Argumento de periapsis

Especifica la órbita de un objeto en el espacio.

Fig. 1: Diagrama de elementos orbitales, incluyendo el argumento de periapsis ( ω ).

El argumento del periapsis (también llamado argumento del perifoco o argumento del pericentro ), simbolizado como ω ( omega ) , es uno de los elementos orbitales de un cuerpo en órbita . Paramétricamente, ω es el ángulo desde el nodo ascendente del cuerpo hasta su periapsis , medido en la dirección del movimiento.

Para tipos específicos de órbitas, se pueden utilizar términos como argumento de perihelio (para órbitas heliocéntricas ), argumento de perigeo (para órbitas geocéntricas ), argumento de periastrón (para órbitas alrededor de estrellas), etc. (ver apsis para más información).

Un argumento de periapsis de 0° significa que el cuerpo en órbita estará en su punto más cercano al cuerpo central en el mismo momento en que cruce el plano de referencia de Sur a Norte. Un argumento de periapsis de 90° significa que el cuerpo en órbita alcanzará el periapsis en su punto más al norte del plano de referencia.

Si se añade el argumento del periapsis a la longitud del nodo ascendente, se obtiene la longitud del periapsis . Sin embargo, especialmente en las discusiones sobre estrellas binarias y exoplanetas, los términos "longitud del periapsis" o "longitud del periastrón" se utilizan a menudo como sinónimos de "argumento del periapsis".

Cálculo

En astrodinámica, el argumento del periapsis ω se puede calcular de la siguiente manera:

${\displaystyle \omega =\arccos {{\mathbf {n} \cdot \mathbf {e} } \over {\mathbf {\left|n\right|} \mathbf {\left|e\right|} }}}$

Si e _z < 0 entonces ω → 2 π − ω .

dónde:

• n es un vector que apunta hacia el nodo ascendente (es decir, el componente z de n es cero),
• e es el vector de excentricidad (un vector que apunta hacia el periapsis).

En el caso de órbitas ecuatoriales (que no tienen nodo ascendente), el argumento no está definido estrictamente. Sin embargo, si se sigue la convención de fijar la longitud del nodo ascendente Ω en 0, entonces el valor de ω se deduce del caso bidimensional: $${\displaystyle \omega =\mathrm {atan2} \left(e_{y},e_{x}\right)}$$

Si la órbita es en el sentido de las agujas del reloj (es decir, ( r × v ) _z < 0) entonces ω → 2 π − ω .

dónde:

• e _x y e _y son los componentes x e y del vector de excentricidad e .

En el caso de órbitas circulares, a menudo se supone que el periapsis se coloca en el nodo ascendente y, por lo tanto, ω = 0. Sin embargo, en la comunidad profesional de exoplanetas, ω = 90° se supone más a menudo para órbitas circulares, lo que tiene la ventaja de que el tiempo de la conjunción inferior de un planeta (que sería el tiempo en que el planeta transitaría si la geometría fuera favorable) es igual al tiempo de su periastrón. ^{[1] [2] [3]}

Véase también

• Precesión absidal
• Órbita de Kepler
• Mecánica orbital
• Nodo orbital

Referencias

1. Iglesias-Marzoa, Ramón; López-Morales, Mercedes; Jesús Arévalo Morales, María (2015). "Thervfit Code: A Detailed Adaptive Simulated Annealing Code for Fitting Binaries and Exoplanets Radial Velocities". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 127 (952): 567–582. arXiv : 1505.04767 . Bibcode :2015PASP..127..567I. doi : 10.1086/682056 .
2. Kreidberg, Laura (2015). "Batman: cálculo básico de modelos de tránsito en Python". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 127 (957): 1161–1165. arXiv : 1507.08285 . Código Bibliográfico :2015PASP..127.1161K. doi :10.1086/683602. S2CID  7954832.
3. Eastman, Jason; Gaudi, B. Scott; Agol, Eric (2013). "EXOFAST: Un conjunto rápido de ajustes exoplanetarios en IDL". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 125 (923): 83. arXiv : 1206.5798 . Código Bibliográfico :2013PASP..125...83E. doi :10.1086/669497. S2CID  118627052.

Enlaces externos

• Argumento del perihelio en el sitio web de astronomía de la Universidad de Swinburne