La velocidad orbital de un cuerpo, generalmente un planeta, un satélite natural, un satélite artificial, o una estrella múltiple, es la velocidad a la cual mueve en órbita alrededor de alrededor del Barycenter de un sistema, generalmente alrededor de un más cuerpo masivo . Puede ser utilizada para referir a cualquiera la velocidad orbital mala, la velocidad media como termina una órbita, o la velocidad orbital instantánea, la velocidad en un punto particular en su órbita.

La velocidad orbital en cualquier posición en la órbita se puede computar de la distancia al organismo central en esa posición, y de la energía orbital específica, que es independiente de la posición: la energía cinética es la energía total menos la energía potencial .

Así, bajo asunciones estándar la velocidad orbital ($v\; \backslash ,$) está:

en general: $v=\; \backslash raíz\; cuadrada\{2\; \backslash \; dejados\; (\{\backslash \; MU\; \backslash \; encima\; \{r\}\}\; +\; \{\backslash \; épsilon\}\; \backslash \; derecho)\}$

• Órbita elíptica : $v=$

\ raíz cuadrada {\ MU \ ido ({2 \ encima {r}} - {1 \ encima {a}} \ derecho)}

• Trayectoria parabólica : $v=\; \backslash \; raíz\; cuadrada\; \{\backslash \; MU\; \backslash \; ido\; (\{2\; \backslash \; encima\; \{r\}\}\; \backslash \; derecho)\}$
  Trayectoria hiperbólica : $v=\; \backslash \; raíz\; cuadrada\; \{\backslash \; MU\; \backslash \; ido\; (\{2\; \backslash \; encima\; \{r\}\}\; +\; \{1\; \backslash \; encima\; \{a\}\}\; \backslash \; derecho)\}$

donde:
el $\backslash \; MU\; \backslash ,$ es el parámetro gravitacional estándar
el $r\; \backslash ,$ es la distancia entre el cuerpo Orbiting y el organismo central
el $\backslash \; el\; épsilon\; \backslash ,$ es la energía orbital específica
¡$a\; \backslash ,\; \backslash !$ es el eje Semi-principal Nota:
¡La velocidad no depende explícitamente de la excentricidad sino es determinada por la longitud del eje Semi-principal ($a\; \backslash ,\; \backslash !$),

Trayectoria radial

En el caso del movimiento radial:
si la energía es no negativa: el movimiento está para la trayectoria entera lejos del organismo central, o para la trayectoria entera hacia él. Para el caso de la cero-energía, ver el escapar la órbita y el para capturar la órbita .
si la energía es negativa: el movimiento puede ser primer lejos del organismo central, hasta r=μ/|ε|, entonces bajando. Éste es el caso del límite de la órbita que es parte de una elipse con la excentricidad que tiende a 1, y del otro final de la elipse que tiende al centro del organismo central. Ver también el tiempo de la caída libre.

Velocidad orbital transversal

La velocidad orbital transversal es inverso proporcional a la distancia al organismo central debido a la ley de la conservación del ímpetu angular, o equivalente, ley segundo de s de Kepler '. Esto indica que como un cuerpo se mueve alrededor de su órbita durante una cantidad de tiempo fija, la línea del barycenter al cuerpo barre un área constante del plano orbital, sin importar el cual la parte de su órbita el cuerpo remonta durante ese periodo de tiempo. Esto significa que el cuerpo se mueve más rápidamente cerca de su Periapsis que cerca de su Apoapsis, 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;

Velocidad orbital mala

Para el se mueve en órbita alrededor con la pequeña excentricidad, la longitud de la órbita está cercano a el de circular, y la velocidad orbital mala se puede aproximar de las observaciones del período orbital y del eje de Semimajor de su órbita, o del conocimiento de las masas de los dos cuerpos y del eje del semimajor. $v\_o\; del$

l \ aproximadamente {2 \ pi a \ sobre T} $v\_o\; del$

l \ aproximadamente \ raíz cuadrada {\ MU \ sobre a}

¡donde $v\_o\; \backslash ,\; \backslash !\; ¡$ es la velocidad orbital, $a\; \backslash ,\; \backslash !\; ¡$ es la longitud del eje, $T\; de\; Semimajor\; \backslash ,\; \backslash !\; ¡$ es el período orbital, y el $\backslash \; MU\; \backslash ,\; \backslash !$ es el parámetro gravitacional estándar . Observar que ésta es solamente una aproximación que es verdad cuando el cuerpo orbiting está de considerablemente poca masa que la central, y la excentricidad está cercana a cero.

que considera la masa del cuerpo orbiting, $v\_o\; del$

l \ aproximadamente \ raíz cuadrada {m_2^2 G \ sobre (m_1 + m_2) r}

¡donde $m\_1\; \backslash ,\; \backslash !\; ¡$ ahora es la masa del cuerpo considerado, $m\_2\; \backslash ,\; \backslash !\; ¡$ es la masa del cuerpo que es movido en órbita alrededor, $r\; \backslash ,\; \backslash !\; ¡$ es específicamente la distancia entre los dos cuerpos (que es la suma de las distancias de cada uno al centro de masa), y $G\; \backslash ,\; \backslash !$ es el constante gravitacional . Esto sigue siendo una versión simplificada; no permite órbitas elípticas, sino que por lo menos permite los cuerpos de masas similares.

¡Para un objeto del en una órbita excéntrica que mueve en órbita alrededor de un cuerpo mucho más grande, la longitud de la órbita disminuye con el $e\; de\; la\; excentricidad\; \backslash ,\; \backslash !$, y se da en la elipse . Esto se puede utilizar para obtener una estimación más exacta de la velocidad orbital media:

$v\_o\; =\; \backslash \; frac\; \{2\; \backslash \; pi\; a\}\; \{T\}\; \backslash \; se\; fue\; -\; \backslash \; -\; del\; frac\; \{5\}\; \{256\}\; e^6\; \backslash \; frac\; \{175\}\; \{16384\}\; e^8\; -\; \backslash \; puntos\; \backslash$ derecho

La velocidad orbital mala disminuye con excentricidad.

Ver también

ejemplos

.

Zenithic

Granada, Nicaragua

Random links:

Árbol de familia de Bourbon | Edme Mariotte | Petirrojo de Nueva Zelandia | Localizaciones de Vermont por renta per cápita | Wolverhampton suroriental (distrito electoral BRITÁNICO del parlamento)