Голяма полуос

Голямата полуос (a) и малката полуос (b) на елипса.

В геометрията голяма полуос се отнася до елипси и хиперболи.

Елипса

Полуглавната ос на елипсата е половината от голямата ос от центъра и през фокус до точка от елипсата. Голямата ос е най-дългата отсечка, миниваща през двата фокуса и съединяваща двете най-отдалечени точки от фигурата.

Ексцентрицитетът $(e)$ е свързан с малката полуос $(b)$ и голямата полуос посредством зависимостта: $b=a\sqrt{1-e^2}$

Голямата полуос е средноаритметичната стойност на най-голямото $r=\frac{l}{1-e}$ и най-малкото $r=\frac{l}{1+e}$ разстояние от фокуса до точки от елипсата.

Хипербола

Голямата полуос на хипербола е половината от разстоянието между двете части на хиперболата. Ако разстоянието е по абсцисата то:

$\frac{{(x-h)}^2}{a^2}-\frac{{(y-k)}^2}{b^2}=1$

Астрономия

Орбитален период

Шаблон:Основна В астродинамиката орбитален период $T$ на тяло с незначителна маса и размери на орбита (кръгова или елиптична) около масивно тяло със сферична форма е:

$T=2\pi \sqrt{a^3/\mu }$

където:

$a$ е дължината на голямата полуос

$\mu$ е стандартен гравитационен параметър

Забележете че за всички елипси с една и съща голяма полуос орбиталния период е един и същ, независимо от ексцентрицитета.

В астрономията, голямата полуос е един от най-важните орбитални параметри, заедно с орбиталния период. За обекти в Слънчевата система орбиталният период и голямата полуос са свързани със третия закон на Кеплер:

$P^2=a^3$

където P е периода измерен в години и a е голямата полуос в АЕ. Закона е частен случай за M >> m на общия закон на гравитацията на Исак Нютон:

$P^2=\frac{4{\pi }^2}{G(M+m)}{a}^3$

където G е гравитационна константа, M е масата на централното тяло, а m е масата на тялото на орбита около централното.

Средно разстояние

Средно разстояние може да се определи по следния начин:

• средното разстояние по ексцентричната аномалия е равно на голямата полуос.
• средното разстояние по същинската аномалия (с постоянен ъгъл спрямо фокуса) е равно на малката полуос $b=a\sqrt{1-e^2}$.
• средното разстояние по средната аномалия (част от орбиталния период изминала след перицентъра, в радиани), е средното разстояние (в класическия смисъл) $a(1+\frac{e^2}{2})$

Енергия; изчисление на главната полуос от вектори на положението

В астродинамиката главната полуос $a$ може да бъде изчислена от орбиталните вектори на положението по следния начин:

$a=\frac{-\mu }{2ϵ}$ за елиптична орбита и $a=\frac{\mu }{2ϵ}$ за хиперболична траектория

както и

$ϵ=\frac{v^2}{2}-\frac{\mu }{\left|𝐫\right|}$ (специфична орбитална енергия)

и

$\mu =GM$ (стандартен гравитационен параметър),

където:

• $v$ е орбиталната скорост на обекта на орбита,
• $𝐫$ е векторът на позицията на обекта на орбита в съответните координати на системата, спрямо която биват изчислявани орбиталните параметри (например геоцентрична равнина за орбита около Земята и хелиоцентрична еклиптика за орбита около Слънцето),
• $G$ е гравитационната константа,
• $M$ е масата на централното тяло.

За дадена маса на централното тяло и обща специфична енергия, голямата полуос е винаги една и съща независимо от ексцентрицитета и обратно.

Пример

Международната космическа станция има орбитален период от 91,74 минути и следователно има голяма полуос от 6738 km [1]. За всяка минута допълнителна минута орбитален период се равнява на приблизително 50 km по-дълга ос: за допълнителните 300 km от орбиталната обиколка са необходими 40 секунди, а по-ниската орбитална скорост води до удължаване на периода с още 20 секунди.

Източници

• Шаблон:Икона Jeremy B. Tatum, Небесна механика, Глава 9 – Двуизмерен проблем с две тела (2004)
• Шаблон:Икона Darren M. Williams, Средно разстояние между звезда и планета в ексцентрична орбита, American Journal of Physics, ноември 2003, Издание 71, Брой 11, страници 1198 – 1200Шаблон:Dead link