Argumento de periapsis

Especifica la órbita de un objeto en el espacio.

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

El argumento de periapsis (también llamado argumento de perifoco o argumento de pericentro ), simbolizado como ω , es uno de los elementos orbitales de un cuerpo en órbita . Paramétricamente, ω es el ángulo que forma el nodo ascendente del cuerpo con 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. (consulte la ápside para obtener 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 cruza 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 distancia más al norte del plano de referencia.

Sumar el argumento del periapsis a la longitud del nodo ascendente da la longitud del periapsis . Sin embargo, especialmente en 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 nodos ascendentes), el argumento está estrictamente indefinido. Sin embargo, si se sigue la convención de establecer la longitud del nodo ascendente Ω en 0, entonces el valor de ω se desprende del caso bidimensional:

$${\displaystyle \omega =\operatorname {atan2} \left(e_{y},e_{x}\right)}$$

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

Ver también

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

Referencias

1. Iglesias-Marzoa, Ramón; López Morales, Mercedes; Jesús Arévalo Morales, María (2015). "Código Thervfit: un código de recocido simulado adaptativo detallado para ajustar velocidades radiales de binarios y exoplanetas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 127 (952): 567–582. arXiv : 1505.04767 . Código Bib : 2015PASP..127..567I. doi : 10.1086/682056 .
2. Kreidberg, Laura (2015). "Batman: Cálculo del modelo de tránsito básico en Python". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 127 (957): 1161-1165. arXiv : 1507.08285 . Código Bib : 2015PASP..127.1161K. doi :10.1086/683602. S2CID  7954832.
3. Eastman, Jason; Gaudí, B. Scott; Agol, Eric (2013). "EXOFAST: un conjunto de adaptación rápida de exoplanetas en IDL". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 125 (923): 83. arXiv : 1206.5798 . Código Bib : 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