Was ist eine Umlaufbahn des Sonnensystems? Geschichte, Typen und mehr

Die Umlaufbahn besteht aus der Bahn, die ein Objekt im Sonnensystem um ein anderes herum hat, wie zum Beispiel alle Planeten um die Sonne.Im folgenden Artikel erfahren wir mehr darüber, woraus die Umlaufbahnen bestehen. Umlaufbahnen des Sonnensystems und vieles mehr.

Auf dem Gebiet der Physik besteht die Definition der Umlaufbahn aus der Bahn, auf die sich ein physikalisches Objekt um ein anderes bezieht, während es unter dem Einfluss einer starken zentralen Kraft wie der Schwerkraft steht.

Geschichte

Es beginnt mit dem großen mathematischen Beitrag von Johannes Kepler, der die Person sein sollte, die die großartigen Ergebnisse der 3 Gesetze der Planetenbewegung formulierte, die von ihm selbst gemacht wurden, nämlich:

• Klepers 1. Gesetz der Planetenbewegung: Hier wies er darauf hin, dass die Umlaufbahnen aller Planeten im Sonnensystem elliptisch werden und dass sie nicht kreisförmig oder, falls dies nicht der Fall ist, Epizyklen sind, wie früher angenommen wurde, und dass die Sonne in einem ihrer Brennpunkte stand und nicht wie alle denkt, dass es im Zentrum der Umlaufbahnen der Planeten ist.

• Klepers 2. Gesetz der Planetenbewegung: Dort beschreibt er, dass die Umlaufgeschwindigkeit jedes Planeten nicht häufig ist, wie auch angenommen wurde, sondern dass die Geschwindigkeit des Planeten von der Art des Weges zwischen dem Planeten und der Sonne abhängt.

• Klepers 3. Gesetz der Planetenbewegung: Hier fand Kepler auf universelle Weise eine Art Korrelation zwischen den Bahneigenschaften jedes der Planeten, die um die Sonne kreisen.Für jeden der Planeten ist der Weg zwischen ihm und der Sonne die Kubikzahl (Entfernung ³), ist normalerweise die Messung in astronomischen Einheiten, dies ist genauso wie bei der Periode des Planeten im Quadrat (Period of the Planet ²), die in Erdenjahren gemessen wird.

Der berühmte Isaac Newton war die Person, die zeigte, dass die Gesetze des großen Johannes Kepler aus Newtons Gravitationstheorie stammten und dass im Allgemeinen die Umlaufbahnen aller Körper, die früher auf die Schwerkraft reagierten, Kegelschnitte waren.

So wies auch Isaac Newton selbst darauf hin, dass zwei Körper ihre Bahnen mit Dimensionen fortsetzen, die normalerweise umgekehrt proportional zu ihren jeweiligen Massen um ihren üblichen Massenschwerpunkt sind. Wenn ein Körper viel größer und massereicher wird als der andere, wird eine Art Konvention getroffen, wonach der Mittelpunkt jeder der Massen als Mittelpunkt des Körpers mit einer viel größeren Masse angenommen wird. größer oder größer.

Durch die Kenntnis der Umlaufbahnen können wir zum Beispiel etwas über die erfahren Bewegungen der Erde, deshalb ist es wichtig zu wissen Was ist eine Umlaufbahn? und alles was dazu gehört.

Planetenbahnen

Innerhalb dessen befindet sich ein Planetensystem, das sich zusammensetzt aus:

• Die Planeten
• Die Zwergplaneten
• Asteroiden
• die Kometen
• Weltraumschrott

Sie alle kreisen um den größten Hauptstern unseres Sonnensystems, also die Sonne, zum Beispiel im Fall eines Kometen, der sich in einer parabolischen oder auch hyperbolischen Umlaufbahn um den Haupt- oder Zentralstern befindet Die Sonne hat keine gravitative Verbindung mit diesem Stern und wird daher nicht als Teil dieses Planetensystems des Hauptsterns betrachtet.

Kometen mit eindeutig hyperbolischen Umlaufbahnen wurden im Sonnensystem nicht sichtbar gemacht. Die Körper, die gravitativ mit jedem der Planeten des Planetensystems verbunden sind, ob künstlich oder natürlich, sind diejenigen, die die sogenannten elliptischen Bahnen um den Planeten ausführen.

Aufgrund bilateraler Gravitationsstörungen neigen die Exzentrizitäten jeder der Planetenbahnen dazu, sich im Laufe der Jahre zu unterscheiden. Der Planet Merkur, der kleinste Planet im gesamten Sonnensystem, hat im Gegensatz zu den anderen eine viel exzentrischere Umlaufbahn. Der nächste ist Mars, der Rote Planet, während die anderen Planeten mit weniger Exzentrizität zu Folgendem werden:

• der Planet Venus
• der Planet Neptun

In dem Moment, in dem 2 Objekte zwischen ihnen in eine Umlaufbahn kommen, besteht das sogenannte Periastron aus dem anfänglichen Extrem, in dem beide Objekte näher beieinander sein werden, und im Fall des sogenannten Apoastrons, wenn beide Objekte näher beieinander liegen so weit wie möglich voneinander entfernt.

Im Fall einer elliptischen Umlaufbahn befindet sich der Mittelpunkt der Massen des Systems zwischen dem Objekt, das umkreist wird, und dem Objekt, das der Orbiter ist, in einem der Brennpunkte beider Umlaufbahnen, dazwischen liegt nichts anderes.

In dem Moment, in dem sich einer der Planeten dem sogenannten Periastron nähert, erhöht der Planet seine Geschwindigkeit. Das Gegenteil, wenn sich der Planet seinem Apoastro nähert, dann verringert er die Intensität seiner Geschwindigkeit.

Intuitive Erklärung

Es gibt mehrere Möglichkeiten, die Funktionsweise einer Umlaufbahn zu erklären, einige davon sind die folgenden:

• Wenn sich ein Objekt (Planet, Asteroid, Komet, Satellit usw.) schräg bewegt, fällt es auf ein anderes umlaufendes Objekt zu. Es bewegt sich jedoch so schnell, dass die Krümmung des umkreisten Objekts jederzeit unterschritten wird.

• Eine starke Kraft wie die Schwerkraft ist dafür verantwortlich, ein Objekt über eine gekrümmte Distanz zu ziehen, während versucht wird, es in einer geraden Linie zu halten.

• Wenn ein Objekt zu fallen kommt, bewegt es sich so schnell von einer Seite, da es die notwendige Tangentialgeschwindigkeit hat, um dem umlaufenden Objekt ausweichen zu können.

Eines der am häufigsten verwendeten Beispiele zur Veranschaulichung einer Umlaufbahn um einen Planeten ist Newtons Canyon. Für dieses Beispiel stellen wir uns eine Kanone vor, die sich auf der Spitze eines Berges befindet und Kanonenkugeln mit horizontaler Form abfeuert.

Es ist erforderlich, dass der Berg keine sehr große Höhe hat, um die Erdatmosphäre zu vermeiden und auf die gleiche Weise die durch Reibung an der Kanonenkugel verursachten Auswirkungen ignorieren zu können.

Wenn diese Kanone einen Ball mit einer niedrigen Anfangsgeschwindigkeitsklasse abfeuern würde, würde sich die Bahn des Balls krümmen und mit der Erdoberfläche (A) kollidieren. Durch Erhöhung der Anfangsgeschwindigkeit wird die Kanonenkugel mit der Erdoberfläche kollidieren, diesmal jedoch in einem viel größeren Abstand von der Kanone (B), da sich der Schwanz inzwischen absenkt, die Erdoberfläche wird sich auch krümmen.

Technisch werden diese Bewegungen als Umlaufbahnen bezeichnet, weil sie eine Art elliptische Richtung um einen Schwerpunkt beschreiben, die jedoch im Moment der Kollision mit der Erde unterbrochen wird. Wenn die Kanonenkugel mit hoher Geschwindigkeit abgefeuert würde, würde sich der Boden beim Fallen der Kugel so weit krümmen, dass die Kugel niemals mit der Erdoberfläche kollidieren würde.

Es muss gesagt werden, dass es eine Umlaufbahn ohne jede Art von Unterbrechung oder ohne jegliche Kreuzung ausführt. Wir können also hervorheben, dass es eine bestimmte Geschwindigkeit gibt, die eine kreisförmige Umlaufbahn (C) für jede der Höhen über dem Mittelpunkt der Schwerkraft erzeugt.

Wenn die Geschwindigkeit der Detonation weit über diese Geschwindigkeit hinaus zunimmt, werden elliptische Umlaufbahnen (D) erzeugt. Bei einer viel höheren Geschwindigkeit wird sie als Fluchtgeschwindigkeit bezeichnet, die wiederum von der Höhenklasse abhängt, aus der die Kugel detoniert, für die eine unendliche Umlaufbahn (E) verursacht wird, erstens von der parabolischen Klasse und viel schneller als die hyperbolische Klasse.

Im Fall der 2 Klassen unendlicher Umlaufbahnen gelingt es dem Objekt infolgedessen, der Schwerkraft des Planeten zu entkommen und sich richtungslos in Richtung Weltraum zu bewegen.

Orbitale Bewegungsanalyse

Wir werden eine Analyse bezüglich der Umlaufbahnbewegung des Sonnensystems durchführen, beginnend mit der bekannten klassischen Theorie von Isaac Newton, dann gehen wir weiter zu Einsteins relativistischer Theorie und später zur Analyse der Umlaufbahnen in der Newtonsche Fall und die Orbits im relativistischen Fall.

Isaac Newtons klassische Theorie der Umlaufbahn

Für eine Art System von nur etwa 2 Körpern, die nur von der Schwerkraft beeinflusst werden, können die Bahnen mit Hilfe der bekannten Newtonschen Gesetze berechnet werden und ebenso mit dem Einsteinschen Gesetz der universellen Gravitation, das lautet: Die Summe aller Kräfte wäre gleich Masse mal Geschwindigkeit.

Die Schwerkraft ist tendenziell proportional zum Produkt jeder der Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat des Weges (diese Art der Berechnung ist diejenige, die alle minimalen Effekte wie die Form und auch die Abmessungen jedes einzelnen ignoriert der Körper, die normalerweise nicht relevant sind, wenn diese Körper im Vergleich zu ihren eigenen Dimensionen in einem viel größeren Abstand umkreisen und auf diese Weise die relativistischen Effekte vernachlässigt werden können, die auch unter den allgemeinen Umständen des Sonnensystems sehr gering sind) .

Um jede der Berechnungen durchzuführen, ist es zweckmäßig, beschreiben zu können, welche Bewegung in einem Typ von Koordinatensystem stattfindet, das auf den Schwerpunkt des Systems ausgerichtet ist. Wenn einer der Körper viel größer wird als der andere, fällt der Schwerpunkt normalerweise mit der Art des Mittelpunkts des viel schwereren Körpers zusammen, sodass daraus abgeleitet werden kann, dass der leichteste Körper derjenige ist, der den schwersten umkreist.

Isaac Newtons Theorie besteht darin, dass bei einem 2-Körper-Problem die 1-Körper-Bahn zu einer Art Kegelschnitt wird. Die Umlaufbahn kann sogar offen sein, wenn das Objekt nie zurückkehrt, oder wenn es geschlossen wird, für den Fall, dass dieses Objekt zurückkehrt, hängt alles von der Gesamtsumme der kinetischen Energie und auch dem Potenzial des Systems ab, das es auf den ausübt planetarisches Objekt.

Einsteins Relativistische Theorie

Es ist bekannt, dass die relativistische Theorie in großem Widerspruch zu der Newtonschen Gravitationstheorie steht, da die Wirkung der momentanen Bahn in der ersten stattfindet. Diese und viele weitere Gründe bewegten Einstein selbst zur Suche nach einer allgemeineren Theorie, die als Allgemeine Relativitätstheorie bekannt wurde und normalerweise eine Art korrekte relativistische Darstellung dessen beinhaltet, was das Gravitationsfeld ist.

In dieser Theorie wird der Zustand einer im Weltraum gefundenen Masse die Raumzeit so krümmen, dass ihre Geometrie aufhört, euklidisch zu sein, obwohl sie mehr oder weniger euklidisch bleibt, wenn die Massen und Geschwindigkeiten jedes einzelnen der Körper kommen, um einige Werte zu nehmen, wie sie in unserem Sonnensystem visualisiert werden.

Die sogenannten Planetenbahnen sind normalerweise keine streng konischen Schnitte, sondern eher geodätische Kurven, das heißt, sie sind eine Art Linie mit kleiner Krümmung auf der gefalteten Geometrie von Raum und Zeit. Diese Theorie wird nicht linear, es geht meist darum, damit zu rechnen, um beispielsweise das Ergebnis eines Problems von 2 Körpern mit identischen Massen zu erhalten.

Eine andere Sache, die wir lernen können, ist über die Jupiter-Satelliten, wie sie heißen, wie ihre Umlaufbahnen sind und vieles mehr über sie.

Allerdings ist bei Planetensystemen wie unserem Sonnensystem, wo der Zentralstern, also die Sonne, in der Regel viel massereicher ist als bei den übrigen Planeten, so eine Krümmung von Raum/Zeit, die sich in Richtung der Sonne, dies im Vergleich zu den anderen Planeten, und so können wir davon ausgehen, dass alle anderen Objekte daher weniger massiv sind und sich gemäß der von der Sonne selbst gebogenen geodätischen Geometrie bewegen.

Für den Fall der in unserem Sonnensystem vorhandenen Werte sind die quantitativen Ergebnisse dessen, was Einsteins Theorie ist, numerisch gesehen ungefähr sehr nahe an dem, was Newtons Theorie ist, dh der Newtonschen Theorie, so dass dies dazu führt, dass sie gerechtfertigt ist die praktischsten Zwecke, die Newtonsche Theorie zu verwenden, die normalerweise rechnerisch viel einfacher ist.

Die Newtonsche Theorie konnte jedoch bestimmte Arten von Tatsachen, die durch Einsteins eigene relativistische Theorie gelöst wurden, noch nicht erklären, darunter die Auswirkung des Vorrückens des Perihels, insbesondere des Planeten Merkur, den sie bewältigt hat mit Albert Einsteins relativistischer Theorie in hervorragender Näherung zu erklären, nicht aber mit Newtons Theorie.

Umlaufbahnen im Newtonschen Fall

Um zu analysieren, was die Bewegung einer Masse unter dem Einfluss einer großen Kraft ist, die sich zu jeder Zeit von einem festen Ausgangspunkt aus bewegt, ist es am nützlichsten, die Koordinaten der Pole zu verwenden, deren Ursprung mit denen der Masse zusammenfällt Kraftzentrum selbst. In diesem Koordinatensystem sind die radialen und transversalen Komponenten wie folgt:

Aufgrund der Tatsache, dass diese Kraft vollständig radial ist und die Beschleunigung wiederum proportional zu dieser Kraft ist, impliziert dies, dass die Quergeschwindigkeit gleich (0) Null wird.

Was in ... resultiert: 

Nach der Integration erhält man Folgendes:

,

was eine Art theoretischer Beweis dafür ist, was Keplers 2. Gesetz ist. Die Integrationskonstante I wird zur Winkelwahrscheinlichkeit pro Masseneinheit. Wodurch,

Wo eine hinzugefügte Variable von:

 

Die Radialkraft wird zu f(r) mal Eins, was a ist_r, nach Eliminierung der Zeitvariablen aus der radialen Komponente der Gleichung, die erhalten wird,

Im Falle der Schwerkraft ist das von Isaac Newton ausgeführte universelle Gravitationsgesetz dasjenige, das besagt, dass die Kraft umgekehrt zum Quadrat der Flugbahn angepasst wird,

Wobei (G) die Konstante der universellen Gravitation wird, (m) die Masse des umkreisenden Körpers ist und (M) aus der Masse des Zentralkörpers besteht. Durch Einsetzen in die obige Gleichung erhalten wir

Für den Fall der Gravitationskraft wird der Begriff auf der rechten Seite dieser Gleichung zu einer Art Konstante, und die Gleichung wird ihrerseits der harmonischen Gleichung ähneln. Die Gleichung für die Umlaufbahn, die durch das Teilchen beschrieben wird, setzt sich wie folgt zusammen:

Wo p, e und θ₀ werden die Konstanten einer Integration,

Wenn der Parameter (e) kleiner als 1 wird, dann wird (e) zur Exzentrizität und (a) zur großen Halbachse für eine Art Ellipse. Allgemein ist sie als Kegelschnittgleichung in den Koordinaten der Pole (r,θ) zu erkennen.

Umlaufbahnen im relativistischen Fall

Nun, im Fall der relativistischen Theorie kann das 2-Körper-Problem sogar mit der Schwarzschild-Lösung gelöst werden, für die das Gravitationsfeld von 1 Körper mit einer Klasse von Kugelsymmetrie festgelegt wird. Die Planetenumlaufbahn in der Raumzeit wird zu einer Geodäte der Schwarzschild-eigenen Metrik.

Die erhaltene Umlaufbahn hätte aus einer Art Geodäte dessen, was die Schwarzschild-Metrik davon ist, ein Äquivalent, zu dem das Teilchen eine sehr effektive radiale Geschwindigkeit bemerken wird, die durch Folgendes gegeben ist:

Wobei es sich wie folgt aufgliedert:

• g c Es ist die Konstante der universellen Gravitation und auch der Lichtgeschwindigkeit.

• r, wird zur Schwarzschild-Radialkoordinate.

• l, ist der Bahndrehimpuls des Planeten pro Masseneinheit.

Die Bewegungskonstanten sind mit Energie und Drehimpuls verknüpft, die sind:

Die Bewegungsgleichung macht die Änderung von u = 1/r, wie im klassischen Fall, wo es so ist:

Für jeden der zum Sonnensystem gehörenden Planeten ist die relativistische Korrektur, die durch den 3. Term des 2. Mitglieds gegeben ist, im Vergleich zu den anderen Termen normalerweise minimal. Um dies alles zu demonstrieren, ist es zweckmäßig, eine Art dimensionslosen Parameter zu platzieren, der wäre: ∈ = 2 (GM/cl)² und Erstellen eines neuen Wechselkurses der Variablen ū = ul² / GM mit was ist die Bewegungsgleichung die dann wie folgt umgeschrieben werden kann:

Wo:

Für den Planeten Merkur der Parameter _∈ besteht aus dem Maximum und dem Wert, ab dem erreicht wird ∈ = 5,09. 10 ^-8.

Das Minimum dieses Begriffs bedeutet jedoch, dass die relativistischen Korrekturen diejenigen sind, die nur kleine Korrekturen erzeugen, und aus demselben Grund gibt Newtons Theorie, die als Newtonsche Theorie bezeichnet wird, so gute Annäherungen an das, was das Sonnensystem ist. Suchen Sie nach jeder der Wurzeln der Funktion ƒ (ū), wobei das Minimum des Parameters berücksichtigt wird, das das Folgende ist:

Im Fall von Planetenbahnen können sie in ū festgelegt werden₁ < ū < ū₂ der Fall u > ū₃ was ausgeschlossen ist, da dies impliziert, dass das Teilchen auf die Sonne ū → ∞ fallen wird. Die Lösung der Gleichung ergibt sich aus:

Ein solches Integral lässt sich auf ein elliptisches Integral zurückführen, indem man die Variable von v = ū ändert₁ + 1/t², werden als:

wohin² = 1/ (ū₂ - oder₁), B² = 1/ (ū₃ - oder₁). Mit einer der sogenannten elliptischen Jacobi-Funktionen kann das Integral vervollständigt werden zu: ∈ ^1/2 θ = Mrd ^-1 (t/a) mit einem Modul, das durch k = √ b/a gegeben ist, unter Verwendung dieser Art von Ergebnis für die Bahngleichung, die erhalten werden kann:

Wo:

K² = 2 e∈ + XNUMX (z²), wird zum Modul aller elliptischen Jacobi-Funktionen für eine Umlaufbahn. Wenn ∈ = 0, bedeutet dies, dass A = 1 – e, B = 2e, n = ½, k = 0 und in diesem Fall wird die Umlaufbahn des Planeten vollständig auf den Fall der klassischen Newtonschen Theorie reduziert:

Dass es eine Art Ellipse der Exzentrizität ist, z. Die relativistische Umlaufbahn ist jedoch normalerweise nicht periodisch, sondern eine Quasi-Ellipse, die sich gleichmäßig um die Sonne dreht, was als Perihelvorschub bekannt ist, der normalerweise viel ausgeprägter ist, insbesondere für den Planeten Merkur. .

Aus der Lösung der vorherigen Gleichungen ergibt sich, dass das Perihel bei θ = K/n auftritt und der nächste Wert, für den angegeben wird, θ = 3 K/n wird, wobei k ¼ der Periode ist, die ihren Ursprung hat, also die Ellipse ist Integral der 1. Gesamtart, für die zwischen den 2 Perihelen der gedrehte Winkel nicht 2 π wird, sondern eine Größenklasse, die geringfügig größer ist als:

Für den Fall des Planeten Merkur mit ∈ = 5, 09. 10^-8 der Fortschritt des angezeigten Perihels beträgt ungefähr 41.07 Zoll pro Jahrhundert, im Allgemeinen beträgt seine Periode ungefähr 88 Tage, was normalerweise dem experimentellen Wert von 42.98 Zoll pro Jahrhundert entspricht. Es war diese Art von Vereinbarung, die den ursprünglichen großen Erfolg der Theorie begründete, der ihr eine breite allgemeine Zustimmung verschaffte.

Es gibt viele Experten auf diesem Gebiet, die mit einer Kontroverse darüber fortfahren, was das ist Artikel zur wissenschaftlichen Offenlegung des Sonnensystems, wo die Umlaufbahn des Sonnensystems und jedes der Objekte, aus denen es besteht, hauptsächlich festgelegt sind.

Umlaufzeit

Die sogenannte Umlaufzeit besteht aus der Dauer, die ein Weltraumobjekt oder ein Planet benötigt, um seine Umlaufbahn vollständig ausführen zu können (wenn wir von einem Objekt sprechen, beziehen wir uns unter anderem auf Planeten, Monde, Satelliten). Es gibt verschiedene Klassen von Umlaufzeiten für diese Planeten oder Objekte, die sich um die Sonne befinden:

• Die Erste: Sternzeit

Die erste ist die Sternenperiode, die aus der Zeit besteht, die ein Objekt in Bezug auf Satelliten oder Sterne benötigt, um seine Umlaufbahn um die Sonne abzuschließen. Dieser Periodentyp wird als echter des Objekts betrachtet.

• Die Zweite: Synodische Periode

Die zweite besteht aus der synodischen Periode, das ist die Zeit, die ein Objekt braucht, um sich wieder an einem Anfangspunkt im Weltraum zu präsentieren, in Bezug auf den Hauptstern, der die Sonne ist, wenn es vom Planeten Erde aus gesehen wird. Diese Art von Periode ist diejenige, die die Zeit zwischen zwei kontinuierlichen Annäherungen intuitiv angibt, und wir können auch sagen, dass es sich um die fiktive Umlaufzeit des Objekts handelt. Diese Periode unterscheidet sich von der ersten, weil sich auch die Erde um die Sonne dreht.

• Die Dritte: Drakonitische Periode

Die drakonitische Periode besteht aus der Zeit, die dasselbe Objekt benötigt, um zweimal seinen aufsteigenden Knoten zu passieren, der der Punkt seiner Umlaufbahn ist, der die Umlaufbahn der Ekliptik von dem Teil der südlichen Hemisphäre nach Norden kreuzt. Diese Art von Periode unterscheidet sich von der ersten siderischen Periode, da die Knotenlinie im Allgemeinen langsam variiert.

• Die Vierte: Anomalistische Periode

Die vierte ist die anomalistische Periode, die aus der Zeit besteht, die dasselbe Objekt benötigt, um zweimal den Bereich seines Perihels zu passieren, der der sonnennächste Punkt ist.Diese vierte Periode unterscheidet sich von der ersten Periode durch die Tatsache, dass auch die größeren Knötchen langsam variieren.

• Die Fünfte: Tropenzeit

Die 5. handelt von der Tropenperiode, die aus der Zeit besteht, die es dauert, bis dasselbe Objekt zweimal den Bereich des geraden Aufstiegs von Null (2) passiert. Diese ist wegen der Präzession der sogenannten Äquinoktien meist etwas kürzer als bei der ersten Sternenperiode.

Geometrische Parameter der Umlaufbahn

Die Parameter, die zur Bestimmung einer Bahn benötigt werden, sind die sogenannten Bahnelemente, wobei eine Art 2-Massen-Modell verwendet wird, das den Bewegungsgesetzen von Isaac Newton gehorcht. Es gibt also etwa 6 Arten von wesentlichen Grundparametern, sie werden auch als Keplersche Elemente bezeichnet, die den berühmten Physiker Kepler ehren und sich wie folgt zusammensetzen:

• Der erste Parameter: Aufsteigende Knotenlänge = ( Ω )

• El Segundo Parámetro: Tonhöhe = ( i )

• Der dritte Parámetro: Argument aus Perihel = ( ω )

• Der vierte Parameter: Große Halbachse = ( a )

• Der fünfte Parameter: Exzentrizität = ( e )

• Der sechste Parameter: Durchschnittliche Anomalie der Epoche = ( M_o )

Andere Orbitalelemente, die zusätzlich zu den oben genannten verwendet werden, sind andererseits:

• Wahre Anomalie = (v)

• Kleine Halbachse = (b)

• Lineare Exzentrizität = (∈)

• Exzentrische Anomalie = (E)

• Wahre Länge = (l)

• Umlaufzeit = (T)

Arten von Umlaufbahnen

Wir werden beobachten, welche Arten von Umlaufbahnen es im Sonnensystem gibt, die in zwei Hauptbahnen eingeteilt werden:

• Für seine Eigenschaften.

• Für seinen Zentralkörper.

Nach Eigenschaften

Bei der Klassifizierung nach ihrer Eigenschaft gibt es etwa 14 Typen, die sind:

• Kreisbahn

• Ekliptische Umlaufbahn

• Elliptische Umlaufbahn

• Sehr elliptische Umlaufbahn oder sehr exzentrische Umlaufbahn

• Friedhofsbahn

• Hohmann-Transferbahn

• hyperbolische Bahn

• Geneigte Umlaufbahn

• parabelförmige Flugbahn

• Erobere den Orbit

• Umlaufbahn entkommen

• Halbsynchrone Umlaufbahn

• Subsynchrone Umlaufbahn

• Synchrone Umlaufbahn

Durch die zentrale Stelle

Im Fall der 2. Klassifizierung wird diese in 3 Klassen von Bahnen verteilt, die sind:

• Umlaufbahnen der Erde

• Die Umlaufbahnen des Mars

• Mondumlaufbahnen

• Sonnenbahnen

Erdumlaufbahnen

Bei terrestrischen Umlaufbahnen gibt es etwa 12 Klassen von Umlaufbahnen, die sind:

• Geozentrische Umlaufbahn

• Geosynchrone Umlaufbahn

• Geostationäre Umlaufbahn

• Geostationäre Transferbahn

• Niedrige Erdumlaufbahn

• Mittlere Erdumlaufbahn

• Molniya-Umlaufbahn

• Nahe äquatorialer Umlaufbahn

• Mondumlaufbahn

• polare Umlaufbahn

• Heliosynchrone Umlaufbahn

• Tundra-Umlaufbahn

Umlaufbahnen des Mars

Im Fall von Marsumlaufbahnen gibt es nur 2 Klassen von Umlaufbahnen, die sind:

• Areosynchrone Umlaufbahn

• Aerostationäre Umlaufbahn

Mondumlaufbahn

Im Fall der Mondumlaufbahn gibt es nur 1, das ist das Folgende:

• Mondumlaufbahn

Falls Sie nicht wissen, was die Mondbewegungen, Sie können es entdecken, um zu erfahren, wie die Mondumlaufbahn aussieht und wie sie aufgebaut ist.

Sonnenumlaufbahn

Im Fall der Sonnenumlaufbahn gibt es genau wie bei der Mondumlaufbahn nur 1, nämlich:

• Heliozentrische Umlaufbahn