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La planète est au périhélie au point n^o 2.
Remarque : il s'agit bien du point où la planète se trouve au plus près du Soleil, l'ellipse de l'orbite étant ici représentée de biais, non pas vue de dessus.

Le périhélie est le point de la trajectoire d'un objet céleste en orbite héliocentrique qui est le plus proche du Soleil.

Cela se dit aussi de l'époque où l'objet a atteint ce point.

L'antonyme de périhélie est aphélie.

Le périhélie est une dénomination particulière du terme générique astronomique périapside (voir cet article pour plus de détails).

Étymologie |

Périhélie est formé du préfixe péri- (à l’entour de), du grec ancien περί, et de -hélie, du grec ancien ἥλιος (Soleil), par analogie avec périgée ou d'après l'anglais perihelion, forme hellénisée du néolatin perihelium^[1],[2].

Distance au périhélie |

La distance entre le corps et le Soleil, parfois appelée « distance périhélique », vaut :

rper=a(1−e){displaystyle r_{mathrm {per} }=a(1-e)},

où :

• 
  a{displaystyle a} est le demi-grand axe de l'orbite ;


• 
  e{displaystyle e} est l'excentricité de l'orbite.

Vitesse au périhélie |

La vitesse au périhélie vaut :

vper=GM⊙(1+e)a(1−e){displaystyle v_{mathrm {per} }={sqrt {frac {GM_{odot }(1+e)}{a(1-e)}}}},

où :

• 
  G{displaystyle G} est la constante de gravitation ;


• 
  M{displaystyle M} est la masse du Soleil ;


• 
  a{displaystyle a} est le demi-grand axe de l'orbite ;


• 
  e{displaystyle e} est l'excentricité de l'orbite.

Argument du périhélie |

Avance du périhélie |

L'avance du périhélie est le décalage angulaire de la position du périhélie dû à de multiples perturbations qui ne sont pas prises en compte dans le modèle simple d'un système à deux corps classique. Les perturbations impliquées sont de deux types :

• perturbation due aux autres corps (notamment les autres planètes dans un système planétaire),


• effet relativiste, dû à la déformation de l'espace-temps par le corps central.

Le cas le plus connu est celui de l'avance du périhélie de Mercure, qui a permis de tester expérimentalement la relativité générale.

Opposition périhélique |

Cas de la Terre |

La Terre décrit une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers. Elle est au périhélie vers le 4 janvier, à une distance de 0,983 ua.

La date et l'heure (temps universel) de passage de la Terre au périhélie varient légèrement d'une année sur l'autre, du fait de la précession apsidale soit celle de l'orbite terrestre et de diverses perturbations apportées par la position des autres planètes du Système solaire, et du fait des particularités de notre calendrier civil.

On a ci-dessous le schéma simplifié de l'orbite de la Terre autour du Soleil, montrant ces deux points particuliers que sont l’aphélie et le périhélie (l'ellipticité est volontairement exagérée sur ce schéma, l'orbite de la Terre étant en pratique très proche d'un cercle).

Lien avec les saisons |

C'est principalement l'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport au plan de l'écliptique qui est responsable du phénomène des saisons. Ceci étant, le fait que le périhélie tombe au début du mois de janvier et l'aphélie au début du mois de juillet a pour effet de diminuer l'écart de températures entre hiver et été dans l'hémisphère nord et de l'augmenter dans l'hémisphère sud (modification dont l'ordre de grandeur est de 1 °C). En effet l'énergie solaire reçue par la Terre au périhélie est environ 6 % plus importante que celle reçue à l'aphélie^[3],[4].

En outre, en se basant sur les données de l'institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides^{[5][réf. insuffisante]}, on peut constater que, pour l'hémisphère nord, la demi-année froide (automne-hiver) dure environ une semaine de moins que la demi-année chaude (printemps-été). Par exemple, de l'équinoxe d'automne 2013 à l'équinoxe de printemps 2014, cette demi-année (automne-hiver) est 7 j 13 h 31 min^{[6][réf. insuffisante]} plus courte que la période couvrant l'équinoxe de printemps 2013 à l'équinoxe d'automne 2013 (printemps-été pour l'hémisphère nord). La raison est l'application de la deuxième loi de Kepler (loi des aires), selon laquelle la Terre tourne autour du Soleil plus vite lorsqu’elle se trouve près du périhélie que lorsqu’elle se trouve près de l'aphélie. Autrement dit, la vitesse orbitale de l'ensemble Terre-Lune n'est pas constante ; elle est minimale à l'aphélie et maximale au périhélie.

Notes et références |

Voir aussi |

Articles connexes |

• Aphélie


• Périapside


• Soleil


• Terre


• Système solaire


• Avance du périhélie de Mercure

Liens externes |

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