Perihelium – dichtbij de Zon
De afstand van de Aarde tot de Zon varieert gedurende het jaar maar heeft niets te maken met de seizoenen. Perihelium is een punt in de baan van een object dat om de Zon draait en dat het dichtst bij de ster staat. Het woord komt uit het Grieks en betekent letterlijk rond (peri) de Zon (helios). Het aphelium is het punt waarop een in een baan om de Zon draaiend object het verst is verwijderd.
Banen van natuurlijke objecten in het heelal zijn meestal niet perfect cirkelvormig; ze zijn elliptisch. Sommige banen zijn enigszins elliptisch (zoals een platgedrukte cirkel of, in astronomische termen, een baan met een lage excentriciteit) terwijl sommige banen nogal afgeplat lijken (zeer excentrische banen).
De Zon staat niet werkloos in het midden van deze ellipsen op gelijke afstand van hun verste punten. De Zon volgt in feite zijn eigen kleine elliptische baan rond wat het zwaartepunt (het barycentrum) van het systeem, de Zon en de in een baan om de Zon draaiende planeten wordt genoemd. Het zwaartepunt is meestal niet gelijk aan het middelpunt van de ellips. Het heeft de neiging enigszins verschoven te zijn naar één kant van de ellips. Als je een lijn door het zwaartepunt trekt om de verste punten van de baan van het kleinere object met elkaar te verbinden dan zal een deel van de lijn langer zijn (de apsis genoemd) en een deel korter (de periapsis genoemd). Het punt waar de periapsis de baan van het object snijdt is het perihelium, het dichtstbijzijnde punt in de vaan van het object om de Zon. (het punt aan het einde van de apsis is het aphelium).
Voor sommige objecten zoals alle planeten van het zonnestelsel is het verschil tussen het perihelium en het aphelium redelijk verwaarloosbaar. Voor anderen, bijvoorbeeld voor kometen en asteroïden, kan het verschil enorm zijn.
Satellieten die om de Zon draaien hebben ook periheliums en die zijn zorgvuldig ontworpen met betrekking tot het doel van de missie. De Parker Solar Probe van de NASA bijvoorbeeld duikt slechts een paar miljoen kilometer van het oppervlak van de Zon en verzamelt gegevens over de vurige omgeving daar. Maar trekt zich daarna terug tot voorbij de baan van Venus om “af te koelen”.
De Europese Solar Orbiter daarentegen maakt minder agressieve vluchten naar de Zon. Deze ruimtesonde nadert de Zon tot op ongeveer 1/3de Astronomische Eenheid. Een Astronomische Eenheid is de gemiddelde afstand tussen de Aarde en de Zon en is gelijk aan 149.597.870 kilometer.
De reden hiervoor is dat de Solar Orbiter opnames moet maken van de Zon. Zelfs op die afstand krijgt de ruimtesonde te maken met temperaturen van meer dan 500 °C en was het al lastig om een camera te maken die tegen dergelijke temperaturen kan.
Het perihelium van de Aarde
Het perihelium van de Aarde vindt elk jaar in januari plaats. De exacte datum verschuift omdat het kalenderjaar niet perfect overeenkomt met de baan van de Aarde.
In 2022 bereikte de Aarde het dichtstbijzijnde punt tot de Zon op 4 januari. Op dat moment waren we precies 147.105.052 kilometer van de Zon verwijderd. In 2024 zal de Aarde op 3 januari het perihelium bereiken en zal dan net iets verder van de Zon zijn verwijderd: 147.100.632 kilometer. Het aphelium van 2022 vindt plaats op 4 juli en we zijn dan precies 152.098.455 kilometer van de Zon verwijderd.
Het verschil in afstand van de Aarde tot de Zon in het perihelium en het aphelium is ongeveer 5 miljoen kilometer. Dat is iets meer dan 3% van de gemiddelde afstand Aarde-Zon. Het effect van deze seizoenvariatie op het klimaat op Aarde is verwaarloosbaar. De seizoenen van de Aarde worden bepaald door de helling van de aardas op het baanvlak van de planeet om de Zon.
Hoe ontdekten astronomen het perihelium van de Aarde?
Hoe ontdekten astronomen dat er zoiets als een perihelium en een aphelium is? Realiseerden ze zich dat de Zon gedurende bepaalde periodes van het jaar groter of kleiner was? Het antwoord is nee. De ontdekking heeft meer te maken met de waarnemingen van de banen van andere planeten.
Omstreeks 1604 stelde Johannes Kepler aan de hand van waarnemingen een ellipsmodel op voor de baan van Mars. Hij bedacht de eerste wet van planetaire beweging die stelt dat planeten in een ellips om de Zon draaien waarbij de Zon het brandpunt is van deze ellips.
Er waren in de middeleeuwen andere aanwijzingen dat er iets mis kon zijn met de Zon. Het volgen van de beweging van de Zon was millennia lang de standaardmodus voor tijdwaarneming. De Zon was het middelpunt van het leven van oude samenlevingen en scherpe waarnemers merkten uiteindelijk op dat de Zon zich op vreemde manieren gedroeg.
Ze kenden al het verschil tussen de zonnedag en de ideale dag, de gemiddelde waarde daarvan. De dingen liepen voor en achter en dat, zoals men later leerde, werd veroorzaakt door veranderingen in de snelheid waarmee de Aarde om de Zon draait vanwege de elliptische aard van zijn baan.
Analemma
Wat onze voorouders konden achterhalen was de analemma, de grafiek van de positie van de Zon aan de hemel ’s middags waargenomen vanaf een enkele plek op Aarde gedurende het jaar.
Het analemma heeft de vorm van een 8 maar de twee lobben zijn zowel in breedte als in hoogte niet gelijk. En als je je positie kent en je observeert de Zon dan kan het verschil in dit pad worden getraceerd en kun je de excentriciteit van de baan en het perihelium bepalen.
Periheliums van andere planeten
Alle planeten in het zonnestelsel hebben een vrij cirkelvormige baan met relatief kleine verschillen in hun afstand tot de Zon in het aphelium en het perihelium. Venus en Neptunus volgen de meest cirkelvormige banen. Het verschil in de afstand tot de Zon op deze twee punten is slechts 0,10 AE voor Venus, die gemiddeld op 0,7 AE om de Zon draait.
Voor Neptunus, in zijn verre en brede baan op ongeveer 30 AE is het verschil tussen het perihelium en het aphelium 0,5 AE.
Dwergplaneet Pluto daarentegen heeft een vrij platgedrukte baan. Mercurius, de planeet die het dichtst bij de Zon staat, heeft de meest excentrische baan met een verschil tussen de afstand in het perihelium en het aphelium van 0,17 AE. Dat is best veel voor Mercurius die gemiddeld op slechts 0,39 AE om de Zon draait.
Het zijn de zwaartekrachtseffecten van alle andere objecten in het zonnestelsel die de vorm van de banen beïnvloeden. Maar ook de afmetingen, vormen, snelheden en rotatiesnelheden van de objecten zelf spelen een rol.
Perihelium precessie
Op Aarde vielen perihelium en aphelium op een gegeven moment samen met de winter- en de zomerzonnewende. Maar dat was in 1246. Vanwege iets dat baanprecessie wordt genoemd is er een geleidelijke verandering tussen de zonnewendes en de peri- en apheliums. Omstreeks het jaar 6430 valt het perihelium op de equinox van maart (20 maart).
Baanprecessie is in wezen een geleidelijke verschuiving van het periheliumpunt rond de Zon. Als het wiebelen van een tol schuift het periheliumpunt bij elke volgende baan rond het barycentrum.
De periheliums van alle planeten treden op, wat grotendeels kan worden verklaard door de zwaartekrachttheorie van Isaac Newton, als gevolg van de aantrekkingskracht van alle andere planeten en manen in ons zonnestelsel op elkaar.
Er is echter één uitzondering die astronomen een beetje hoofdpijn bezorgd en dat is de precessie van de baan van Mercurius.
De periheliumprecessie van Mercurius en de algemene relativiteitstheorie
Eenvoudig gezegd is de precessie van de baan van Mercurius op basis van Newtoniaanse berekeningen langzamer dan wat astronomen feitelijk waarnemen (5,557 boogseconden per eeuw vergeleken met de werkelijke 5,600 boogseconden per eeuw).
Er zijn in het verleden verschillende voorstellen gedaan om de discrepantie te verklaren waaronder het bestaan van een andere planeet, Vulcan genaamd, nog dichter bij de Zon. Maar uiteindelijk loste de algemene relativiteitstheorie van Albert Einstein het raadsel op.
Het was een van de eerste successen van het relativistische raamwerk van Einstein. Het was een van de drie grote tests van de algemene relativiteitstheorie. Het duurde tien jaar maar hij kon uitleggen wat het perihelium van Mercurius doet zonder iets anders in het systeem nodig te hebben.
Periheliums van kometen en asteroïden
In tegenstelling tot de vrij cirkelvormige banen van de planeten hebben kometen en asteroïden de neiging om banen met zeer hoge excentriciteiten te volgen. Ze komen tevoorschijn uit de verste uithoeken van het zonnestelsel, ver voorbij de baan van Neptunus, en vliegen dan langs de Zon voordat ze weer eeuwenlang verdwijnen.
Vanwege hun onregelmatige vormen en kleine afmetingen zijn deze objecten veel gevoeliger voor de zwaartekrachtsinvloeden van planeten en andere grotere objecten in het zonnestelsel waardoor hun banen nogal onregelmatig zijn. Hun periheliums veranderen aanzienlijk van baan tot baan en soms verlaten ze het zonnestelsel helemaal, versneld door de zwaartekracht van Jupiter of ze Zon zelf.
Voor kometen is de periode rond het perihelium (tijdens die banen waarin ze erin slagen om diep naar het centrum van het zonnestelsel te duiken) de tijd van hun grootste glorie. Door de hitte van de Zon in de centrale delen van het zonnestelsel smelt het ijs waaruit de kometen zijn gemaakt en veroorzaakt het spectaculaire uitstoot van gassen die waarnemers vol ontzag observeren als de kenmerkende kometenstaart. Na een paar weken in de schijnwerpers te hebben gestaan verdwijnen kometen om pas decennia of eeuwen later terug te keren, of helemaal niet.
De andere “peri’s”
Manen en satellieten die voornamelijk om andere lichamen in het zonnestelsel draaien hebben hun eigen punten die het dichtst bij hun moederlichaam liggen. Voor objecten die rond de Aarde draaien wordt dat punt perigeum genoemd. De manen en ruimtesondes van Jupiter noemen hun dichtste nadering tot de gasreus perijove.
Eerste publicatie: 10 juni 2022
Bron: space.com & anderen
