Diagramme de l’orbite directe d’un corps autour du Soleil avec ses points les plus proches (périhélie) et les plus éloignés (aphélie).
Le périhélie (q) et l’aphélie (Q) sont respectivement les points les plus proches et les plus éloignés de l’orbite directe d’un corps autour du Soleil.
Comparer des éléments osculateurs à une époque spécifique à ceux d’une époque différente générera des différences., Le temps de passage du périhélie comme l’un des six éléments osculateurs n’est pas une prédiction exacte (autre que pour un modèle générique à 2 corps) de la distance minimale réelle au Soleil en utilisant le modèle dynamique complet. Les prédictions précises du passage au périhélie nécessitent une intégration numérique.
Planètes intérieures et planètesmodifier
L’image ci-dessous-à gauche présente les planètes intérieures: leurs orbites, leurs nœuds orbitaux et les points de périhélie (point vert) et d’aphélie (point rouge), vus au-dessus du pôle nord de la Terre et du plan écliptique de la Terre, qui est coplanaire avec le plan orbital, De cette orientation, les planètes sont situées vers l’extérieur du Soleil comme Mercure, Vénus, la Terre et Mars, toutes les planètes voyageant leurs orbites dans le sens antihoraire autour du Soleil. L’orbite terrestre de référence est de couleur jaune et représente le plan orbital de référence. Pour Mercure, Vénus et Mars, la section d’orbite inclinée au-dessus du plan de référence est ici ombrée en bleu; la section en dessous du plan est ombrée en violet/rose.,
L’image ci-dessous—à droite montre les planètes extérieures: les orbites, les nœuds orbitaux et les points de périhélie (point vert) et d’aphélie (point rouge) de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune-vus au-dessus du plan orbital de référence, parcourant tous leurs orbites dans le sens antihoraire. Pour chaque planète, la section d’orbite inclinée au-dessus du plan orbital de référence est colorée en bleu; la section en dessous du plan est violette/rose.,
Les deux nœuds orbitaux sont les deux points d’extrémité de la « ligne de nœuds » où une orbite inclinée coupe le plan de référence; ici, ils peuvent être » vus » où la section bleue d’une orbite devient violette/rose.
Les deux images ci-dessous montrent les positions du périhélie (q) et de l’aphélie (Q) sur les orbites des planètes du Système solaire.,ul>
Les points de périhélie et d’aphélie des planètes intérieures du Système solaire
Les points de périhélie et d’aphélie des planètes extérieures du Système solaire
Lignes d’Absidesmodifier
Le graphique montre la plage extrême—de l’approche la plus proche (périhélie) au point le plus éloigné (aphélie)—de plusieurs corps célestes en orbite des planètes, dont Cérès, et la comète de Halley., La longueur des barres horizontales correspond à l’extrême portée de l’orbite du corps indiqué autour du Soleil. Ces distances extrêmes (entre le périhélie et l’aphélie) sont les lignes des absides des orbites de divers objets autour d’un corps hôte.
Périhélie et aphélionEdit
Actuellement, la Terre atteint le périhélie au début de janvier, environ 14 jours après le solstice de décembre. Au périhélie, le centre de la Terre est à environ 0.98329 unités astronomiques (UA) ou 147,098,070 km (91,402,500 mi) du centre du Soleil. En revanche, la Terre atteint aphelion actuellement au début de juillet, environ 14 jours après le solstice de juin., La distance aphelion entre les centres de la Terre et du Soleil est actuellement d’environ 1.01671 UA ou 152,097,700 km (94,509,100 mi).
Les dates du périhélie et de l’aphélie changent au fil du temps en raison de la précession et d’autres facteurs orbitaux, qui suivent des modèles cycliques connus sous le nom de cycles de Milankovitch. À court terme, ces dates peuvent varier jusqu’à 2 jours d’une année à l’autre., Cette variation importante est due à la présence de la Lune: alors que le barycentre Terre–Lune se déplace sur une orbite stable autour du Soleil, la position du centre de la Terre, qui est en moyenne à environ 4 700 kilomètres (2 900 mi) du barycentre, pourrait être décalée dans n’importe quelle direction de celui—ci-et cela affecte le moment de l’approche la plus proche entre les centres du Soleil et de la Terre (qui définit à son tour le moment du périhélie dans une année donnée).
En raison de la distance accrue à aphelion, seulement 93.,55% du rayonnement solaire tombe sur une zone donnée de la surface de la Terre, comme au périhélie, mais cela ne tient pas compte des saisons, qui résultent plutôt de l’inclinaison de l’axe de la Terre de 23,4° par rapport à la perpendiculaire au plan de l’orbite terrestre. En effet, au périhélie et à l’aphélie, c’est l’été dans un hémisphère alors que c’est l’hiver dans l’autre. L’hiver tombe sur l’hémisphère où la lumière du soleil frappe le moins directement, et l’été tombe où la lumière du soleil frappe le plus directement, quelle que soit la distance de la Terre par rapport au Soleil.,
Dans l’hémisphère nord, l’été se produit en même temps que l’aphélie, lorsque le rayonnement solaire est le plus faible. Malgré cela, les étés dans l’hémisphère nord sont en moyenne 2,3 °C (4 °F) plus chauds que dans l’hémisphère sud, car l’hémisphère nord contient des masses terrestres plus grandes, plus faciles à chauffer que les mers.,
Le périhélie et l’aphélie ont cependant un effet indirect sur les saisons: comme la vitesse orbitale de la Terre est minimale à l’aphélie et maximale au périhélie, la planète met plus de temps à orbiter du solstice de juin à l’équinoxe de septembre que du solstice de décembre à l’équinoxe de mars. Donc, l’été dans l’hémisphère nord, qui dure un peu plus longtemps (93 jours) que l’été dans l’hémisphère sud (89 jours).,
Les astronomes expriment généralement le moment du périhélie par rapport au Premier Point du Bélier non pas en termes de jours et d’heures, mais plutôt en tant qu’angle de déplacement orbital, la soi-disant longitude du périapsis (également appelée longitude du péricentre). Pour l’orbite de la Terre, c’est ce qu’on appelle la longitude du périhélie, et en 2000 elle était d’environ 282,895°; en 2010, cela avait avancé d’une petite fraction de degré à environ 283,067°.,
Pour l’orbite de la Terre autour du Soleil, le temps d’apsis est souvent exprimé en termes de temps relatif aux saisons, car cela détermine la contribution de l’orbite elliptique aux variations saisonnières. La variation des saisons est principalement contrôlée par le cycle annuel de l’angle d’élévation du Soleil, qui est une conséquence de l’inclinaison de l’axe de la Terre mesurée à partir du plan de l’écliptique., L’excentricité de la Terre et d’autres éléments orbitaux ne sont pas constants, mais varient lentement en raison des effets perturbateurs des planètes et d’autres objets du système solaire (cycles de Milankovitch).
Sur une échelle de temps très longue, les dates du périhélie et de l’aphélie progressent au fil des saisons, et elles font un cycle complet en 22 000 à 26 000 ans. Il y a un mouvement correspondant de la position des étoiles vu de la Terre qui est appelé la précession apsidale. (Ceci est étroitement lié à la précession des axes.,d>3 juillet
Autres planetsEdit
Le tableau suivant indique les distances des planètes et des planètes naines du Soleil à son périhélie et l’aphélie.,
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