Périphélie

Périphélie

Périapside

Un diagramme de Kepler des éléments orbitaux. F périapse, H apoapse, la ligne rouge entre eux est la ligne des apsides

Le périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite (point "F" dans l'image ci-contre).

Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre (point "H" dans l'image ci-contre).

Ces deux points extrêmes (périapse et apoapse) sont désignés ensemble sous le terme générique de apsides.

Dans le cas particulier de la Terre, une confusion est à éviter :

  • Si on se référe à son orbite autour du soleil, on parlera de périhélie.
  • Si on se réfère à l'orbite de ses satellites (naturel ou artificiel) autour d'elle, on parlera de périgée.

La distance r_\mathrm{per}\!\, du centre de masse (foyer de l'orbite) au périapse peut se calculer de la façon suivante :

r_\mathrm{per} = a(1-e)\,

où a\!\, est la longueur du demi grand axe de l'orbite et e\!\, est l'excentricité orbitale.

Sommaire

Formules détaillées

Article détaillé : Apsides.

Les formules suivantes caractérisent le périapse et l'apoapse d'une orbite :

  • Périapse :
    • vitesse (maximale) du corps orbital au périapse de son orbite :
v_\mathrm{per} = \sqrt{ \tfrac{(1+e)\mu}{(1-e)a} } \,
    • distance du periapse (minimale) au centre de masse (foyer de l'orbite) :
      r_\mathrm{per} =(1-e)a\!\,
  • Apoapse :
    • vitesse (minimale) du corps orbital à l'apoapse de son orbite :
v_\mathrm{ap} = \sqrt{ \tfrac{(1-e)\mu}{(1+e)a} } \,
    • distance de l'apoapse (maximale) au centre de masse (foyer de l'orbite) :
      r_\mathrm{ap}=(1+e)a\!\,

Selon les lois de Képler sur le mouvement des planètres (conservation du moment angulaire) et les principes de la conservation de l'énergie, les quantités suivantes sont constantes pour une orbite donnée :

  • moment angulaire relatif spécifique : h = \sqrt{(1-e^2)\mu a}
  • énergie orbitale spécifique : \epsilon=-\frac{\mu}{2a}

avec :

Attention : Pour convertir la distance mesurée depuis les surfaces des objets en distance mesurée depuis les centres de gravité, il faut ajouter le rayon des objets en orbite ; et réciproquement.

La moyenne arithmétique des deux distances extrêmes est la longueur du demi grand axe a\!\, de l'ellipse orbitale. La moyenne géométrique de ces deux mêmes distances est la longuer du demi petit axe b\!\, de l'ellipse orbitale.

La moyenne géométrique des deux vitesses limites \sqrt{-2\epsilon}, est la vitesse correspondant à une énergie cinétique qui, à n'importe quelle position sur l'orbite, ajoutée à l'énergie cinétique courante, permettrait à l'objet en orbite de s'échapper de l'attraction. La racine carrée du produit des deux vitesses est donc la valeur locale de la vitesse de libération.

Terminologie

Article détaillé : Apsides.
Corps central Périapside
Galaxie Périgalacticon
Trou noir Périmélasme
Étoile Périastre
Soleil Périhélie
Mercure Périherme
Vénus Péricythère
Terre Périgée
Lune Périsélène
Mars Périarée
Jupiter Périzène
Saturne Périkrone
Uranus Périourane
Neptune Périposéide
Pluton Périhade

Dans le cas d'une étoile et des principaux objets du système solaire, un terme spécialisé apparenté peut être employé comme indiqué dans le tableau ci-contre.

Toutefois, seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés. Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps central correspondant.

Les termes périlune (pour un satellite d'une lune) et périjove (pour un satellite de Jupiter) sont à éviter.

On voit parfois aussi le terme péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.

Source

  • Droit français : arrêté du 20 février 1995 relatif à la terminologie des sciences et techniques spatiales.

Voir aussi

Liens internes

Liens externes

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