Orbita je sestavljena iz poti, ki jo ima nek objekt v sončnem sistemu okoli drugega, kot so na primer vsi planeti okoli Sonca.V naslednjem članku bomo izvedeli več o tem, iz česa so sestavljene tirnice. Orbite sončnega sistema in še veliko več.
Na področju fizike je definicija orbite pot, ki ji fizični objekt sledi okoli drugega, medtem ko je pod vplivom močne osrednje sile, kot je gravitacija. Poznavanje teh orbit je bistveno za razumevanje različnih značilnosti planetov sončnega sistema.
zgodovina
Začne se z velikim matematičnim prispevkom Johannesa Keplerja, ki je moral biti oseba, ki je oblikovala velike rezultate 3 zakonov planetarnega gibanja, ki jih je naredil sam, in sicer:
- Kleperjev 1. zakon gibanja planetov: Tam je poudaril, da orbite vseh planetov v sončnem sistemu postanejo eliptične in da niso krožne ali, če tega ni, epicikli, kot se je prej mislilo in da je Sonce v enem od svojih žarišč in ne kot vsi. meni, da je v središču orbit planetov.
- Kleperjev 2. zakon gibanja planetov: Tam opisuje, da orbitalna hitrost vsakega od planetov ni pogosta, kot so tudi verjeli, ampak da bi bila hitrost planeta odvisna od vrste poti med planetom in Soncem.
- Kleperjev 3. zakon gibanja planetov: Tam je Kepler na univerzalen način našel nekakšno korelacijo med tem, kakšne so orbitalne lastnosti vsakega od planetov, ki krožijo okoli Sonca. Za vsakega od planetov je pot med njim in Solom kockasta (razdalja 3), je običajno meritev v astronomskih enotah, to je na enak način kot v primeru obdobja planeta na kvadrat (Period of the Planet 2), ki se meri v zemeljskih letih.
Sloviti Isaac Newton je bil tisti, ki je dokazal, da zakoni velikega Johannesa Keplerja izhajajo iz Newtonove teorije gravitacije in da so na splošno orbite vsakega od teles, ki se običajno odzivajo na silo gravitacije, stožčasti preseki. Poleg tega je bilo njegovo delo temeljnega pomena za razumevanje planeti sončnega sistema.
Tako je tudi sam Isaac Newton poudaril, da se dve telesi nadaljujeta v svojih orbitah dimenzij, ki so običajno obratno sorazmerne z njunima masama glede na njihovo običajno središče mase. Ko eno telo postane veliko večje in ima večjo maso kot v primeru drugega, se naredi nekakšen dogovor, po katerem se središče vsake od mas vzame za osrednjo točko telesa z veliko večjo maso. večji ali večji.
S poznavanjem orbit se lahko na primer naučimo o Zemeljska gibanja, zato je pomembno vedeti Kaj je orbita? in vse v zvezi s tem.
Planetarne orbite
Znotraj tega, kar je planetarni sistem, sestavljen iz:
- Planeti
- Pritlikavi planeti
- Asteroidi
- kometi
- Vesoljska smeti
Vsi krožijo okoli največje glavne zvezde našega Osončja, to je Sonca. Na primer, primer kometa, ki je v orbiti, imenovani parabolična ali znana tudi kot hiperbolična, okoli glavne ali osrednje zvezde, ki bi bila Sonce z omenjeno zvezdo nima gravitacijske povezave in zato ne bo obravnavano kot del tega planetarnega sistema glavne zvezde.
Kometi z jasno hiperbolično orbito niso bili vizualizirani v Osončju. Telesa, ki so gravitacijsko povezana z vsakim od planetov planetarnega sistema, ne glede na to, ali so umetna ali naravna, so tista, ki izvajajo tako imenovane eliptične orbite okoli planeta.
Zaradi dvostranskih gravitacijskih motenj se ekscentričnosti vsake od planetarnih orbit z leti običajno razlikujejo. Planet Merkur, ki je najmanjši planet v celotnem Osončju, ima za razliko od ostalih veliko bolj ekscentrično orbito. Naslednji je Mars, rdeči planet, medtem ko drugi planeti z manj ekscentričnosti postanejo:
- planet venera
- planet neptun
Ko dva predmeta prideta v orbito drug okoli drugega, je tako imenovani periastron začetna točka, na kateri bosta oba objekta najbližje drug drugemu, v primeru tako imenovanega apoastrona pa je to takrat, ko sta oba objekta čim bolj oddaljena drug od drugega. Za več informacij si lahko preberete o aktivnost teles v sončnem sistemu.
V primeru eliptične orbite se središčna točka mas sistema med objektom, ki kroži v orbiti, in objektom, ki je orbiter, nahaja na 1 od žarišč katere koli orbite, vmes ni nič drugega.
V trenutku, ko se eden od planetov približa tako imenovanemu periastronu, planet poveča svojo hitrost. Nasprotno, ko se planet približa svojemu apoastru, potem zmanjša intenzivnost svoje hitrosti.
Intuitivna razlaga
Obstaja več načinov za razlago delovanja orbite, nekateri od njih so naslednji:
- Ko se predmet (Planet, asteroid, komet, satelit, med drugim) premika poševno, pade proti drugemu objektu v orbiti. Vendar se premika tako hitro, da bo ukrivljenost omenjenega orbitiranega predmeta ves čas padla pod njo.
- Močna sila, kot je gravitacija, je odgovorna za vlečenje predmeta na ukrivljeno razdaljo, medtem ko ga poskuša obdržati v ravni črti.
- Ko predmet pade, se tako hitro premakne z ene strani, saj ima potrebno tangencialno hitrost, da se lahko izogne predmetu v orbiti.
Eden najpogosteje uporabljenih primerov za ponazoritev orbite okoli planeta je Newtonov kanjon. Za ta primer si bomo predstavljali top, ki se nahaja na vrhu gore, ki bo streljal topovske krogle, ki imajo vodoravno obliko.
Zahtevano bo, da gora nima zelo velike nadmorske višine, da bi se izognili zemeljskemu ozračju in na enak način lahko prezrli učinke, ki jih povzroča trenje na topovsko kroglo.
Če bi ta top izstrelil kroglo z nizkim začetnim hitrostnim razredom, bi se pot krogle ukrivila in trčila v zemeljsko površino (A). S povečanjem začetne hitrosti bo topovska krogla trčila v zemeljsko površino, vendar tokrat na precej večji razdalji od topa (B), ker se rep medtem spušča, zemeljsko površino se bo tudi upognil.
Ta gibanja so tehnično opredeljena kot orbite, ker opisujejo nekakšno eliptično smer okoli težišča, ki pa se prekine v trenutku trka s planetom Zemlja. Če bi topovsko kroglo izstrelili z veliko hitrostjo, bi se tla ob padcu krogle dovolj ukrivila, tako da krogla nikoli ne bi trčila ob zemeljsko površino.
Povedati je treba, da izvaja orbito brez kakršne koli prekinitve ali brez prečkanja. Tako lahko poudarimo, da obstaja določena hitrost, ki bo ustvarila krožno orbito (C) za vsako od višin nad tisto, kar je osrednja gravitacija.
Če se hitrost detonacije poveča veliko nad to hitrostjo, bodo nastale eliptične orbite (D). Pri veliko višji hitrosti se imenuje Escape hitrost, ki bo spet odvisna od višinskega razreda, od koder je žoga eksplodirala, za katero je povzročena neskončna orbita (E), prvič, paraboličnega razreda in veliko hitrejša od hiperboličnega razredu.
V primeru dveh razredov neskončnih orbit, kot rezultat, objekt uspe pobegniti od gravitacije planeta in gre proti vesolju brez kakršne koli smeri.
Analiza orbitalnih gibanj
Izvedli bomo analizo o tem, kaj je orbitalno gibanje sončnega sistema, začenši z dobro znano klasično teorijo Isaaca Newtona, nato preidemo na Einsteinovo relativistično teorijo in kasneje nadaljujemo z analizo orbit v Newtonov primer in orbite v relativističnem primeru.
Klasična teorija orbite Isaaca Newtona
Za vrsto sistema samo približno dveh teles, ki vplivata drug na drugega le z gravitacijo, je mogoče orbite izračunati s pomočjo dobro znanih Newtonovih zakonov in na enak način z Einsteinovim zakonom univerzalne gravitacije, ki je: Vsota vseh sil bi bila enaka masi, pomnoženi s hitrostjo. Ta zakon nam lahko pomaga razumeti gravitacijo drugih planetov.
Gravitacija je ponavadi sorazmerna zmnožku vsake od mas in obratno sorazmerna s kvadratom poti (ta vrsta izračuna je tista, ki ignorira vse minimalne učinke, kot sta oblika in tudi dimenzije vsakega od njih. teles, ki običajno niso relevantni, če ta telesa krožijo na veliko večji razdalji v primerjavi z lastnimi dimenzijami in je na ta način mogoče zanemariti relativistične učinke, ki so tudi v splošnih okoliščinah Osončja zelo majhni) .
Za izvedbo vsakega od izračunov je priročno, da lahko opišemo, kaj je gibanje v vrsti koordinatnega sistema, ki je osredotočen na to, kaj je težišče sistema. Če eno od teles postane veliko večje od drugega, bo težišče običajno sovpadalo z vrsto središča telesa, ki je veliko težje, zato je mogoče sklepati, da je lažje telo tisto, ki kroži okoli najtežjega.
Teorija Isaaca Newtona pravi, da v problemu 2 teles orbita 1 telesa postane neke vrste stožčasti presek. Orbita je lahko celo odprta, če se objekt nikoli ne vrne, ali pa zaprta, če se objekt vrne, bo vse odvisno od skupne vsote kinetične energije in tudi potenciala sistema, ki deluje na planetarni objekt. Ta vrsta orbite je lahko povezana z vrste planetov v sončnem sistemu.
Einsteinova relativistična teorija
Znano je, da je relativistična teorija v velikem protislovju s tisto, kar je Newtonova teorija gravitacije, saj se delovanje trenutne poti odvija v prvi. Ta in številni drugi razlogi so bili tisto, kar je samega Einsteina spodbudilo k iskanju splošnejše teorije, ki je postala znana kot teorija splošne relativnosti, ki običajno vključuje nekakšno pravilno relativistično predstavo o tem, kaj je gravitacijsko polje.
V tej teoriji bo stanje mase, ki jo najdemo v vesolju, upognilo prostor-čas na tak način, da njegova geometrija ne bo več evklidska, čeprav bo še naprej bolj ali manj evklidska, če omenjene mase in hitrosti vsakega od teles prevzeli nekatere vrednote, kot so tiste, ki so vizualizirane v našem sončnem sistemu.
Tako imenovane planetarne orbite običajno niso strogo stožčasti odseki, temveč so geodetske krivulje, torej nekakšna črta majhne ukrivljenosti, na kateri je upognjena geometrija prostora in časa. Ta teorija ne postane linearna, običajno gre za izračune z njo, na primer, da lahko dobimo rezultat problema 2 teles z enakimi masama.
Druga stvar, ki se jo lahko naučimo, je o Jupitrovi sateliti, kako se imenujejo, kakšne so njihove orbite in še veliko več o njih.
Vendar pa je v primeru planetarnih sistemov, kot je naše Osončje, kjer je osrednja zvezda, ki je Sonce, običajno veliko bolj masivna kot v primeru preostalih planetov, zato je ukrivljenost prostora/časa usmerjena proti Sonce, to v primerjavi z ostalimi planeti in tako lahko domnevamo, da so vsi drugi objekti zato manj masivni in da se premikajo po geodetski geometriji, ki jo ukrivlja samo Sonce.
V primeru vrednosti, ki so prisotne v našem Osončju, so kvantitativni rezultati tega, kar je Einsteinova teorija, približno številčno zelo blizu temu, kaj je Newtonova teorija, torej Newtonova teorija, zato je to upravičeno najbolj praktične namene uporabe Newtonove teorije, ki je običajno računalniško veliko enostavnejša.
Vendar pa Newtonova teorija še ni znala razložiti nekaterih vrst dejstev, ki so bila razrešena z Einsteinovo lastno relativistično teorijo, med njimi je tudi kakšen je učinek napredovanja perihelija, zlasti planeta Merkur, ki ji je uspelo z odličnim približkom razložiti z relativistično teorijo Alberta Einsteina, to pa z Newtonovo teorijo ni mogoče.
Orbite v Newtonovem primeru
Da bi analizirali, kakšno je gibanje mase pod vplivom velike sile, ki se ves čas premika z določenega izhodišča, je najbolj koristno uporabiti koordinate polov, katerih izvor sovpada s tistimi v samo središče sile. V tem koordinatnem sistemu so radialne in prečne komponente naslednje:
Ker je ta sila popolnoma radialna in da je pospešek sorazmeren tej sili, bo to pomenilo, da prečna hitrost postane enaka (0) nič.
kar ima za posledico: 
Po integraciji dobimo naslednje: 
,
kar je nekakšen teoretični dokaz, kaj je Keplerjev 2. zakon. Konstanta integracije I postane kotna možnost na enoto mase. pri čemer
Kjer je dodana spremenljivka:
Radialna sila postane f(r) pomnožena na enoto, kar je arpo izločitvi časovne spremenljivke iz radialne komponente omenjene enačbe, ki jo dobimo,
V primeru gravitacije je univerzalni gravitacijski zakon, ki ga izvaja Isaac Newton, tisti, ki pravi, da je sila obratno prilagojena kvadratu poti,
Kjer (G) postane konstanta univerzalne gravitacije, (m) je masa telesa, ki kroži v orbiti, (M) pa je sestavljena iz mase osrednjega telesa. Če zamenjamo zgornjo enačbo, dobimo,
V primeru gravitacijske sile bo koncept na desni strani omenjene enačbe postal nekakšna konstanta in enačba bo postala podobna harmonski enačbi. Enačba za orbito, ki jo opisuje delec, je sestavljena iz naslednjega:
Kjer so p,e in θ0 postanejo konstante integracije,
Če parameter (e) postane manjši od 1, potem (e) postane ekscentričnost in (a) postane velika polos za nekakšno elipso. Na splošno ga lahko prepoznamo kot enačbo stožnega preseka v koordinatah polov (r,θ).
Orbite v relativističnem primeru
Zdaj je v primeru relativistične teorije problem dveh teles mogoče celo rešiti z uporabo Schwarzschildove rešitve, za katero je gravitacijsko polje, ki ga vzpostavi 2 telo z razredom sferične simetrije. Planetarna orbita v prostor-času postane geodezija Schwarzschildove lastne metrike.
Dobljena orbita bi imela iz neke vrste geodezije tega, kar je Schwarzschildova metrika, enakovredno, kateri bo delec opazil zelo učinkovito radialno hitrost, podano z naslednjim:
Kje je razčlenjeno na naslednji način:
- g c Je konstanta univerzalne gravitacije in tudi svetlobne hitrosti.
- r, postane Schwarzschildova radialna koordinata.
- l, je orbitalni kotni moment planeta na enoto mase.
Konstante gibanja so povezane z energijo in kotnim momentom, ki sta:
Enačba gibanja naredi spremembo u = 1/r, kot v klasičnem primeru, kjer je naslednja:
Za vsakega od planetov, ki pripadajo Osončju, je relativistični popravek, ki ga poda 3. člen 2. člana, običajno minimalen v primerjavi z drugimi členi. Da bi vse to prikazali, je priročno postaviti vrsto brezdimenzionalnega parametra, ki bi bil: ∈ = 2 (GM/cl)2 in izdelava novega tečaja spremenljivke ū = ul2 / GM s tem, kaj je enačba gibanja, ki jo lahko nato prepišemo na naslednji način:
Kje:
Za primer planeta Merkur, parameter ∈ sestoji iz maksimuma in vrednosti, iz katere je dosežena ∈ = 5,09. 10 -8.
Minimum omenjenega izraza pa pomeni, da so relativistični popravki tisti, ki povzročajo le majhne popravke in iz istega razloga Newtonova teorija, ki se imenuje Newtonova, daje tako dobre približke za to, kaj je sončni sistem. Iščemo vsakega od korenov funkcije ƒ (ū), kjer se upošteva najmanjši omenjeni parameter, ki je naslednji:
V primeru planetarnih orbit jih je mogoče določiti v ū1 < ū < ū2 primer u > ū3 kar je izključeno, saj to pomeni, da bo delec padel na Sonce ū → ∞. Rešitev enačbe je podana z naslednjim:
To vrsto integrala je mogoče zmanjšati na eliptični integral tako, da spremenimo spremenljivko iz v = ū1 + 1/t2, ki bo postal kot:
kam: do2 = 1/ (ū2 - oz1), b2 = 1/ (ū3 - oz1). Z uporabo ene od tako imenovanih eliptičnih Jacobijevih funkcij lahko integral dokončamo kot: ∈ 1/2 θ = bns -1 (t/a) z modulom, ki je podan z k = √ b/a, z uporabo te vrste rezultata za enačbo orbite, ki jo je mogoče dobiti:
Kje:
K2 = 2 e∈ + XNUMX (e2), postane modul vseh eliptičnih Jacobijevih funkcij za orbito. Če je ∈ = 0, to pomeni, da je A = 1 – e, B = 2e, n = ½, k = 0 in v tem primeru je orbita planeta popolnoma reducirana na primer klasične Newtonove teorije:
Da gre za nekakšno elipso ekscentričnosti e. Relativistična orbita pa običajno ni periodična, ampak je kvazi-elipsa, ki se gladko vrti okoli Sonca.To je znano kot napredovanje perihela, ki je običajno veliko bolj izrazito, zlasti pri planetu Merkur. .
Glede na rešitev prejšnjih enačb se perihel pojavi pri θ = K/n in naslednja vrednost, za katero je podana, postane θ = 3 K/n, kjer je k ¼ obdobja, ki izvira, tako da je eliptična integral 1. skupne vrste, pri kateri med obema periheloma zasukani kot ne postane 2 π, temveč razred količine, ki je nekoliko večji od:
Za primer planeta Merkur z ∈ = 5, 09. 10-8 napredek navedenega perihelija uspe znašati približno 41.07" na stoletje, običajno je njegova doba približno 88 dni, kar je običajno eksperimentalna vrednost 42.98" na stoletje. Prav ta vrsta dogovora je vzpostavila prvotni velik uspeh teorije, ki ji je dal splošno splošno odobravanje.
Obstaja veliko strokovnjakov na tem področju, ki nadaljujejo s polemiko o tem, kaj je Članek o znanstvenem razkritju sončnega sistema, kjer je v glavnem določena orbita sončnega sistema in vsakega od predmetov, ki ga sestavljajo.
Orbitalno obdobje
Tako imenovano orbitalno obdobje je sestavljeno iz časa, ki ga vesoljski objekt ali planet potrebuje, da lahko v celoti izvede svojo orbito (ko govorimo o objektu, med drugim mislimo na planete, lune, satelite). Obstajajo različni razredi orbitalnih obdobij za te planete ali predmete, ki so okoli Sonca:
- Prvi: Siderično obdobje
Prvo je siderično obdobje, ki je sestavljeno iz časa, ki je potreben, da predmet opravi svojo orbito okoli Sonca glede na satelite ali zvezde. Ta vrsta obdobja velja za pravo obdobje.
- Drugo: sinodično obdobje
Drugo je sestavljeno iz sinodskega obdobja, ki je čas, ki ga bo objekt potreboval, da se ponovno predstavi na začetni točki v vesolju, glede na glavno zvezdo, ki je Sonce, ko ga gledamo s planeta Zemlja. Ta vrsta obdobja je tista, ki zaznava čas med dvema neprekinjenima pristopoma in lahko rečemo tudi, da je to fiktivna orbitalna doba omenjenega objekta. To obdobje se razlikuje od prvega, ker se Zemlja vrti tudi okoli Sonca.
- Tretji: Drakonitsko obdobje
Drakonitsko obdobje je sestavljeno iz časa, ki bo potreben, da isti predmet dvakrat preide skozi vzpenjajoče se vozlišče, ki je točka njegove orbite, ki prečka ekliptično orbito od dela južne poloble proti severu. Ta vrsta obdobja se razlikuje od prvega stranskega obdobja, ker se linija vozličev na splošno počasi spreminja.
- Četrto: Anomalistično obdobje
Četrto je anomalistično obdobje, ki je sestavljeno iz časa, ki bo potreben, da isti objekt dvakrat preide skozi območje svojega perihelija, ki je najbližja točka Soncu. To četrto obdobje se od prvega obdobja razlikuje zaradi dejstvo, da se tudi večji vozliči počasi spreminjajo.
- Peti: tropsko obdobje
5. govori o tropskem obdobju, ki je sestavljeno iz časa, ki bo potreben, da isti predmet dvakrat preide skozi območje pravičnega vzpona nič (2). To je običajno nekoliko krajše kot v primeru prvega stranskega obdobja zaradi precesije tako imenovanih enakonočj.
Geometrijski parametri orbite
Parametri, potrebni za določitev orbite, so tako imenovani orbitalni elementi, ki uporabljajo vrsto 2-masnih modelov, ki upoštevajo zakone gibanja Isaaca Newtona. Torej obstaja približno 6 vrst bistvenih osnovnih parametrov, znani so tudi kot Keplerski elementi, ki častijo slavnega fizika Keplerja in so sestavljeni iz naslednjega:
- Prvi parameter: Dolžina naraščajočega vozlišča = ( Ω )
- Drugi Parameter: Nagib = ( i )
- Tretji Parameter: Argument iz perihelija = ( ω )
- Četrti parameter: Glavna pol os = ( a )
- Peti parameter: Ekscentričnost = ( e )
- Šesti parameter: Povprečna anomalija epohe = ( Mo )
Po drugi strani pa so poleg zgornjih uporabljeni tudi drugi orbitalni elementi:
- Resnična anomalija = (v)
- Mala pol os = (b)
- Linearna ekscentričnost = (∈)
- Ekscentrična anomalija = (E)
- Prava dolžina = (l)
- Orbitalna doba = (T)
Vrste orbit
Opazovali bomo, katere vrste orbit obstajajo v Osončju, ki so razvrščene v 2 glavni, ki sta:
- Za svoje značilnosti.
- Za njegovo osrednje telo.
Po značilnostih
V primeru razvrstitve po svojih značilnostih obstaja približno 14 vrst, ki so:
- Krožna orbita
- Ekliptična orbita
- Eliptična orbita
- Zelo eliptična orbita ali zelo ekscentrična orbita
- Orbita pokopališča
- Hohmann Transfer Orbit
- hiperbolična pot
- Nagnjena orbita
- parabolična pot
- Zajem orbite
- Pobeg iz orbite
- Polsinhrona orbita
- Subsinhrona orbita
- Sinhrona orbita
S strani centralnega telesa
V primeru 2. klasifikacije je to razdeljeno v 3 razrede orbit, ki so:
- Zemljine orbite
- Marsove orbite
- Lunine orbite
- Sončne orbite
Zemljine orbite
V primeru zemeljskih orbit obstaja približno 12 razredov orbit, ki so:
- Geocentrična orbita
- Geosinhrona orbita
- Geostacionarna orbita
- Geostacionarna orbita prenosa
- Nizka zemeljska orbita
- Srednja zemeljska orbita
- Molna orbita
- Blizu ekvatorialne orbite
- lunina orbita
- polarna orbita
- Heliosinhrona orbita
- Orbita tundre
Marsovske orbite
V primeru marsovskih orbit obstajata samo 2 razreda orbit, ki sta:
- Areosinhrona orbita
- Aerostacionarna orbita
lunarna orbita
V primeru Lunarne orbite je samo 1, ki je naslednji:
- lunarna orbita
V primeru, da ne veste, kaj Premiki lune, Lahko ga odkrijete, da se naučite, kakšna je lunina orbita in kako je vzpostavljena.
Sončna orbita
V primeru sončne orbite, na enak način kot lunina, obstaja samo 1, kar je:
- Heliocentrična orbita
