Che cos'è un'orbita del sistema solare? Storia, tipi e altro

L'Orbita è costituita dalla traiettoria che un oggetto nel sistema solare ha attorno a un altro, come, ad esempio, tutti i pianeti attorno al Sole. Nel seguente articolo impareremo di più in cosa consistono le orbite. Orbite del sistema solare e molto altro ancora.

Nel campo della fisica, la definizione di orbita consiste nella traiettoria a cui un oggetto fisico si riferisce attorno a un altro mentre è sotto l'influenza di una potente forza centrale, come la gravità.

Storia

Inizia con il grande contributo matematico di Johannes Kepler, che doveva essere la persona che formulò i grandi risultati delle 3 leggi del Moto Planetario da lui stesso formulate, che sono:

• La prima legge di Kleper del moto planetario: È qui che ha sottolineato che le orbite di tutti i pianeti all'interno del sistema solare diventano ellittiche e che non sono circolari o, in mancanza, epicicli, come si pensava in precedenza e che il Sole era in uno dei suoi fuochi e non come tutti pensa che sia al centro delle orbite dei pianeti.

• 2a legge di Kleper del moto planetario: È qui che descrive che la velocità orbitale di ciascuno dei pianeti non è frequente, come si credeva anche, ma che la velocità del pianeta dipenderebbe dal tipo di percorso tra il pianeta e il Sole.

• La prima legge di Kleper del moto planetario: È qui che Keplero è arrivato a trovare una sorta di correlazione in modo universale tra quelle che sono le proprietà orbitali di ciascuno dei pianeti che orbitano attorno al Sole. Per ciascuno dei pianeti, il percorso tra esso e il Sole è al cubo (Distanza ³), è solitamente la misura in unità astronomiche, questo è come nel caso del periodo del pianeta al quadrato (Period of the Planet ²), che si misura in anni terrestri.

Il famoso Isaac Newton fu la persona che dimostrò che le leggi del grande Johannes Keplero derivavano dalla teoria della gravità di Newton e che, in generale, le orbite di ciascuno dei corpi che rispondevano alla forza di gravità erano di sezione conica.

Quindi lo stesso Isaac Newton ha anche sottolineato che 2 corpi continuano nelle loro orbite di dimensioni che di solito sono inversamente proporzionali alle rispettive masse rispetto a quello che è il loro solito centro di massa. Quando un corpo diventa molto più grande e di massa maggiore che nel caso dell'altro, si fa una specie di convenzione per cui il centro di ciascuna delle masse è considerato il punto centrale del corpo con una massa molto più grande. più grande o più grande.

Attraverso la conoscenza delle orbite possiamo imparare, ad esempio, sul Movimenti terrestri, ecco perché è importante sapere Cos'è un'orbita? e tutto ciò che lo riguarda.

Orbite Planetarie

All'interno di quello che è un sistema planetario composto da:

• I pianeti
• I pianeti nani
• Asteroidi
• le comete
• Rifiuto spaziale

Tutte orbitano attorno alla stella principale più grande del nostro Sistema Solare, cioè il Sole. Ad esempio, il caso di una cometa che si trova in un'orbita detta parabolica o anche detta iperbolica attorno alla stella principale o centrale che sarebbe la Il Sole, non ha un legame gravitazionale con detta stella e quindi non sarà considerato come parte di questo sistema planetario della stella principale.

Comete con orbite chiaramente iperboliche non sono state visualizzate all'interno del Sistema Solare. I corpi che gravitazionalmente hanno un legame con ciascuno dei pianeti del sistema planetario, siano essi artificiali o naturali, sono quelli che eseguono le cosiddette orbite ellittiche attorno al pianeta.

A causa delle perturbazioni gravitazionali bilaterali, le eccentricità di ciascuna delle orbite planetarie tendono a differire nel corso degli anni. Il pianeta Mercurio, che è il pianeta più piccolo dell'intero Sistema Solare, ha un'orbita molto più eccentrica a differenza del resto. Il prossimo è Marte il pianeta Rosso, mentre gli altri pianeti con meno eccentricità diventano:

• il pianeta venere
• il pianeta Nettuno

Nel momento in cui 2 oggetti vengono in orbita tra di loro, il cosiddetto Periastron è costituito dall'estremo iniziale in cui entrambi gli oggetti saranno più vicini l'uno all'altro e nel caso del cosiddetto apoastron è quando entrambi gli oggetti sono il più lontano possibile l'uno dall'altro.

Nel caso di un'orbita ellittica, il punto centrale delle masse del sistema tra l'oggetto in orbita e l'oggetto in orbita si trova a 1 dei fuochi di una delle due orbite, senza nient'altro in mezzo a un altro fuoco.

Nel momento in cui uno dei pianeti si avvicina al cosiddetto periastron, il pianeta aumenta la sua velocità. L'opposto, che quando il pianeta si avvicina al suo apoastro, allora abbassa l'intensità della sua velocità.

Spiegazione intuitiva

Esistono diversi modi per spiegare qual è il funzionamento di un'orbita, alcuni di essi sono i seguenti:

• Quando un oggetto (pianeta, asteroide, cometa, satellite, tra gli altri) si muove obliquamente, cade verso un altro oggetto in orbita. Tuttavia, si muove così rapidamente che la curvatura di detto oggetto orbitato cadrà sempre al di sotto di essa.

• Una forza potente, come la gravità, è responsabile del trascinamento di un oggetto per una distanza curva mentre si cerca di mantenerlo in linea retta.

• Quando un oggetto cade, si sposta da un lato così rapidamente in quanto ha la velocità tangenziale necessaria per poter evitare l'oggetto in orbita.

Uno degli esempi più comunemente usati per illustrare un'orbita attorno a un pianeta è il Canyon di Newton. Per questo esempio immaginiamo un cannone che si trova in cima a una montagna che sparerà palle di cannone di forma orizzontale.

Sarà necessario che la montagna non abbia un'altitudine molto elevata per evitare quella che è l'atmosfera terrestre e allo stesso modo per poter ignorare gli effetti causati dall'attrito sulla palla di cannone.

Se questo cannone dovesse sparare una palla con una classe di velocità iniziale bassa, il percorso della palla curverebbe e colliderebbe con la superficie terrestre (A). Aumentando la velocità iniziale, la palla di cannone andrà a sbattere contro la superficie terrestre ma questa volta ad una distanza molto maggiore dal cannone (B), poiché la coda nel frattempo sta discendendo, si piegherà anche la superficie terrestre.

Questi movimenti sono tecnicamente definiti come orbite, perché descrivono una sorta di direzione ellittica attorno a un baricentro, che però si interrompe nel momento della collisione con il pianeta Terra. Se la palla di cannone dovesse essere sparata ad alta velocità, il terreno si incurverebbe abbastanza quando la palla cade, in modo tale che la palla non entrerebbe mai in collisione con la superficie terrestre.

Va detto che sta eseguendo un'orbita senza alcun tipo di interruzione o senza alcun attraversamento. Quindi possiamo evidenziare che esiste una certa velocità che produrrà un'orbita circolare (C) per ciascuna delle altezze al di sopra di quello che è il punto centrale di gravità.

Se la velocità della detonazione aumenta molto oltre tale velocità, verranno prodotte orbite ellittiche (D). Ad una velocità molto più elevata, si chiama velocità di fuga, che dipenderà sempre dalla classe di altezza da cui viene fatta esplodere la palla, per la quale si crea un'orbita infinita (E) in primo luogo di classe parabolica e molto più veloce di quella iperbolica classe.

Nel caso delle 2 classi di orbite infinite, di conseguenza, l'oggetto riesce a sfuggire a quella che è la gravità del pianeta e si dirige verso lo spazio senza alcuna direzione.

Analisi del movimento orbitale

Effettueremo un'analisi su quale sia il movimento orbitale del sistema solare, partendo dalla nota teoria classica di Isaac Newton, poi si passa alla Teoria Relativistica di Einstein e successivamente si procede all'analisi delle orbite in il caso newtoniano e le orbite nel caso relativistico.

La teoria classica dell'orbita di Isaac Newton

Per un tipo di sistema di soli 2 corpi circa che sono influenzati solo dalla gravità, le orbite possono essere calcolate mediante le ben note leggi di Newton e allo stesso modo dalla legge di gravitazione universale di Einstein che è: La somma di tutte le forze sarebbe uguale a quanto è la massa moltiplicata per la velocità.

La gravità tende ad essere proporzionale al prodotto di ciascuna delle masse e inversamente è proporzionale al quadrato del percorso (questo tipo di calcolo è quello che ignora tutti gli effetti minimi come la forma e anche le dimensioni di ciascuna dei corpi, che solitamente non sono rilevanti, se questi corpi orbitano a una distanza molto maggiore rispetto alle loro stesse dimensioni e in questo modo è possibile ignorare gli effetti relativistici che sono anche molto piccoli nelle circostanze generali del Sistema Solare) .

Per eseguire ciascuno dei calcoli, è conveniente essere in grado di descrivere quale movimento è in un tipo di sistema di coordinate focalizzato su qual è il baricentro del sistema. Se uno dei corpi diventa molto più grande dell'altro, il baricentro coinciderà solitamente con il tipo di centro del corpo che è molto più pesante, quindi si può dedurre che il corpo più leggero è quello che orbita attorno al più pesante.

La teoria di Isaac Newton consiste in quella che annuncia che in un problema a 2 corpi, l'orbita a 1 corpo diventa una specie di sezione conica. L'orbita può anche essere aperta, se detto oggetto non ritorna mai, oppure se si chiude, nel caso in cui tale oggetto ritorni, tutto dipenderà dalla somma totale dell'energia cinetica ed anche dal potenziale del sistema che esercita sull'oggetto oggetto planetario.

La teoria relativistica di Einstein

È noto che la teoria relativistica è in grande contraddizione con quella che è la teoria della gravitazione newtoniana, poiché l'azione del percorso istantaneo avviene nella prima. Questo e molti altri motivi furono ciò che spinse lo stesso Einstein alla ricerca di una teoria più generale che divenne nota come Teoria della Relatività Generale che di solito incorporasse una sorta di corretta rappresentazione relativistica di ciò che è il campo gravitazionale.

In questa teoria, lo stato di una massa trovata nello spazio esterno piegherà lo spazio-tempo in modo tale che la sua geometria cessi di essere euclidea anche se continua ad essere più o meno euclidea se dette masse e velocità di ciascuno dei corpi venire a prendere alcuni valori come quelli che vengono visualizzati all'interno del nostro sistema solare.

Le cosiddette orbite planetarie non sono solitamente sezioni strettamente coniche, ma piuttosto sono curve geodetiche, cioè sono una specie di linea di piccola curvatura, su quella che è la geometria piegata dello spazio e del tempo. Questa teoria non diventa lineare, di solito si tratta di fare calcoli con essa, ad esempio, per poter ottenere il risultato di un problema di 2 corpi con masse identiche.

Un'altra cosa che possiamo imparare riguarda il Satelliti di Giove, come si chiamano, quali sono le loro orbite e molto altro su di loro.

Tuttavia, nel caso di sistemi planetari come il nostro Sistema Solare, dove la stella centrale, che è il Sole, è solitamente molto più massiccia che nel caso dei pianeti rimanenti, quindi una curvatura dello spazio/tempo che si impegna verso il Sole, questo rispetto a quello degli altri pianeti e in tal modo possiamo supporre che tutti gli altri oggetti siano quindi meno massicci e che si muovano secondo la geometria geodetica piegata dal Sole stesso.

Per il caso dei valori presenti all'interno del nostro Sistema Solare, i risultati quantitativi di ciò che è la Teoria di Einstein, sono numericamente molto vicini parlando a ciò che è la Teoria di Newton, cioè la Teoria di Newton, quindi questo fa sì che sia giustificato per gli scopi più pratici per utilizzare la teoria newtoniana che di solito è molto più semplice dal punto di vista computazionale.

Tuttavia, la teoria newtoniana non è stata ancora in grado di spiegare alcuni tipi di fatti che sono stati risolti attraverso la teoria relativistica di Einstein, tra questi c'è qual è l'effetto dell'avanzata del perielio, in particolare del pianeta Mercurio, che è riuscita essere spiegato con un'ottima approssimazione dalla teoria relativistica di Albert Einstein, tuttavia, non è possibile dalla teoria di Newton.

Orbite nel caso newtoniano

Per analizzare qual è il movimento di una massa sotto l'influenza di una grande forza che in ogni momento si muove da un punto di partenza fisso, la cosa più vantaggiosa da utilizzare sono le coordinate dei poli la cui origine coincidono con quelle del centro di forza stesso. In questo sistema di coordinate, le componenti radiali e trasversali sono le seguenti:

A causa del fatto che questa forza è completamente radiale e che l'accelerazione a sua volta è proporzionale a questa forza, implicherà che la velocità trasversale diventa uguale a (0) zero.

Che si traduce in: 

Dopo l'integrazione si otterranno:

,

che è una sorta di prova teorica di cosa sia la 2a legge di Keplero. La costante di integrazione I diventa la possibilità angolare per unità di massa. Per cui,

Dove una variabile aggiunta di:

 

La forza radiale diventa f(r) per l'unità che è a_r, dopo aver eliminato la variabile tempo dalla componente radiale di detta equazione, che si ottiene,

Nel caso della gravità, la legge di gravitazione universale attuata da Isaac Newton è quella che afferma che la forza si adatta inversamente al quadrato della traiettoria,

Dove (G) diventa la costante della gravitazione universale, (m) è la massa del corpo orbitante e (M) è costituita dalla massa del corpo centrale. Sostituendo nell'equazione precedente, otteniamo,

Nel caso della forza gravitazionale, il concetto a destra di detta equazione diventerà una specie di costante e l'equazione, a sua volta, assomiglierà all'equazione armonica. L'equazione fatta per l'orbita che è descritta dalla particella è composta da quanto segue:

Dove p,e e θ₀ diventano le costanti di un'integrazione,

Se il parametro (e) diventa minore di 1, allora (e) diventa l'eccentricità e (a) diventa il semiasse maggiore per una specie di ellisse. In generale si può riconoscere come un'equazione della sezione conica nelle coordinate dei poli (r,θ).

Orbite nel caso relativistico

Ora, nel caso della teoria relativistica, il problema dei 2 corpi può anche essere risolto utilizzando quella che è la soluzione di Schwarzschild, per la quale è il campo gravitazionale stabilito da 1 corpo con una classe di simmetria sferica. L'orbita planetaria nello spazio-tempo diventa una geodetica della metrica di Schwarzschild.

L'orbita che si ottiene avrebbe, da una specie di geodetica di quella che è la sua metrica di Schwarzschild, un equivalente a cui la particella noterà una velocità radiale molto efficace data da quanto segue:

Dove è suddiviso come segue:

• g c È la costante della gravitazione universale e anche della velocità della luce.

• r, diventa la coordinata radiale di Schwarzschild.

• l, è il momento angolare orbitale del pianeta per unità di massa.

Le costanti di movimento sono legate all'energia e al momento angolare, che sono:

L'equazione del moto rende la variazione di u = 1/r, come nel caso classico, dove è la seguente:

Per ciascuno dei pianeti appartenenti al Sistema Solare, la correzione relativistica che viene data dal 3° termine del 2° membro è solitamente minima rispetto agli altri termini. Per dimostrare tutto ciò, conviene inserire un tipo di parametro adimensionale che sarebbe: ∈ = 2 (GM/cl)² e facendo un nuovo cambio della variabile ū = ul² / GM con qual è l'equazione del moto che può quindi essere riscritta come segue:

Dove:

Per il caso del pianeta Mercurio, il parametro _∈ è costituito dal massimo e dal valore da cui si raggiunge ∈ = 5,09. 10 ^-8.

Tuttavia, il minimo di detto termine significa che le correzioni relativistiche sono quelle che producono solo piccole correzioni e per lo stesso motivo la teoria di Newton, che è chiamata newtoniana, fornisce tali buone approssimazioni per quello che è il sistema solare. Cercando ciascuna delle radici della funzione ƒ (ū), dove si tiene conto del minimo di detto parametro, che è la seguente:

Nel caso di orbite planetarie, possono essere stabilite in ū₁ < ū < ū₂ il caso u > ū₃ che è esclusa poiché ciò implica che la particella cadrà sul Sole ū → ∞. La soluzione dell'equazione è data da:

Questo tipo di integrale può essere ridotto ad un integrale ellittico cambiando la variabile da v = ū₁ + 1/t², diventando come:

dove² = 1/ (¾₂ - o₁), B² = 1/ (¾₃ - o₁). Utilizzando una delle cosiddette funzioni ellittiche di Jacobi, l'integrale può essere completato come: ∈ ^1/2 θ = miliardi ^-1 (t/a) con un modulo che è dato da k = √ b/a, utilizzando questo tipo di risultato per l'equazione dell'orbita che si può ottenere:

Dove:

K² = 2 e∈ + XNUMX (es²), diventa il modulo di tutte le funzioni Jacobi ellittiche per un'orbita. Se ∈ = 0, significa che A = 1 – e, B = 2e, n = ½, k = 0 e in tal caso l'orbita del pianeta è completamente ridotta al caso della teoria newtoniana classica:

Che sia una specie di ellisse di eccentricità e. L'orbita relativistica, tuttavia, non è solitamente periodica, ma è una quasi ellisse che ruota dolcemente attorno al Sole. Questo è noto come avanzamento del perielio che di solito è molto più pronunciato, specialmente per il pianeta Mercurio.

Da quella che è la soluzione delle precedenti equazioni, il perielio si verifica a θ = K/n e il valore successivo per cui è dato diventa θ = 3 K/n dove k è ¼ del periodo, che è originato quindi è l'ellittica integrale della 1a specie totale, per cui tra i 2 perielio l'angolo ruotato non diventa 2 π ma una classe di quantità leggermente maggiore di:

Per il caso del pianeta Mercurio con ∈ = 5, 09. 10^-8 l'andamento del perielio indicato riesce ad essere di circa 41.07” per secolo, generalmente il suo periodo è di circa 88 giorni, che è solitamente il valore sperimentale di 42.98” per secolo. Fu questo tipo di accordo a stabilire il grande successo originario della teoria che arrivò a darle un ampio consenso generale.

Ci sono molti esperti del settore che continuano con una polemica su cosa sia il Divulgazione scientifica del sistema solare Articolo, dove si stabiliscono principalmente l'orbita del sistema solare e ciascuno degli oggetti che lo compongono.

Periodo orbitale

Il cosiddetto periodo orbitale è costituito dalla durata che un oggetto spaziale o un pianeta impiega per poter eseguire completamente la sua orbita (quando parliamo di un oggetto, ci riferiamo a pianeti, lune, satelliti, tra gli altri). Esistono diverse classi di periodi orbitali per questi pianeti o oggetti che si trovano intorno al Sole:

• Il primo: periodo siderale

Il primo è il periodo siderale, che consiste nel tempo impiegato da un oggetto per completare la sua orbita attorno al Sole, rispetto ai satelliti o alle stelle. Questo tipo di periodo è considerato come quello vero dell'oggetto.

• Il secondo: periodo sinodico

Il secondo è costituito dal Periodo sinodico, che è il tempo che un oggetto impiegherà nuovamente a presentarsi in un punto iniziale dello spazio, rispetto alla stella principale che è il Sole, quando è visto dal pianeta Terra. Questo tipo di periodo è quello che intuisce il tempo tra 2 approcci continui e possiamo anche dire che è il periodo orbitale fittizio di detto oggetto. Questo periodo differisce dal primo perché anche la terra ruota attorno al Sole.

• Il terzo: periodo draconico

Il periodo draconitico consiste nel tempo impiegato da uno stesso oggetto per passare due volte attraverso quello che è il suo nodo ascendente, che è il punto della sua orbita che attraversa l'orbita dell'eclittica dalla parte dell'emisfero sud a nord. . Questo tipo di periodo si distingue dal Primo Periodo Siderale perché la linea dei noduli varia generalmente lentamente.

• Il quarto: periodo anomalo

Il quarto è il Periodo Anomalistico, che consiste nel tempo impiegato dallo stesso oggetto per passare due volte attraverso l'area del suo perielio, che è il punto più vicino al Sole. Questo quarto periodo differisce dal primo periodo a causa di il fatto che anche i noduli più grandi vengono a variare lentamente.

• Il quinto: periodo tropicale

Il 5° riguarda il periodo tropicale che consiste nel tempo impiegato dallo stesso oggetto per passare due volte attraverso l'area della giusta ascensione dello zero (2). Questo è solitamente leggermente più breve che nel caso del primo periodo siderale a causa della precessione dei cosiddetti equinozi.

Parametri geometrici dell'orbita

I parametri richiesti per poter determinare un'orbita sono chiamati elementi orbitali, utilizzando un tipo di modelli a 2 masse che obbediscono alle leggi del moto di Isaac Newton. Quindi ci sono circa 6 tipi di parametri di base essenziali, sono anche conosciuti come gli elementi kepleriani, che onorano il famoso fisico Keplero e sono costituiti da quanto segue:

• Il primo parametro: Lunghezza del nodo ascendente = ( Ω )

• El Segundo Parametro: Passo = ( i )

• Il terzo Parametro: Argomento dal perielio = ( ω )

• Il quarto parametro: Semiasse maggiore = ( a )

• Il quinto parametro: Eccentricità = ( e )

• Il sesto parametro: Anomalia Media dell'Epoca = ( M_o )

D'altra parte, altri elementi orbitali che vengono utilizzati in aggiunta a quanto sopra sono:

• Vera anomalia = (v)

• Asse semiminore = (b)

• Eccentricità lineare = (∈)

• Anomalia Eccentrica = (E)

• Lunghezza reale = (l)

• Periodo orbitale = (T)

Tipi di orbite

Osserveremo quali sono i tipi di orbite che esistono nel sistema solare, che sono classificati in 2 principali che sono:

• Per le sue caratteristiche.

• Per il suo corpo centrale.

Per caratteristiche

Nel caso della classificazione per sua caratteristica ci sono circa 14 tipi che sono:

• Cerchio Orbita

• Orbita eclittica

• Orbita ellittica

• Orbita molto ellittica o orbita molto eccentrica

• Orbita del cimitero

• Orbita di trasferimento Hohmann

• traiettoria iperbolica

• Orbita inclinata

• traiettoria parabolica

• Cattura l'orbita

• Fuga dall'orbita

• Orbita semisincrona

• Orbita subsincrona

• Orbita sincrona

A cura dell'ente centrale

Nel caso della 2a classifica, questa è distribuita in 3 classi di orbite che sono:

• Orbite della Terra

• Le orbite marziane

• Orbite lunari

• Orbite solari

Orbite Terrestri

Nel caso delle orbite terrestri esistono circa 12 classi di orbite che sono:

• Orbita geocentrica

• Orbita geosincrona

• Orbita geostazionaria

• Orbita di trasferimento geostazionario

• Bassa orbita terrestre

• Orbita terrestre media

• Orbita di Molniya

• Vicino all'orbita equatoriale

• orbita lunare

• orbita polare

• Orbita eliosincrona

• Orbita della tundra

Orbite marziane

Nel caso delle orbite marziane ci sono solo 2 classi di orbite che sono:

• Orbita areosincrona

• Orbita aerostazionaria

orbita lunare

Nel caso dell'orbita lunare ce n'è solo 1 che è la seguente:

• orbita lunare

Nel caso non sapessi quale Movimenti lunari, Puoi scoprirlo in modo da poter imparare com'è l'orbita lunare e come viene stabilita.

Orbita solare

Nel caso dell'orbita solare, allo stesso modo dell'orbita lunare, c'è solo 1, che è:

• Orbita eliocentrica