 101P / Chernykh - A (NK 1293) por Syuichi Nakano

[25] JPL SBDB: 101P / Chernykh

[26] JPL Horizons: Eris Observer Ubicación: @sun (el perihelio ocurre cuando deldot cambia de negativo a positivo)

[27] JPL SBDB: Eris (época 2020)

[28] JPL SBDB: 2013 FS28