Órbita - Enciclopedia España

En la física, una órbita es la trayectoria que un objeto hace alrededor de otro objeto mientras que bajo influencia de una fuerza central, tal como gravedad .

Historia

Las órbitas primero eran analizadas matemáticamente por el Johannes Kepler que formuló sus resultados en sus leyes de tres del movimiento planetario . Primero, él encontró que las órbitas de los planetas en nuestra Sistema Solar son el elíptico, no circular (o epicicloidal), como había sido creído previamente, y que el sol no está situado en el centro de las órbitas, pero algo en un foco . En segundo lugar, él encontró que la velocidad orbital de cada planeta no es constante, como había sido previamente pensamiento, pero algo que la velocidad del planeta depende de la distancia del planeta del sol. Y el tercer, Kepler encontró una relación universal entre las características orbitales de todos los planetas que movían en órbita alrededor del sol. Para cada planeta, el cubo de la distancia del planeta del sol, medido en las unidades astronómicas (AU), es igual al cuadrado del período orbital del planeta, medido en años de la tierra. Júpiter, por ejemplo, es el AU aproximadamente 5.2 del sol y su período orbital es 11.86 años de la tierra.2 iguales cubicados 11.86 ajustaron, según lo predicho.

El Isaac Newton demostró que las leyes de Kepler eran derivables de su teoría de la gravitación y que, las órbitas de los cuerpos que respondían a la fuerza de la gravedad era generalmente secciones cónicas que Newton demostró que un par de cuerpos sigue órbitas de las dimensiones que están en la proporción inversa a sus masas sobre su común centro de masa. Donde está mucho más masivo un cuerpo que el otro, es una aproximación conveniente para tomar el centro de masa como coincidiendo con el centro del cuerpo más masivo.

Órbitas planetarias

Dentro de un sistema planetario, de los asteroides (a. planetas de menor importancia) de los planetas del enano de los planetas, de los cometas, y de órbita de la ruina de espacio la estrella central en cometa elíptico de las órbitas A en un parabólico o que la órbita hiperbólica de sobre una estrella central gravitacional no está limitada a la estrella y por lo tanto que no se considera parte del sistema planetario de la estrella. Hasta la fecha, no se ha observado ninguÌn cometa en nuestra Sistema Solar con una órbita distintamente hiperbólica. Los cuerpos que gravitacional están limitados a uno de los planetas en un sistema planetario, el los satélites artificiales naturales de o siguen órbitas sobre ese planeta.

Debido a las perturbaciones gravitacionales mutuo, las excentricidades de las órbitas de los planetas en nuestra Sistema Solar varían en un cierto plazo. El Mercury, el planeta más pequeño de la Sistema Solar, tiene la órbita más excéntrica. En la actual época, el Marte tiene la excentricidad más grande siguiente mientras que las excentricidades más pequeñas son las de las órbitas Venus y Neptuno .

Pues dos objetos se mueven en órbita alrededor, el Periapsis es ese punto en el cual los dos objetos están los más cercanos el uno al otro y el Apoapsis es ese punto en el cual son los más lejanos de uno a.

En la órbita elíptica, el centro de masa del sistema orbiting-movido en órbita alrededor se sentará en un foco de ambas órbitas, con nada presente en el otro foco. Pues un planeta se acerca a periapsis, el planeta aumentará de la velocidad . Pues un planeta se acerca a apoapsis, el planeta disminuirá en velocidad.

Ver también:
Leyes de Kepler del movimiento planetario
Variaciones seculares de las órbitas planetarias

Órbitas de comprensión

Hay algunas maneras comunes de entender órbitas.

como el objeto se mueve de lado, él cae hacia el organismo central. Sin embargo, se mueve tan rápidamente que el organismo central curvará lejos debajo de él.
La fuerza del

A, tal como gravedad, tira del objeto en una trayectoria curvada mientras que intenta volar apagado en una línea recta.

como el objeto se mueve de lado (tangencial), él cae hacia el organismo central. Sin embargo, tiene bastante velocidad tangencial del para faltar el objeto movido en órbita alrededor, y continuará bajando indefinidamente. Esta comprensión es particularmente útil para el análisis matemático, porque el movimiento del objeto se puede describir como la suma de los tres coordenadas unidimensionales que oscilan alrededor de un centro gravitacional.

Como ilustración de una órbita alrededor de un planeta, el modelo del obús del Newton puede probar útil (véase la imagen abajo). Imaginarse un cañón el sentarse encima de una montaña alta, que enciende un obús horizontalmente. La montaña necesita ser muy alta, de modo que el cañón esté sobre la atmósfera de tierra y poder no hacer caso de los efectos de la fricción del aire en la bola de cañón.

Si los fuegos de cañón su bola con una velocidad inicial baja, la trayectoria de la bola curvan hacia abajo y golpean el de tierra (a) . Mientras que se aumenta la velocidad que enciende, el obús golpea el más lejano de la tierra (b) lejos del cañón, porque mientras que la bola todavía está cayendo hacia la tierra, la tierra está curvando cada vez más lejos de ella (véase el primer punto, arriba). Todos estos movimientos son realmente " orbits" en un sentido técnico - están describiendo una porción de una trayectoria elíptica alrededor del centro de gravedad - pero las órbitas son por supuesto interrumpidos pegando la tierra.

Si el obús se enciende con suficiente velocidad, la tierra curva lejos de la bola por lo menos tanto como cae la bola - así que la bola nunca pega la tierra. Ahora está en qué se podría llamar un no-interrumpido, o circumnavigating, la órbita . Para cualquier combinación específica de altura sobre el centro de gravedad, y la masa del planeta, hay una velocidad específica de la leña que produce una órbita circular, según las indicaciones del (c) .

Mientras que la velocidad que enciende se aumenta más allá de esto, una gama de las órbitas elípticas se produce; uno se demuestra en el (d) . Si la leña inicial está sobre la superficie de la tierra como se muestra, también habrá órbitas elípticas a velocidades más lentas; éstos vendrán lo más cerca posible a la tierra enfrente de la leña el punto.

En una velocidad del específico llamada la velocidad de escape, otra vez dependiente en la altura de la leña y masa del planeta, una órbita infinita tal como (e) se produce - una trayectoria parabólica . A incluso velocidades más rápidas el objeto seguirá una gama de la trayectoria hiperbólica . Con sentido práctico, ambos tipos de la trayectoria significan que el objeto es " fractura del free" de la gravedad del planeta, y del " el entrar apagado space".

La relación de la velocidad de dos objetos con la masa se puede considerar así en cuatro clases prácticas, con subtipos:

1. ninguna órbita

2. El interrumpido mueve en órbita alrededor del Gama de trayectorias elípticas interrumpidas

Circumnavigating del

circular

infinito del

Leyes del movimiento de Newton

Para un sistema de solamente dos cuerpos que sean influenciados solamente por su gravedad mutua, sus órbitas se pueden calcular exactamente por las leyes de Newton del movimiento y de la gravedad . Breve, la suma de las fuerzas igualará los tiempos totales su aceleración. La gravedad es proporcional a la masa, y se cae proporcional al cuadrado de la distancia.

Para calcular, es conveniente describir el movimiento en un sistema coordinado que se centre en el cuerpo más pesado, y podemos decir que el cuerpo más ligero está en órbita alrededor del cuerpo más pesado.

Un cuerpo unmoving que está lejos de un objeto grande tiene energía potencial de un más gravitacional que uno que esté cercano, porque puede caer más lejos.

Con dos cuerpos, una órbita es una sección cónica . La órbita puede ser abierta (así que del objeto las vueltas nunca) o cerrado (volviendo), dependiendo total cinético + la energía potencial del sistema. En el caso de una órbita abierta, la velocidad en cualquier posición de la órbita es por lo menos la velocidad de escape para esa posición, en el caso de una órbita cerrada, siempre menos.

Una órbita abierta tiene la forma de una hipérbola (cuando la velocidad es mayor que la velocidad de escape), o una parábola (cuando la velocidad es exactamente la velocidad de escape). Los cuerpos se acercan durante algún tiempo, curvan alrededor de uno a alrededor de la época de su acercamiento más cercano, y después se separan otra vez por siempre. Éste puede ser el caso con algunos cometas si vienen fuera de la Sistema Solar.

Una órbita cerrada tiene la forma de una elipse . En el caso especial que el cuerpo orbiting es siempre la misma distancia del centro, es también la forma de un círculo . Si no, el punto donde está el más cercano el cuerpo orbiting a la tierra es el perigeo, llamado periapsis (menos correctamente, " perifocus" o " pericentron") cuando la órbita está alrededor de un cuerpo con excepción de tierra. El punto donde está el más lejano el satélite de la tierra se llama el apogeo, apoapsis, o a veces apifocus o apocentron. Una línea extraída de periapsis al apoapsis es los línea-de-apsides . Éste es el eje principal de la elipse, la línea a través de su partición más larga.

Los cuerpos Orbiting en órbitas cerradas repiten su trayectoria después de un periodo de tiempo constante. Este movimiento es descrito por las leyes empíricas Kepler, que se pueden derivar matemáticamente de las leyes de Newton. Éstos pueden ser formulado como sigue:

la órbita de un planeta alrededor del Sun es una elipse, con el Sun en uno de los puntos focales de la elipse. Por lo tanto la órbita miente en un plano, llamado el el plano orbital . El punto en la órbita más cercana al cuerpo de atracción es el periapsis. El punto lo más lejos posible del cuerpo de atracción se llama el apoapsis. Hay también términos específicos para las órbitas alrededor de cuerpos particulares; las cosas que mueven en órbita alrededor del Sun tienen un perihelio y un aphelion, las cosas que mueven en órbita alrededor de la tierra tienen un perigeo y un apogeo, y las cosas que mueven en órbita alrededor de la luna tienen un perilune y un apolune (o, sinónimo, un periselene y un aposelene). Una órbita alrededor de cualquier estrella, no apenas el Sun, tiene un periastron y un apastron.

Mientras que el planeta se mueve alrededor de su órbita durante una cantidad de tiempo fija, la línea de Sun al planeta barre un área constante del plano orbital, sin importar el cual la parte de su órbita el planeta remonta durante ese periodo de tiempo. Esto significa que el planeta se mueve más rápidamente cerca de su perihelio que cerca de su aphelion, porque en la distancia más pequeña necesita remontar un mayor arco para cubrir la misma área. Esta ley se indica generalmente como " áreas iguales en time." igual;

Para cada planeta, el cociente de la 3ro energía de su eje semi-principal a la 2da energía de su período es el mismo valor constante para todos los planetas.

A excepción de casos especiales como los puntos des Lagrange no se sabe ninguÌn método para solucionar las ecuaciones del movimiento para un sistema con cuatro o más cuerpos. Las 2 soluciones del cuerpo fueron publicadas por Newton en el Principia en 1687. En 1912, el Karl Fritiof Sundman desarrolló una serie infinita convergente que soluciona el problema de 3 cuerpos; sin embargo, converge demasiado lentamente para ser de mucho uso.

En lugar, las órbitas se pueden aproximar con exactitud arbitrariamente alta. Estas aproximaciones toman dos formas.

Una forma toma el movimiento elíptico puro como base, y agrega términos de la perturbación para explicar la influencia gravitacional de cuerpos múltiples. Esto es conveniente para calcular las posiciones de cuerpos astronómicos. Las ecuaciones del movimiento de la luna, de planetas y de otros cuerpos se saben con gran exactitud, y se utilizan para generar las tablas para la navegación celestial . Hay los fenómenos seculares que tienen que ser ocupados por de los métodos poste-neutonianos .

La forma de la ecuación diferencial se utiliza para los propósitos científicos o del misión-planeamiento. Según las leyes de Newton, la suma de todas las fuerzas igualará los tiempos totales su aceleración ( F = mA ). Por lo tanto las aceleraciones se pueden expresar en términos de posiciones. Los términos de perturbación son mucho más fáciles de describir en esta forma. Predecir posiciones y las velocidades subsecuentes de la inicial unas corresponde a solucionar un problema de valor inicial . Los métodos numéricos calculan las posiciones y las velocidades de los objetos un rato minúsculo en el futuro, después repiten esto. Sin embargo, los errores aritméticos minúsculos de la exactitud limitada de la matemáticas de una computadora acumulan, limitando la exactitud de este acercamiento.

Las simulaciones diferenciadas con una gran cantidad de objetos realizan los cálculos en en parejas una manera jerárquica entre los centros de Massachusetts. Usar este esquema, se han simulado las galaxias, los racimos de estrella y otros objetos grandes.

Análisis del movimiento orbital del de

(véase también la ecuación de la órbita y ley de Kepler la primera . )

Para analizar el movimiento de un cuerpo que se mueve bajo influencia de una fuerza que se dirija siempre hacia un punto fijo, es conveniente utilizar los coordenadas polares con el origen que coincide con el centro de la fuerza. En tales coordenadas los componentes radiales y transversales de la aceleración están, respectivamente: = \ frac {d^2r} {dt^2} - r \ (\ frac {d \ theta} {despegue} \ derecho) ^2 dejado del $a_r del y a_ {\ theta} = \ frac {1} {} \ frac {d} {despegue} \ (r^2 \ frac {d \ theta} {despegue} \ derecho) dejado de r.$

Puesto que la fuerza es enteramente radial, y puesto que la aceleración es proporcional a la fuerza, sigue que la aceleración transversal es cero. Consecuentemente,

$\ frac {} \ dejado de d} {despegue (r^2 \ frac {d \ theta} {despegue} \ derecho) = 0$ .

Después de integrar, tenemos $r^2 \ frac {d \ theta} {despegue} del = {\ el const del rm.}$ que es realmente la prueba teórica ley (línea que ensambla un planeta y el sol barre hacia fuera áreas iguales durante intervalos iguales del tiempo) de Kepler de la 2da de A

El constante del h de la integración es el ímpetu angular por Massachusetts de la unidad. Entonces sigue ese $\ frac {d \ theta} {despegue} del = {h \ sobre r^2} = hu^2$

donde hemos introducido el $auxiliar del u = {1 \ sobre r}$ .

La fuerza radial es el f (r) por unidad es $a_r$ , después la eliminación de la variable de tiempo del componente radial de la ecuación de las producciones del movimiento: $del l \ frac {d^2u} {d \ theta^2} + u = - \ frac {f (1/u)} {h^2u^2}$ .

En el caso de la gravedad, la ley de Newton de la gravitación universal indica que la fuerza es proporcional al cuadrado inverso de la distancia: $f del l (1/u) = a_r = {- GM \ sobre r^2} = - GM u^2$

donde está el constante el G de la gravitación universal, el m es la masa del cuerpo orbiting (planeta), y el M es la masa del organismo central (el Sun). Substituyendo en la ecuación anterior, tenemos $del l \ frac {d^2u} {d \ theta^2} + u = \ frac {GM} {h^2}$ .

Tan para el &ndash de la fuerza gravitacional; o, más generalmente, para el cualquie &ndash cuadrado inverso de la ley de la fuerza de ; el lado derecho de la ecuación se convierte en un constante y la ecuación se considera para ser la ecuación armónica (hasta un cambio del origen de la variable dependiente). La solución es: = \ frac {GM} {h^2} del $u del (\ theta) + A \ lechuga romana (\ theta \ theta_0)$ donde están constantes $A$ y el $\ theta_0$ arbitrarios.

La ecuación de la órbita descrita por la partícula es así: $r del l = \ = \ frac {h^2/GM} {1 del frac {1} {u} + e \ lechuga romana (\ - \ theta_0 de la theta)}$ ,

donde está $e$ :

$e \ equivalente \ frac {h^2A} {} \. de G M$

Esto se puede reconocer generalmente como la ecuación de a Sección cónica en los coordenadas polares ( $r$ , $\ theta$ ). Podemos hacer otra conexión con la descripción clásica de la sección cónica con: $del \ frac {h^2} {GM} = a (1-e^2)$

Si el parámetro $e$ es más pequeño de uno, $e$ es la excentricidad y $a$ el eje Semi-principal de una elipse .

Período orbital

considera también:

l período orbital

Decaimiento orbital

considera también:

orbital del decaimiento Si una cierta parte de la órbita de un cuerpo incorpora una atmósfera, su órbita puede decaer debido a la fricción . En cada periapsis, el objeto raspa el aire, energía perdidosa. Cada vez, la órbita crece menos excéntrica (más circular) porque el objeto pierde energía cinética exacto cuando esa energía está en su máximo. Esto es similar al efecto de retardar un péndulo en su punto más bajo; el punto más alto del oscilación del péndulo se convierte más bajo. Con cada uno sucesivo la reducción más de la trayectoria de la órbita es afectada por la atmósfera y el efecto llega a ser más pronunciado. Eventual, el efecto llega a ser tan grande que la energía cinética máxima no es bastante para volver la órbita sobre los límites del efecto atmosférico de la fricción. Cuando sucede esto el cuerpo torcerá en espiral rápido abajo e intersecará el organismo central.

Los límites de una atmósfera varían violentamente. Durante los máximos solares, las causas de la atmósfera de tierra arrastran hasta cientos kilómetros más alto que durante mínimos solares.

Algunos satélites con las correas conductoras largas pueden también decaer debido a la fricción electromágnetica del campo magnético de la tierra. Básicamente, el alambre corta el campo magnético, y actúa como generador. El alambre mueve electrones desde el vacío cercano en un extremo al cercano-vacío en el otro extremo. La energía orbital se convierte al calor en el alambre.

Las órbitas se pueden influenciar artificial con el uso de los motores del cohete que cambian la energía cinética del cuerpo en un cierto punto en su trayectoria. Ésta es la conversión de la energía química o eléctrica a la energía cinética. De esta manera los cambios en la forma o la orientación de la órbita pueden ser facilitados.

Otro método artificial de influenciar una órbita está con el uso de las velas solares o las velas magnéticas estas formas de propulsión no requieren ninguÌn propulsor o entrada de energía con excepción de la del sol, y así que se pueden utilizar indefinidamente. Ver el Statite para un tal uso propuesto.

El decaimiento orbital puede también ocurrir debido a las fuerzas de marea para los objetos debajo de la órbita síncrona para el cuerpo que son orbiting. La gravedad del objeto orbiting levanta los bombeos de marea en el primario, y puesto que debajo de la órbita síncrona el objeto orbiting está moviendo más rápidamente que la superficie del cuerpo el retraso de los bombeos un ángulo corto detrás de él. La gravedad de los bombeos está apagada levemente del eje del primario-satélite y tiene así un componente a lo largo del movimiento del satélite. El bombeo cercano retarda el objeto más que el bombeo lo acelera lejos, y consecuentemente la órbita decae. Inversamente, la gravedad del satélite en los bombeos aplica el esfuerzo de torsión en el primario y acelera su rotación. Los satélites artificiales son demasiado pequeños tener un efecto de marea apreciable en los planetas que se mueven en órbita alrededor, pero varias lunas en la Sistema Solar están experimentando decaimiento orbital por este mecanismo. El íntimo Phobos de la luna de Marte es un ejemplo típico, y se espera a la superficie de cualquier Marte del impacto o se rompe para arriba en un anillo en el plazo de 50 millones de años.

Finalmente, las órbitas pueden decaer vía la emisión gravitacional este mecanismo de las ondas son extremadamente débiles para la mayoría de los objetos estelares, sólo llegan a ser significativas en caso de que haya una combinación de masa extrema y de aceleración extrema, por ejemplo con los calabozos o las estrellas de neutrón que son orbiting de cerca.

Órbitas de tierra

considera también:

geocéntrico de la órbita

Escalamiento en gravedad

El G del constante gravitacional se mide para ser:
× 10⁻¹¹ N del

(6.001)·m ² /kg ²
(6.001) × 10⁻¹¹ m ³/(kilogramo·s ²)
(6.001) × 10⁻¹¹ (kg/m ³) ^-1s^-2.

Así el constante tiene dimensión density^-1 time^-2. Esto corresponde a las características siguientes.

El escalamiento de distancias (tamaños incluyendo de cuerpos, mientras que guarda de las densidades iguales) da a órbitas similares de sin el escalamiento del tiempo: si por ejemplo se parten en dos las distancias, las masas son divididas por 8, fuerzas gravitacionales por 16 y las aceleraciones gravitacionales por 2. por lo tanto períodos orbitales siguen siendo iguales. Semejantemente, cuando un objeto se cae de una torre, el tiempo que lleva la caída a la tierra sigue siendo igual con un modelo de escala de la torre en un modelo de escala de la tierra.

Cuando todas las densidades son multiplicadas por cuatro, las órbitas son iguales, pero con las velocidades orbitales dobladas.

Cuando todas las densidades son multiplicadas por cuatro, y se parten en dos todos los tamaños, las órbitas son similares, con las mismas velocidades orbitales.

Estas características se ilustran en la fórmula $GT^2 \ sigma del l = 3 \ pi \ (\ frac {a} {r} \ derecho) ^3 dejado,$

para una órbita elíptica con el Semi-principal del eje un, de un pequeño cuerpo alrededor de un cuerpo esférico con el r del radio y el σ medio de la densidad, donde está el período el T orbital.

Papel en la evolución de la teoría atómica

Cuando la estructura atómica primero fue sondada experimental temprano en el vigésimo siglo, un cuadro temprano del átomo lo retrató como una Sistema Solar miniatura limita por la fuerza de culombio algo que por gravedad. Esto era contrario con la electrodinámica y el modelo fue refinado progresivamente como teoría de quántum desarrollada, pero hay una herencia del cuadro en el orbital del término para la función de onda de un estado enérgio limitado del electrón .

Ver también

Tipos de órbita:
Órbita del satélite artificial
Órbita de la caja
Órbita circular
Órbita elíptica
órbita geoestacionaria o de Clarke
Órbita geosincrónica
Órbita del halo
Órbita de la transferencia de Hohmann
Órbita de Lissajous
Órbita de Lyapunov
Órbita de Molniya
Órbita de Rosetta
Órbita de la tundra Elementos de una órbita:
eje Semi-principal
Excentricidad
Inclinación
Discusión del periapsis
Tiempo del paso del periapsis
Longitud celestial del nodo ascendente Conceptos relacionados:
Gravedad, catapulta gravitacional, y velocidad de escape
Trayectoria, hiperbólico y trayectoria parabólica
Red de transporte interplanetaria
Leyes de Kepler del movimiento planetario
Ecuación de la órbita
problema del N-cuerpo
Vuelo espacial orbital /vuelo espacial suborbital
Maniobra orbital, movimiento retrógrado
Energía orbital específica
Período orbital
Velocidad orbital

Zenithic

Jan C. Huly

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