Aphelion ve Perihelion'un tanımı

Melek Zamora Ramirez
Fizik derecesi

Aphelion ve günberi, bir gezegenin Güneş etrafındaki yörüngesine ait iki noktadır. Aphelion, gezegenin Güneş'e göre ulaştığı maksimum mesafeye karşılık gelen noktadır. Aksine, perigee olarak da adlandırılan günberi, söz konusu gezegenin Güneş'ten minimum uzaklıkta olduğu noktadır.

Gezegenlerin öteleme hareketleri sırasında izledikleri yörüngeler eliptiktir ve Güneş, elipsin odak noktalarından birinde yer almaktadır. Gezegen hareketinin bu özelliği, bir gezegen ile Güneş arasındaki mesafenin her zaman aynı olmadığı anlamına gelir. Güneş etrafındaki yolunda bir gezegenin birbirine uzak olduğu iki nokta vardır maksimum ve minimum uzaklıktaki bu noktalara “aphelion” ve “perihelion” adı verilir, sırasıyla.

Kepler'in Birinci Yasası: Yörüngeler eliptiktir

16. yüzyıla gelindiğinde bilim tarihinin en büyük devrimlerinden biri yaşandı ve Kopernik'in güneş merkezli modelinin yayımlanması gerçekleşti. Nicolás Copernicus, Matematiksel Astronomi alanında yıllarca süren çalışma ve araştırmaların ardından Polonyalı bir matematikçi ve gökbilimciydi. Dünya'nın ve diğer gezegenlerin dairesel yollar boyunca hareket ettiği sonucuna vardı. Güneş.

Kopernik'in bu güneşmerkezli modeli yalnızca Ptolemy'nin yermerkezli modeline ve yüzyıllar süren gözlemler ve ölçümler yapmakla kalmıyor, aynı zamanda kilisenin oluşturduğu insan merkezli geleneğe de meydan okuyor Katolik. İkincisi, Kopernik'in kendi modelinin yalnızca daha iyi belirlemeye yönelik bir strateji olduğunu onaylamasını sağladı. gök kubbedeki yıldızların konumunu kesin olarak belirledik ancak bu, yıldızların bir temsili değildi. gerçeklik. Buna rağmen kanıtlar açıktı ve onun güneş merkezli modeli, Astronomi'yi sonsuza kadar değiştiren bir Kopernik devrimine yol açtı.

Aynı yüzyılda Danimarkalı gökbilimci Tycho Brahe, gezegenlerin ve diğer gök cisimlerinin konumlarına ilişkin çok hassas ölçümler yaptı. Kariyeri boyunca Tycho Brahe, Alman matematikçi Johannes Kepler'i araştırmasında kendisiyle birlikte çalışmaya davet etti ve Kepler tarafından da kabul edildi. Brahe topladığı veriler konusunda aşırı istekliydi, dolayısıyla Kepler'in bu verilere erişimi çok sınırlıydı. Üstelik Brahe, Kepler'e astı gibi davrandı; Kepler bundan hiç hoşlanmadı ve aralarındaki ilişki karmaşıktı.

Tycho Brahe'nin 1601'deki ölümünden sonra Kepler, mirasçıları tarafından talep edilmeden önce onun değerli verilerini ve gözlemlerini ele geçirdi. Kepler, Brahe'nin gözlemlerinden gezegen hareketini anlayacak analitik ve matematiksel araçlara sahip olmadığının farkındaydı. Böylece Kepler'in Brahe'nin verileri üzerine yaptığı titiz çalışma, gezegen hareketi ile ilgili birçok soruyu yanıtladı.

Ancak Kepler, Kopernik'in güneş merkezli modelinin doğru olduğuna tamamen ikna olmuştu. Gezegenlerin gök kubbedeki görünür konumlarıyla ilgili bazı farklılıklar vardı. yıl. Brahe tarafından toplanan verileri dikkatle analiz ettikten sonra Kepler, gözlemlerin bir sonuca en iyi şekilde uyduğunu fark etti. gezegenlerin Güneş etrafında önerildiği gibi dairesel yörüngeler yerine eliptik yörüngeler izlediği heliosentrik model Kopernik. Bu, “Kepler'in Birinci Yasası” olarak bilinir ve 1609 yılında Kepler'in İkinci Yasası ile birlikte “Astronomía Nova” adlı eserinde yayımlanmıştır.

Bunu daha iyi anlayabilmek için öncelikle elipsin tanımını ve yapısını anlamamız gerekiyor. Elips, kendisini oluşturan noktaları ile "odak" adı verilen diğer noktalar arasındaki mesafelerin toplamının her zaman aynı olmasını sağlayan kapalı bir eğri olarak tanımlanır. Aşağıdaki elipsi ele alalım:

Bu elipste \({F_1}\) ve \({F_2}\) noktaları "odaklar" olarak adlandırılır. Elipsin birbirine dik ve merkezinde kesişen iki simetri ekseni vardır. Uzunluk \(a\) "yarı ana eksen" olarak adlandırılır ve elipsin merkezi ile ana simetri ekseni boyunca olan uç noktası arasındaki mesafeye karşılık gelir. Benzer şekilde, "yarı küçük eksen" olarak bilinen uzunluk \(b\), elipsin merkezi ile küçük simetri ekseni boyunca yer alan uç noktası arasındaki mesafedir. Elipsin merkezi ile odaklarından herhangi biri arasındaki uzaklığa \(c\) “odak yarı uzaklığı” denir.

Kendi tanımı gereği, elipse ait herhangi bir \(P\) noktasını alırsak ve elipse ait olan \({d_1}\) uzaklığını çizersek \(P\) noktası ve odak noktası \({F_1}\) ve \(P\) noktası ile diğer odak noktası \({F_2}\) arasındaki başka bir uzaklık \({d_2}\), bu iki uzaklık tatmin etmek:

\({d_1} + {d_2} = 2a\)

Bu elips üzerindeki herhangi bir nokta için geçerlidir. Bahsedebileceğimiz bir diğer büyüklük ise elipsin \(\varepsilon \) harfiyle gösterilen ve elipsin ne kadar basık olduğunu belirleyen “dışmerkezliği”dir. Eksantriklik şu şekilde verilir:

\(\varepsilon = \frac{c}{a}\;;\;0 \le \varepsilon \le 1\)

Bütün bunlar elimizdeyken artık gezegenlerin Güneş etrafındaki eliptik yörüngelerinden bahsedebiliriz. Bir gezegenin Güneş çevresindeki yörüngesinin biraz abartılı bir diyagramı şöyle olacaktır:

Bu şemada Güneş'in gezegenin eliptik yörüngesinin odak noktalarından birinde olduğunu görebiliyoruz. Günberi (\({P_h}\)) şu şekilde verilen mesafe olacaktır:

\({P_h} = a – c\)

Öte yandan, günöte (\({A_f}\)) mesafe olacaktır:

\({A_f} = a + c\)

Veya yörüngenin dışmerkezliğine göre her iki mesafe de şöyle olacaktır:

\({P_h} = \left( {1 – \varepsilon } \right) a\)

\({A_f} = \left( {1 + \varepsilon } \right) a\)

Gezegensel yörüngeler, en azından Güneş Sistemimizde, çok küçük bir dışmerkezliğe sahiptir. Örneğin, Dünya'nın yörüngesinin yaklaşık dışmerkezliği \(\varepsilon \yaklaşık 0,017\)'dir. Dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseni yaklaşık \(a \yaklaşık 1,5 \times {10^8}\;km\)'dir. Yukarıda bahsedilen her şeyle, Dünya'nın günberi ve günötesinin şu şekilde olacağını hesaplayabiliriz: \({P_h} \approx 1,475 \times {10^8}\;km\) ve \({A_f} \approx 1,525 \times { 10^8}\;km\).