Por Kenrick Vezina – Actualizado el 24 de marzo de 2022

En astrofísica, el perihelio es el punto de una órbita donde un cuerpo celeste se acerca más al Sol. El término proviene de las palabras griegas peri (cerca) y Helios (Sol). Su contraparte, el afelio , marca la distancia más lejana al Sol. Si bien los cometas son el ejemplo más emblemático (muestran comas y colas brillantes cuando están cerca del perihelio), los mismos principios se aplican a todos los objetos en órbita.

Excentricidad:por qué la mayoría de las órbitas no son circulares

Nuestra imagen común de la trayectoria de la Tierra como un círculo perfecto es una simplificación. En realidad, casi todas las órbitas planetarias, incluida la de la Tierra, son ligeramente elípticas. La desviación de un círculo perfecto se cuantifica por la excentricidad de la órbita. , un número adimensional entre 0 y 1. Una excentricidad de 0 denota un círculo perfecto; los valores más altos indican elipses cada vez más alargadas. Por ejemplo, la excentricidad de la Tierra es de aproximadamente 0,0167, mientras que la órbita del cometa Halley tiene una excentricidad de 0,967.

Propiedades clave de una elipse

• Focos :Dos puntos que definen la forma de la elipse; el Sol ocupa un foco en una órbita heliocéntrica.
• Centro :El punto medio de la elipse.
• Eje mayor :El diámetro más largo que pasa por ambos focos y el centro; sus puntos finales son los vértices.
• Eje semimayor :La mitad del eje mayor, la distancia desde el centro a un vértice.
• Vértices :Los puntos más extremos de la elipse; corresponden al perihelio y al afelio en términos orbitales.
• Eje menor :El diámetro más corto, perpendicular al eje mayor y que pasa por el centro; sus puntos finales son los co-vértices.
• Eje semi‑menor :La mitad del eje menor, la distancia más corta desde el centro hasta un co‑vértice.

Cálculo de la excentricidad a partir de ejes

Cuando se conocen las longitudes de los ejes semimayor y semimenor, la excentricidad se puede calcular con:

\(\text{excentricidad}^2 =1,0-\frac{\text{eje semi‑menor}^2}{\text{eje semi‑mayor}^2}\)

Las distancias astronómicas suelen expresarse en unidades astronómicas (UA), donde 1 AU ≈ 149,6 millones de km. Las unidades de los ejes deben ser consistentes, pero no es necesario que sean AU.

Determinación de las distancias de perihelio y afelio

Una vez que se conocen el semieje mayor (a) y la excentricidad (e), las distancias orbitales más cercanas y más alejadas del Sol se calculan como:

\(\text{perihelio} =a(1- e)\)

\(\text{afelio} =a(1+ e)\)

Ejemplo:Marte

Marte tiene un semieje mayor de 1,524 AU y una excentricidad de 0,0934.

\(\text{perihelio}_{\text{Marte}} =1.524\,(1-0.0934) =1.382\,\text{AU}\)

\(\text{afelio}_{\text{Marte}} =1.524\,(1+0.0934) =1.666\,\text{AU}\)

Estas modestas variaciones mantienen a Marte a una distancia relativamente estable del Sol, y la igualmente baja excentricidad de la Tierra mantiene una irradiancia solar constante durante todo el año.

Ejemplo:Mercurio

El semieje mayor de Mercurio es de 0,387 AU y su excentricidad es de 0,205.

\(\text{perihelio}_{\text{Mercurio}} =0,387\,(1-0,205) =0,307\,\text{AU}\)

\(\text{afelio}_{\text{Mercurio}} =0.387\,(1+0.205) =0.467\,\text{AU}\)

La órbita de Mercurio lo acerca casi dos tercios al Sol en el perihelio en comparación con el afelio, lo que provoca cambios dramáticos en la temperatura y el flujo solar a lo largo de su órbita.

Por qué es importante la excentricidad

Comprender la excentricidad orbital y su impacto en las distancias del perihelio y el afelio es esencial para modelar con precisión los climas planetarios, planificar la trayectoria de las naves espaciales y estudiar la actividad de los cometas. Si bien la ligera excentricidad de la Tierra tiene efectos diarios mínimos, las órbitas más excéntricas, como la de Mercurio, producen extremos estacionales significativos.