앱시스

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시리즈의 일부
천체역학
궤도 역학
궤도 요소 앱시스 근점 인수 편심 기울기 평균 이상 궤도 노드 반장축 진짜 이상
2체 궤도의 종류: 편심 원형 궤도 타원 궤도 전송 궤도 (호만 전달 궤도) 바이엘리전트 전달 궤도) 포물선 궤도 쌍곡선 궤도 반지름 궤도 붕괴 궤도
방정식 동적 마찰 탈출 속도 케플러 방정식 케플러의 행성 운동 법칙 공전 주기 궤도 속도 표면 중력 비궤도 에너지 가시-비바 방정식
천체역학
중력의 영향 바리센터 언덕구 섭동 세력권
N체 궤도 라그랑주 점 (헤일로 궤도) 리사주 궤도 랴푸노프 궤도
엔지니어링 및 효율성
프리플라이트 엔지니어링 질량비 페이로드 프랙션 추진제 질량 분율 치올코프스키 로켓 방정식
효율화 대책 중력 어시스트 오버스 효과
v t

An apsis (from Ancient Greek ἁψίς (hapsís) 'arch, vault'; pl. apsides /ˈæpsɪˌdiːz/ AP-sih-deez)^[1][2] is the farthest or nearest point in the orbit of a planetary body about its primary body.지구의 태양 궤도 정면은 두 가지입니다: 지구가 태양으로부터 가장 멀리 있는 원일점과 가장 가까운 근일점입니다."Apsides"는 또한 숙주 주위를 도는 물체의 극한 범위의 거리를 나타낼 수 있다.

개요

어느 타원궤도에도 두 개의 정면이 있다.Each is named by selecting the appropriate prefix: ap-, apo- (from ἀπ(ό), (ap(o)-) 'away from'), or peri- (from περί (peri-) 'near')—then joining it to the reference suffix of the "host" body being orbited. (For example, the reference suffix for Earth is -gee, hence apogee and perigee are the names of the apsides for the Moon, and any other arti지구의 인공위성들태양의 접미사는 -helion입니다.따라서 원일점과 근일점은 지구와 태양의 다른 행성, 혜성, 소행성 등에 대한 원점의 이름입니다(표, 상단 그림 참조).

뉴턴의 운동 법칙에 따르면, 모든 주기적 궤도는 타원형입니다. 1) 주체가 한 초점에 고정되고 행성체가 그 초점 주위를 도는 단일 궤도 타원형, 그리고 2) 상호작용하는 타원형 궤도의 2체 체계: 두 물체가 질량의 결합 중심을 공전합니다.두 줄기에 공통되는 초점에 위치합니다(두 번째 그림 참조).이러한 2체계의 경우, 하나의 질량이 다른 질량보다 충분히 클 때, 중심 주위의 (큰 물체의) 작은 타원은 (작은 물체의) 큰 타원의 궤도 요소 중 하나를 구성한다.

두 물체의 중심은 더 큰 물체 안에 잘 위치할 수 있습니다. 예를 들어, 지구-달 중심은 지구 중심에서 표면까지 약 75% 떨어져 있습니다.더 큰 질량에 비해 더 작은 질량이 무시할 수 있는 경우(예: 위성의 경우), 궤도 매개변수는 더 작은 질량과 독립적이다.

접미사로 사용되는 경우, 즉 -apsis라는 용어는 주체가 위치할 때 주체에서 궤도 물체까지의 두 거리를 나타낼 수 있다. 1) 근점 또는 2) 근점(두 번째 그림 모두 비교)에 있다.측면 선은 궤도를 가로질러 가장 가깝고 먼 점을 연결하는 선의 거리를 나타냅니다. 또한 단순히 주체를 도는 물체의 극한 범위를 나타냅니다(위 그림 참조; 세 번째 그림 참조).

궤도 역학에서, 원점들은 기술적으로 중앙 물체의 중심과 궤도를 도는 물체 사이의 거리를 가리킨다.그러나, 우주선의 경우, 이 용어는 일반적으로 중앙 물체 표면 위의 우주선의 궤도 고도를 가리키기 위해 사용된다(일정한 표준 기준 반지름을 가정).

용어.

기술적 용법에서는 근점/근점이라는 단어가 선호되지만 근점/근점이라는 단어는 자주 볼 수 있습니다.

• 주체가 지정되지 않은 일반적인 상황에서는 궤도의 극한점을 명명하기 위해 근점 및 근점이라는 용어를 사용한다(표, 상단 그림 참조). 근점과 근점(또는 근점)은 동등한 대안이지만, 이러한 용어들은 종종 궤도선 사이의 최소 및 최대 거리를 가리킨다.및 그 호스트 본체(두 번째 그림 참조).
• 태양 주위를 도는 물체의 경우, 가장 먼 거리는 근일점(/ˌprrˈhililinn/)이고, 가장 먼 거리는 원일점(/pphihililinn/)^[3]이다. 다른 별 주위의 궤도를 논할 때 근일점과 원일점이 된다.
• 달을 포함한 지구의 위성에 대해 논할 때, 가장 가까운 거리는 근점(/ˈpɪrʒdːi/)이고, 가장 먼 거리는 원점(고대 그리스어: γῆ (G),), "땅" 또는 "지구")^[4]이다.
• 달 궤도에 있는 물체의 경우, 가장 거리가 작은 점을 주변점(/ɛpɪrɪsənəi/n/)이라고 하며, 가장 거리가 큰 지점을 아포시엔티온(/æpəsɪnθiən/)이라고 한다.페리셀렌과 압셀렌뿐만 아니라 위험과 아폴룬이라는 용어들도 사용된다.^[5]달에는 자연 위성이 없기 때문에 이것은 인간이 만든 물체에만 적용된다.

어원학

근일점과 원일점이라는 단어는 요하네스^[6] 케플러에 의해 태양 주위의 행성들의 궤도 운동을 묘사하기 위해 만들어졌다.The words are formed from the prefixes peri- (Greek: περί, near) and apo- (Greek: ἀπό, away from), affixed to the Greek word for the sun, (ἥλιος, or hēlíou).^[3]

다른 천체에는 다양한 관련 용어가 사용됩니다.접미사 -gee, -helion, -astron, 그리고 -galacticon은 각각 지구, 태양, 별, 그리고 은하 중심을 언급할 때 천문학 문헌에서 자주 사용됩니다.접미사 -jove는 때때로 목성에 사용되지만, -saturnium은 지난 50년 동안 토성에 거의 사용되지 않았습니다.-gee 형식은 지구에만 적용되는 것이 아니라 "모든 행성에 가장 가까운" 일반 용어로도 사용됩니다.

아폴로 계획 동안, 달의 궤도를 도는 것을 언급할 때 주변과 아포사이온이라는 용어가 사용되었습니다; 그들은 그리스 달 여신 ^[7]아르테미스의 대체 이름인 신시아를 언급합니다.최근 아르테미스 프로그램에서는 위험과 아폴룬이라는 용어가 사용되었습니다.^[8]블랙홀에 관해, 페리멜라스마와 아포멜라스마라는 용어는 물리학자이자 공상과학 작가인 제프리 A에 의해 사용되었다. 1998년에 출판된 ^[9]이야기에서 랜디스는 2002년 ^[10]과학 문헌에서 페리곤과 아포니곤(라틴어) 이전, 2015년 ^[11]페리보트론(그리스어 bothros에서 "구멍" 또는 "피트"를 의미) 이전까지 등장했습니다.

용어의 개요

아래 표시된 접미사는 표시된 호스트/(1차) 시스템의 궤도를 도는 물체에 대한 원근의 고유한 이름을 형성하기 위해 접두사 주변 또는 원근에 추가할 수 있다.그러나 달과 태양계에서만 일반적으로 사용되는 고유한 접미사가 있습니다.외계 행성 연구에서는 일반적으로 -astron을 사용하지만, 일반적으로 다른 항성계에서는 ^{[12][failed verification]}-apsis라는 일반 접미사가 사용됩니다.

명명된/이름 있는 외측을 가진 태양계의 호스트 물체

천체	태양.	수성.	금성	지구	달	화성	케레스	목성	토성
서픽스	-헬리온	-동작	-사이즈	-gee	- Lune(런치)[5] -수십억 - 실렌[5]	- 영역	- 데미터[13]	-조브	- 시간[5] -크로노스 -나트륨 - krone[14]
기원. 같은 이름의	헬리오스	에르메스	시테리언	가이아	루나 신시아 셀레네	아레스	디메터	제우스 목성	크로노스 토성

이름 지정/이름 지정 가능한 apsides가 있는 다른 호스트 개체

천체 물건	별	갤럭시	바리센터	블랙홀
서픽스	-스위치	- galacticon	- 센터 -스위치 -apsis(어플리케이션)	-멜라스마 - 양쪽 모두 (크립토
기원. 같은 이름의	위도 : 별	Gr: 은하수; 은하		Gr: 멜로스;블랙 Gr: 보트로스; 구멍 Lat: 니제르, 블랙

근일점 및 근일점

근일점(q)과 원일점(Q)은 각각 태양 주위를 도는 물체의 직접 궤도에서 가장 가깝고 먼 지점이다.

특정 에포크의 결합 요소를 다른 에포크의 요소와 효과적으로 비교하면 차이가 발생합니다.6개의 자극 요소 중 하나로서의 근일점 통과 시간은 완전한 동적 모델을 사용하여 태양까지의 실제 최소 거리를 정확하게 예측한 것이 아니다(일반적인 2-바디 모델 제외).근일점 통과의 정확한 예측은 수치 적분이 필요하다.

내행성과 외행성

아래의 두 이미지는 지구 궤도면과 동일 평면인 황도면의 북극에서 본 태양계^[15] 행성의 궤도, 궤도 노드, 그리고 근일점과 원일점(Q)의 위치를 보여줍니다.이 행성들은 태양 주위를 시계 반대 방향으로 이동하고 각각의 행성에서, 그들의 궤도의 파란색 부분은 황도면 북쪽으로 이동하고, 분홍색 부분은 남쪽으로 이동하고, 점들은 근일점과 원일점을 표시합니다.

첫 번째 이미지(왼쪽 아래)는 수성, 금성, 지구 및 화성으로 태양에서 바깥쪽으로 위치한 내행성을 보여줍니다.기준 지구 궤도는 노란색이며 기준 궤도 평면을 나타냅니다.춘분점에 지구는 그림의 맨 아래에 있다.두 번째 이미지(오른쪽 아래)는 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이라는 외부 행성을 보여줍니다.

궤도 노드는 행성의 기울어진 궤도가 ^[16]기준면과 교차하는 "노드선"의 두 끝점입니다. 여기서 이들은 궤도의 파란색 부분이 분홍색과 만나는 점으로 보일 수 있습니다.

• 

  태양계 내행성의 근일점(녹색)과 원일점(주황색)

• 

  태양계 외행성의 근일점(녹색)과 근일점(황색)

측면의 선

이 차트는 행성, 세레스를 포함한 알려진 왜행성, 핼리 혜성 등 태양계의 여러 궤도를 도는 천체의 가장 가까운 접근(근일점)에서 가장 먼 점(원일점)까지 극한 범위를 보여줍니다.수평 막대의 길이는 태양 주위를 도는 표시된 물체의 궤도의 극한 범위에 해당합니다.이러한 극단적 거리(근일점과 원일점 사이)는 호스트 본체 주위의 다양한 물체의 궤도에 대한 원점선입니다.

지구 근일점 및 근일점

현재 지구는 하지로부터 약 14일 후인 1월 초에 근일점에 도달한다.근일점에서, 지구의 중심은 태양의 중심으로부터 약 0.98329 천문단위 또는 147,098,070 km 떨어져 있다.반대로, 지구는 현재 동짓날로부터 약 14일 후인 7월 초에 원일점에 도달한다.지구와 태양의 중심 사이의 원일점 거리는 현재 약 1.01671AU 또는 152,097,700km이다.

근일점과 근일점의 날짜는 밀란코비치 사이클로 알려진 주기적 패턴을 따르는 세차운동과 다른 궤도 요인에 의해 시간이 지남에 따라 변화한다.단기적으로,^[17] 이러한 날짜는 1년에 따라 최대 2일까지 달라질 수 있습니다.이 중요한 변화는 달의 존재에 기인한다: 지구-달 중심은 태양 주위를 도는 안정적인 궤도를 따라 움직이는 동안, 지구 중심 위치는 중심으로부터 평균 약 4,700 km(2,900 mi) 떨어져 있으며, 이는 실제로 가장 가까운 접근 시기에 영향을 미친다.태양과 지구의 중심 사이(즉, 주어진 ^[18]연도의 근일점 시기를 정의함)입니다.

근일점에서의 거리가 증가하기 때문에, 태양으로부터의 방사선의 93.55%만이 근일점에서의 방사선과 같이 지구 표면의 특정 영역에 떨어지지만, 이것은 계절을 고려하지 않는다. 즉, 지구 ^[19]궤도의 평면에 대한 수직에서 23.4° 떨어진 지구의 축 기울기로 인해 발생한다.실제로 근일점과 근일점 모두 한 반구는 여름이고 다른 반구는 겨울이다.겨울은 태양으로부터의 거리에 관계없이 태양빛이 가장 직접적으로 닿지 않는 반구에, 여름은 태양으로부터의 거리에 관계없이 가장 직접적으로 햇빛이 닿는 곳에 온다.

북반구에서는 여름은 태양 복사가 가장 적은 원일점과 동시에 발생한다.그럼에도 불구하고, 북반구의 여름은 남반구보다 평균 2.3°C(4°F) 더 따뜻하다. 북반구는 바다보다 ^[20]더 가열하기 쉬운 땅 덩어리를 가지고 있기 때문이다.

그러나 근일점과 원일점은 계절에 간접적인 영향을 끼친다: 지구의 공전 속도는 원일점에서 최소이고 근일점에서 최대이기 때문에, 지구는 12월에서 3월 분점보다 6월 분점에서 9월 분점으로 궤도를 도는 데 더 오래 걸린다.따라서, 북반구의 여름은 남반구의 여름보다 약간 더 오래 지속된다(93일).^[21]

천문학자들은 일반적으로 양자리의 첫 번째 점에 대한 근일점의 시간을 요일과 시간이 아니라 궤도 변위의 각도, 즉 근일점의 경도라고 부른다.지구 궤도의 경우 이를 근일점 경도라고 하며, 2000년에는 약 282.895°였고, 2010년에는 약 283.067°^[22]로 아주 조금 나아갔다.

태양 주위의 지구 궤도의 경우, 계절 변동에 대한 타원 궤도의 기여도를 결정하기 때문에, 원점 시간은 계절에 대한 시간으로 종종 표현된다.계절의 변화는 주로 황도면에서 측정한 지구축 기울기의 결과인 태양의 고도각의 연간 주기에 의해 제어된다.지구의 이심률과 다른 궤도 요소들은 일정하지 않지만, 태양계에 있는 행성들과 다른 물체들의 교란 효과 때문에 천천히 변화합니다.

매우 긴 시간 척도로 보면 근일점과 근일점의 날짜는 계절을 따라 진행되며, 22,000년에서 26,000년 사이에 하나의 완전한 주기를 형성합니다.지구에서 본 별들의 위치에는 근위 세차 운동이라고 불리는 상응하는 움직임이 있습니다.(이것은 축의 세차운동과 밀접한 관계가 있습니다.몇 년 전 및 미래의 근일점 및 근일점 일시는 ^[23]다음 표에 나열되어 있습니다.

연도	근일점		아필리온
	날짜.	시간(UT)	날짜.	시간(UT)
2010	1월 3일	00:09	7월 6일	11:30
2011	1월 3일	18:32	7월 4일	14:54
2012	1월 5일	00:32	7월 5일	03:32
2013	1월 2일	04:38	7월 5일	14:44
2014	1월 4일	11:59	7월 4일	00:13
2015	1월 4일	06:36	7월 6일	19:40
2016	1월 2일	22:49	7월 4일	16:24
2017	1월 4일	14:18	7월 3일	20:11
2018	1월 3일	05:35	7월 6일	16:47
2019	1월 3일	05:20	7월 4일	22:11
2020	1월 5일	07:48	7월 4일	11:35
2021	1월 2일	13:51	7월 5일	22:27
2022	1월 4일	06:55	7월 4일	07:11
2023	1월 4일	16:17	7월 6일	20:07
2024	1월 3일	00:39	7월 5일	05:06
2025	1월 4일	13:28	7월 3일	19:55
2026	1월 3일	17:16	7월 6일	17:31
2027	1월 3일	02:33	7월 5일	05:06
2028	1월 5일	12:28	7월 3일	22:18
2029	1월 2일	18:13	7월 6일	05:12

다른 행성들

다음 표는 태양으로부터 근일점과 ^[24]원일점까지의 행성과 왜성들의 거리를 보여줍니다.

본문의 종류	몸	근일점에서의 태양으로부터의 거리	원점에서 태양으로부터의 거리	차이(%)	일사 차이(%)
행성	수성.	46,001,009 km (28,583,702 mi)	69,817,445km(43,382,549mi)	34%	57%
	금성	107,476,170 km(66,782,600 mi)	108,942,780 km (67,693,910 mi)	1.3%	2.8%
	지구	147,098,291 km (91,402,190 mi)	152,098,233km(94,509,460mi)	3.3%	6.5%
	화성	206,655,215km(128,409,597mi)	249,232,432km(140,865,853mi)	17%	31%
	목성	740,679,835km(460,237,112mi)	816,001,807 km (507,040,016 mi)	9.2%	18%
	토성	1,480,823,615km(838,741,509mi)	1,503,509,229km(934,237,322mi)	10%	19%
	천왕성	2,734,998,229km(1.699449110×10mi9)	3,006,318,106km(1.868039489×10mi9)	9.0%	17%
	해왕성	4,459,753,056 km (2.771162073×109 mi)	4,537,039,826km(2.819185846×10mi9)	1.7%	3.4%
왜행성	케레스	380,951,528 km (236,712,305 mi)	446,428,973km (277,398,190mi)	15%	27%
	명왕성	4,436,756,954 km (2.756872958×109 mi)	7,376,102,302km(4.583311152×10mi9)	40%	64%
	하우메아	5,2047,623,774km(3.204798834×10mi9)	7,706,399,190km(4.788534427×10mi9)	33%	55%
	메이크	5,671,928,586km(3.524373028×10mi9)	7,894,762,625km(4.905578065×10mi9)	28%	48%
	에리스	5,765,732,799km(3.582660263×10mi9)	14,594,102,904km(9.068609883×10mi9)	60%	84%

수학 공식

다음 공식은 궤도의 근점과 원점점을 특징짓습니다.

주변 입력기

최대 속도 ${\text{v}}_{}$ per $=$ ( $\sqrt{\frac{1}{}}$+$\sqrt{\frac{e}{}}$ ) $\sqrt{\frac{\mathrm{\mu }}{}}$ ( $\sqrt{\frac{1}{}}$- e ) μ ($\sqrt{\frac{}{}}$1 - $\sqrt{\frac{e}{}}$ )$\sqrt{\frac{}{}}\sqrt{\frac{}{}}$ \ $text { per$ } =$sqrt${ $frac${ ($1$ +$e$ ) \ $mu$ $}${ ( ( 1 -$$$e$ )$최소$ 거리, ${\text{r}}_{}$ $per =$ ($1$ -$$e $)a$$）$

아포센터

${\text{최소}}_{}$ 속도 $v{}_{}$ $ap$ $=\sqrt{\frac{}{}}$ ( 1$\sqrt{\frac{}{}}$-$\sqrt{\frac{e}{}}$ ) $μ$ $\sqrt{\frac{}{}}$1$\sqrt{\frac{}{}}$+ $\sqrt{\frac{e}{}}$ )$\sqrt{\frac{}{}}$μ ( $\sqrt{\frac{1}{}}$ + $\sqrt{\frac{e}{}}$ )$a$ 、 { $frac {$ ( 1 - e )\$mu } =$$$$sq$ {\$rt$${$ $frac${ ( $1$$$- e )\ $mu$ } { ( $1$+ e )$$$=$1 + e )

케플러의 행성 운동 법칙(각운동량 보존 기준)과 에너지 보존에 따라 이 두 양은 주어진 궤도에 대해 일정합니다.

비상대각운동량

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

비궤도 에너지

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

여기서:

• a는 반장축입니다.

  ${\displaystyle a=syslogfrac {r_{\text{per}}+r_{\text{ap}}{2}}$

• μ는 표준 중력 파라미터입니다.
• e는 편심률로 다음과 같이 정의됩니다.

  ${\displaystyle e=map_{\text{ap}-r_{\text{per}}}{r_{\text{ap}}=1-{\frac {2}{\text{ap}}}{r_{\text{per}}}}+1}$

지표면 위의 높이에서 궤도와 주 궤도 사이의 거리로 변환하려면 중심 물체의 반지름을 더해야 하며, 반대로도 더해야 한다.

두 제한 거리의 산술 평균은 반장축 a의 길이이다.두 거리의 기하 평균은 반소형 축 b의 길이입니다.

두 제한 속도의 기하 평균은 다음과 같습니다.

$({displaystyle {-2\varepsilon}}={frac}{a}})$

반지름이$$\$displaystyle$a인 $원형{\displaystyle }$ 궤도에서 물체의 속도를 나타냅니다.

근일점 시간

근일점 통과 시간과 같은 궤도 요소는 n체 문제를 설명하지 않는 교란되지 않은 2체 솔루션을 사용하여 선택된 에폭에서 정의된다.근일점 통과의 정확한 시간을 얻으려면 근일점 통과에 가까운 에폭을 사용해야 합니다.예를 들어 헤일-밥 혜성은 1996년의 신기원을 이용하여 1997년 ^[25]4월 1일 근일점을 보여준다.2008년을 사용하면 근일점 날짜가 1997년 ^[26]3월 30일로 정확도가 떨어진다.단주기 혜성은 선택된 시대에 훨씬 더 민감할 수 있다.2005년의 에폭을 사용하면 101P/Chernykh가 2005년 ^[27]12월 25일에 근일점에 도달하는 것을 볼 수 있지만, 2012년의 에폭을 사용하면 2006년 ^[28]1월 20일의 정확도가 저하된다.

수치 통합에 따르면 왜행성 에리스는 2257년 ^[29]12월 근일점에 도달한다.에리스가 근일점까지 오는 것을 정확하게 나타내지 못하는 것은 236년 ^[30]전인 2021년이다.

4 ^[31]베스타는 2021년 12월 26일에 근일점에 도달하지만 2021년 7월에 2체 솔루션을 사용하면 2021년 ^[32]12월 25일에 근일점에 도달하는 베스타를 정확하게 나타내지 못한다.

짧은 호

태양으로부터 80 AU 이상 떨어져 있을 때 발견된 해왕성 횡단 천체들은 배경별에 대해 매우 느리게 움직이기 때문에 궤도를 잘 제한하기 위해 수십 개의 관측치가 필요합니다.작은 숫자의 통계로 인해, 2015 TH367과 같이 근일점에 도달하지 않았거나 도달하지 않을 1년의 관측 호에서 관측치가 8개뿐인 2015년 TH367과 같은 해왕성 횡단 물체는 ^[33]근일점 날짜에 74.6년(27,260일)의 1-시그마 불확실성을 가질 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

• 가장 가까운 접근 거리
• 편심 이상
• 플라이바이(우주비행)
• 쌍곡선 궤적 #밀착형 접근법
• 평균 이상
• 근초점 좌표계
• 진짜 이상

레퍼런스

외부 링크

• 애퍼지 – Perigee 사진 크기 비교,perseus.gr.
• 원일점 – 근일점 사진 크기 비교,perseus.gr.
• 지구의 계절:승객을 머신에 Equinoxes, Solstices, 근일점과 원일점, 2000–2020 Archived 10월 13일 2007년,usno.navy.mil.
• 지구의 근일점과 aphelion, 2000–2025 Archived 10월 13일 2007년의 승객을 머신에 미국 해군성 천문대에서 날짜와 시간.
• 소행성 목록 현재 가까운 수성은 태양에서( 이러한 물체들과 비슷할 것 perihelion에)보다.
• 근일점 날짜별로 정렬된 JPL SBDB 주대 소행성 목록(H<8)