V geometrii se termín poloměrná osa (také semimajorní osa) používá pro popis rozměrů elips a hyperbol.
Elipsa
Hlavní osa elipsy je její nejdelší průměr, přímka, která prochází středem a oběma ohnisky, její konce jsou v nejširších bodech útvaru. Poloměrná osa je polovinou hlavní osy a vede tedy od středu přes ohnisko až k okraji elipsy.
S poloměrnou osou souvisí prostřednictvím excentricity a polopřímkou takto:
.
Parabolu lze získat jako limitu posloupnosti elips, kde jedno ohnisko zůstává pevné, zatímco druhé se může libovolně vzdalovat v jednom směru, přičemž zůstává pevné. Tak a směřují k nekonečnu, rychleji než .
Poloměrná osa je střední hodnota nejmenší a největší vzdálenosti od jednoho ohniska k bodům na elipse. Nyní uvažujme rovnici v polárních souřadnicích s jedním ohniskem v počátku a druhým na kladné ose x,
The mean value of and , is .
Hyperbola
The semi-major axis of a hyperbola is one half of the distance between the two branches; if this is a in the x-direction the equation is:
In terms of the semi-latus rectum and the eccentricity we have
Astronomy
Orbital period
In astrodynamics the orbital period of a small body orbiting a central body in a circular or elliptical orbit is:
where:
je délka poloměrné osy dráhy je standardní gravitační parametr
Všimněte si, že pro všechny elipsy s danou poloměrnou osou je oběžná doba stejná bez ohledu na excentricitu.
V astronomii je poloosa spolu s oběžnou dobou jedním z nejdůležitějších prvků oběžné dráhy. U objektů sluneční soustavy souvisí polohová osa s periodou oběhu podle třetího Keplerova zákona (původně odvozeného empiricky),
kde T je perioda v letech a a je polohová osa v astronomických jednotkách. Ukazuje se, že tento tvar je zjednodušením obecného tvaru pro problém dvou těles, jak jej určil Newton:
kde G je gravitační konstanta a M je hmotnost centrálního tělesa a m je hmotnost obíhajícího tělesa. Obvykle je hmotnost centrálního tělesa o tolik větší než hmotnost obíhajícího tělesa, že m lze zanedbat. Pokud přijmeme tento předpoklad a použijeme typické astronomické jednotky, dostaneme jednodušší tvar, který objevil Kepler.
Pozoruhodné je, že dráha obíhajícího tělesa kolem barycentra i jeho dráha vzhledem k primáru jsou elipsy. Poloměrná osa používaná v astronomii je vždy vzdálenost mezi primárním a sekundárním tělesem; parametry oběhu planet se tedy udávají v heliocentrickém vyjádření. Rozdíl mezi primocentrickými a „absolutními“ drahami lze nejlépe ilustrovat na příkladu soustavy Země-Měsíc. Poměr hmotností je v tomto případě 81,30059. Charakteristická vzdálenost Země-Měsíc, poloosa geocentrické dráhy Měsíce, je 384 400 km. Naproti tomu barycentrická dráha Měsíce má poloosu 379 700 km, přičemž rozdíl 4 700 km připadá na protiběžnou dráhu Země. Průměrná rychlost barycentrické dráhy Měsíce je 1,010 km/s, zatímco průměrná rychlost Země je 0,012 km/s. Součet těchto rychlostí dává geocentrickou průměrnou oběžnou rychlost Měsíce, 1,022 km/s; stejnou hodnotu lze získat, uvažujeme-li pouze hodnotu geocentrické poloosy.
Průměrná vzdálenost
Často se říká, že poloosa je „průměrná“ vzdálenost mezi primárem (ohniskem elipsy) a obíhajícím tělesem. To není zcela přesné, protože záleží na tom, nad čím se průměr bere.
- průměrováním vzdálenosti nad excentrickou anomálií (q.v.) skutečně získáme poloosu.
- průměrování přes skutečnou anomálii (skutečný orbitální úhel měřený v ohnisku) vede kupodivu k poloměrné ose .
- průměrováním přes střední anomálii (část oběžné periody, která uplynula od pericentra, vyjádřená jako úhel) nakonec získáme časový průměr (což pro laiky obvykle znamená „průměr“): .
Časový průměr inverzního poloměru, , je .
Energie; výpočet poloměrné osy ze stavových vektorů
V astrodynamice lze poloměrnou osu vypočítat ze stavových vektorů orbitalu:
for an elliptical orbit and for a hyperbolic trajectory
and
(specific orbital energy)
and
(standard gravitational parameter),
where:
- is orbital velocity from velocity vector of an orbiting object,
- is cartesian position vector of an orbiting object in coordinates of a reference frame with respect to which the elements of the orbit are to be calculated (e.g. geocentrická rovníková pro dráhu kolem Země nebo heliocentrická ekliptikální pro dráhu kolem Slunce),
- je gravitační konstanta,
- hmotnost centrálního tělesa.
Všimněte si, že pro dané centrální těleso a celkovou specifickou energii je poloosa vždy stejná bez ohledu na excentricitu. A naopak, pro dané centrální těleso a poloosu je celková měrná energie vždy stejná.
Příklad
Mezinárodní vesmírná stanice má oběžnou dobu 91,74 minuty, tudíž poloosa je 6738 km . Každá další minuta odpovídá cca 50 km navíc: 300 km délky oběžné dráhy navíc trvá 40 sekund, nižší rychlost představuje dalších 20 sekund.