Ce este o orbită

ORBITUL în astronomie este calea corpului ceresc în spațiu. Deși orbita poate fi numit traiectoria unui corp, de obicei, a însemnat mișcarea relativă a corpurilor care interacționează: de exemplu, orbitele planetare în jurul soarelui, sateliții în jurul unei planete sau de o stea în sistemul de stele relativ complex centru comun de masă. Satelitul artificial "intră pe orbită" când începe să se deplaseze de-a lungul unei traiectorii circulare în jurul Pământului sau al Soarelui. Termenul "orbită" este de asemenea utilizat în fizica atomică în descrierea configurațiilor electronice.







Absolut și orbite relative

Orbita absolută este calea corpului în cadrul de referință, care într-un sens poate fi considerat universal și, prin urmare, absolut. Un astfel de sistem este considerat Universul la scară largă, luat în ansamblu, și la numit "un sistem inerțial". O orbită relativă este calea unui corp într-un astfel de cadru de referință, care se mișcă pe orbită absolută (de-a lungul unei traiectorii curbe cu viteză variabilă). De exemplu, orbita unui satelit artificial este indicată, de obicei, de mărime, formă și orientare față de Pământ. În prima aproximare, este o elipsă în centrul căreia se află Pământul, iar planul este fixat în raport cu stelele. Evident, aceasta este o orbită relativă, deoarece este definită în raport cu Pământul, care se mișcă în jurul Soarelui. Observatorul îndepărtat va spune că satelitul se mișcă în raport cu stelele de-a lungul unei căi elicoidale complexe; aceasta este orbita sa absolută. Este clar că forma orbitei depinde de mișcarea cadrului de referință al observatorului.

Nevoia de a distinge orbitele absolute și relative apare deoarece legile lui Newton sunt adevărate doar în cadrul inerțial de referință, prin urmare ele pot fi folosite doar pentru orbite absolute. Totuși, ne ocupăm mereu de orbitele relative ale corpurilor celeste, pentru că observăm mișcarea lor cu Pământul rotativ care se rotește în jurul Soarelui. Dar, în cazul în care observatorul absolut orbita terestră este cunoscută, puteți fie transfera toate orbită relativă în absolută sau să introducă legi ale ecuațiilor Newton, adevărata referință în sistemul Pământului.

Absolută și orbită relativă poate fi ilustrată prin exemplul unei stele duble. De exemplu, Sirius, care pare a fi un ochi cu o singură stea, este o pereche de stele când este privită cu un telescop mare. Calea fiecăruia poate fi urmărită separat cu privire la stelele vecine (având în vedere că ei înșiși se mișcă). Observațiile au arătat că două stele nu circulă numai în jurul valorii de cealaltă, ci se deplasează și în spațiu astfel încât să existe întotdeauna un punct între ele, deplasându-se într-o linie dreaptă cu o viteză constantă (figura 1). Acest punct se numește centrul de masă al sistemului. Aproape cu ea, un cadru inerțial de referință este conectat, iar traiectoriile stelelor cu privire la acesta sunt reprezentate de orbitele lor absolute. Cu cât steaua se îndepărtează mai departe de centrul masei, cu atât este mai ușor. Cunoașterea orbitelor absolute a permis astronomilor să calculeze separat masele de Sirius A și Sirius B.

Dacă măsuram poziția lui Sirius B față de Sirius A, obținem o orbită relativă. Distanța dintre aceste două stele este întotdeauna egală cu suma distanțelor lor față de centrul de masă, astfel încât orbita relativă are aceeași formă ca orbita absolută și este egală cu mărimea sumei lor. Cunoscând mărimea orbitei relative și perioada de revoluție, folosind Legea a treia a lui Kepler, putem calcula numai masa totală a stelelor.

Un exemplu mai complex este mișcarea Pământului, a Lunii și a Soarelui. Fiecare dintre aceste corpuri se mișcă în orbita absolută față de centrul comun al masei. Dar, din moment ce Soarele depășește cu mult peste tot, este obișnuit să descriem Luna și Pământul sub forma unei perechi al cărei centru de masă se deplasează de-a lungul unei orbite relativ eliptice în jurul Soarelui. Cu toate acestea, această orbită relativă este foarte aproape de absolută.

Mișcarea Pământului față de centrul de masă al sistemului Pământ-Lună este măsurată cu cea mai mare precizie folosind telescoapele radio care determină distanța față de stațiile interplanetare. În 1971, atunci când zboară aparat „Mariner 9“ pe Marte prin variatii periodice distantele pentru a determina amplitudinea mișcării Pământului, cu o precizie de 20-30 m Centrul de masă al sistemului Pământ -. Luna se află în interiorul pământului, la 1700 km sub suprafata, iar raportul de masă al Pământului iar Luna este 81,3007. Cunoscând masa lor totală, găsită din parametrii orbitei relative, se poate găsi cu ușurință masa fiecărui corp.

Vorbind despre o mișcare relativă, putem alege în mod arbitrar un punct de referință: orbita relativă a Pământului în jurul Soarelui este exact ca orbita relativă a Soarelui în jurul Pământului. Proiecția acestei orbite pe sfera cerească este numită "ecliptic". În timpul anului, Soarele se mișcă în jurul eclipticului cu aproximativ 1 ° pe zi, iar dacă este văzut de la Soare, atunci Pământul se mișcă la fel de precis. Planul ecliptic este înclinat la planul ecuatorului ceresc la 23 ° 27 ', adică Acesta este unghiul dintre ecuatorul pământului și planul său orbital. Toate orbitele din sistemul solar indică relația cu planul ecliptic.

Orbitele lunii și ale planetelor

Pe exemplul lunii, arătăm cum este descrisă orbita. Aceasta este o orbită relativă, planul căruia este înclinat cu aproximativ 5 ° față de ecliptic. Acest unghi se numește "înclinarea" orbitei lunare. Planul orbitei lunare traversează ecliptica de-a lungul "liniei de noduri". Cel pe care Luna trece de la sud la nord este numit "nod ascendent", iar celălalt - "în jos".







Dacă Pământul și Luna erau izolate de influența gravitațională a altor corpuri, nodurile orbitei lunare ar avea întotdeauna o poziție nemodificată pe cer. Dar din cauza influenței Soarelui asupra mișcării Lunii, nodurile se mișcă înapoi, adică Se deplasează de-a lungul eclipticii la vest, făcând o întoarcere completă timp de 18,6 ani. În mod similar, nodurile orbitelor sateliților artificiali se mișcă datorită influenței deranjante a umflării ecuatoriale a Pământului.

Pământul nu se află în centrul orbitei lunare, ci într-una din focarele sale. De aceea, la un moment dat pe orbită, Luna este cea mai apropiată de Pământ; acesta este un "perigeu". În punctul opus, este cel mai îndepărtat de Pământ; acesta este "apogeul". (Termenii corespunzători pentru soare sunt "perihelion" și "aphelion.") Suma jumătății de distanțe în perige și apogee se numește distanța medie; este egal cu jumătate din diametrul cel mai mare (axa principală) a orbitei, așa că se numește "semiaxis mare". Perigee și apogeul sunt numite "abside", iar linia de legătură - axa principală - se numește "linia apse". Dacă nu ar fi perturbări ale Soarelui și ale planetelor, linia absidelor ar avea o direcție fixă ​​în spațiu. Dar din cauza perturbațiilor, linia apsidelor orbitei lunare se mută spre est cu o perioadă de 8,85 ani. Același lucru se întâmplă și cu liniile absidelor sateliților artificiali sub influența umflării ecuatoriale a Pământului. Planeta liniei de abside (între periheliu și aphelion) merge mai departe sub influența altor planete.

Mărimea orbitei este determinată de lungimea semiaxelor majore, iar forma ei este o cantitate numită "excentricitate". Excentricitatea orbitei lunare este calculată prin formula:

(Distanța de la apogee - Distanța medie) / Distanța medie

fie prin formula

(Distanța medie - Distanța la perigee) / Distanța medie

Pentru planete apogee și perigee în aceste formule sunt înlocuite cu aphelion și periheliu. Excentricitatea orbitei circulare este zero; pentru toate orbitele eliptice este mai mică de 1,0; pentru o orbită parabolică este exact 1,0; în orbite hiperbolice este mai mare de 1,0.

Orbit complet definit daca specificat dimensiune (o distanță medie), forma (excentricitate), înclinația, poziția nodului ascendent și poziția perigeu (la Luna) sau periheliu (planete). Aceste cantități se numesc "elemente" ale orbitei. Elementele de orbită ale unui satelit artificial sunt stabilite în același mod ca și pentru Lună, dar de obicei în raport cu nu eclipticul, ci cu planul ecuatorului pământului.

Luna se învârte în jurul Pământului într-un timp numit "perioada siderală" (27,32 zile); după expirarea acestuia, revine la poziția inițială față de stele; aceasta este perioada sa orbitală adevărată. Dar, în acest timp, Soarele se mișcă de-a lungul eclipticului, iar Luna durează încă două zile pentru a se găsi în faza inițială, adică în poziția anterioară față de Soare. Această perioadă de timp este numită "perioada sinodică" a lunii (aproximativ 29,5 zile). În același mod planetele se învârt în jurul Soarelui în perioada sideral, și sunt supuse unui ciclu complet de configurații - de la „steaua de seară“ la „Luceafărul“ și înapoi - pentru perioada sinodică. Unele elemente ale orbitelor planetelor sunt indicate în tabel.

Distanța medie a satelitului de la componenta principală este determinată de viteza sa la o anumită distanță fixă. De exemplu, Pământul este tras pe o orbită aproape circulară la o distanță de 1 UA. (unitate astronomică) de la Soare la o viteză de 29,8 km / s; orice alt corp care are aceeași viteză la aceeași distanță se va deplasa de-a lungul orbitei cu o distanță medie de Soare de 1 UA. indiferent de forma orbitei și direcția de mișcare de-a lungul acesteia. Astfel, pentru un corp la un anumit punct, mărimea orbitei depinde de valoarea vitezei și de forma ei pe direcția vitezei (vezi Fig.).

Aceasta are o influență directă asupra orbitelor sateliților artificiali. Pentru a aduce satelitul pe o anumită orbită, este necesar să-l dăm la o anumită înălțime deasupra Pământului și să-l informăm cu o anumită viteză într-o anumită direcție. Și trebuie făcut cu mare precizie. Dacă este necesar, de exemplu, a trecut pe orbită la o altitudine de 320 km și nu se abate de la ea cu mai mult de 30 km, nu ar trebui să varieze viteza la înălțimea estimată 310-330 km (7.72 km / s) este mai mare de 5 m / s, iar direcția vitezei trebuie să fie paralelă cu suprafața pământului cu o precizie de 0,08 °

Cele de mai sus sunt relevante pentru comete. De obicei, aceștia călătoresc pe orbite foarte alungite, excentricitățile acestora ajungând adesea la 0,99. Și, deși distanțele lor medii și perioadele orbitale sunt foarte mari, la perihelion se pot apropia de planete mari, spre exemplu lui Jupiter. În funcție de direcția de la care cometa zboară către Jupiter, aceasta poate crește sau descrește viteza prin atracția sa (vezi Fig.). Dacă viteza scade, cometa va merge pe o orbită mai mică; în acest caz, ei spun că este "capturat" de planetă. Toate cometele cu perioade de mai puțin de câteva milioane de ani sunt probabil capturate în acest fel.

Dacă viteza cometului față de Soare crește, atunci orbita sa va crește. Și odată cu apropierea vitezei de o anumită limită, creșterea orbitei se accelerează rapid. La o distanță de 1 UA. de la Soare această viteză limită este egală cu 42 km / s. Cu o viteză mai mare, corpul se deplasează de-a lungul orbitei hiperbolice și nu se întoarce niciodată la periheliu. Prin urmare, această viteză limită se numește "viteza de fugă" de pe orbita Pământului. Mai aproape de Soare, viteza de evadare este mai mare și mai departe de Soare.

Dacă o cometă se apropie de Jupiter de la o distanță mare, viteza sa este aproape de viteza de evadare. Prin urmare, zboară în jurul lui Jupiter, cometa trebuie doar să-și crească viteza puțin pentru a depăși limita și niciodată să se întoarcă din nou în apropierea Soarelui. Astfel de comete sunt numite "aruncate".

Viteza de scăpare de pe Pământ

Conceptul de viteză de evadare este foarte important. Apropo, adesea se numește și viteza de "plecare" sau "alunecare", dar și de "parabolic" sau de "viteza a doua spațiu". Ultimul termen este folosit în astronautică când vine vorba de lansări către alte planete. Așa cum am menționat deja, pentru a deplasa satelitul de-a lungul unei orbite circulare scăzute trebuie raportat o viteză de aproximativ 8 km / s, numită "primul spațiu". (Mai exact, dacă atmosfera nu s-ar amesteca, ar fi de 7,9 km / s la suprafața Pământului.) Pe măsură ce viteza sateliților crește, orbita sa devine din ce în ce mai alungită: distanța medie crește. Când se atinge viteza de fugă, dispozitivul va părăsi Pământul pentru totdeauna.

Calculați această viteză critică este destul de simplă. În apropierea Pământului, energia cinetică a corpului trebuie să fie egală cu lucrarea de gravitate atunci când corpul se deplasează de la suprafața Pământului la "infinit". Deoarece atracția scade rapid cu înălțime (invers proporțională cu pătratul distanței), ne putem limita să lucrăm la o distanță de raza Pământului:

Aici, în stânga, energia cinetică a corpului masei se mișcă cu viteză, iar în dreapta, lucrarea de gravitate mg la o distanță de raza Pământului (R = 6371 km). Din această ecuație găsim viteza (și aceasta nu este o expresie aproximativă, dar exactă):

Deoarece accelerația gravitației la suprafața Pământului este g = 9,8 m / s2, viteza de evacuare va fi de 11,2 km / s.

Soarele însuși, împreună cu planetele din jur și corpurile mici ale sistemului solar, se deplasează de-a lungul orbitei sale galactice. În ceea ce privește cele mai apropiate stele, soarele zboară cu o viteză de 19 km / s spre punctul din constelația lui Hercule. Acest punct este numit "vârful" mișcării solare. În general, întregul grup de stele cele mai apropiate, inclusiv Soarele, orbitează în jurul centrului Galaxiei cu o rază de 25 × 1016 km la o viteză de 220 km / s și o perioadă de 230 milioane de ani. Această orbită are o formă destul de complexă, deoarece mișcarea Soarelui este constant supusă perturbării de la alte stele și nori masivi de gaz interstelar.







Articole similare

Pagina anterioară

Pagina următoare

Trimiteți-le prietenilor: