Шта је орбита Сунчевог система? Историја, типови и још много тога

Орбита се састоји од путање коју објекат у Сунчевом систему има око другог, као што су, на пример, све планете око Сунца.У следећем чланку ћемо сазнати више о томе од чега се орбите састоје. Орбите Сунчевог система и још много тога.

У области физике, дефиниција орбите се састоји од путање на коју се физички објекат односи око другог док је под утицајем моћне централне силе, као што је гравитација.

Историја

Почиње са великим математичким доприносом Јоханеса Кеплера, који је требало да буде особа која је сама формулисала велике резултате 3 закона о кретању планета, а то су:

• Клеперов 1. закон о кретању планета: Ту је истакао да орбите свих планета у Сунчевом систему постају елиптичне и да нису кружне или, ако то не успе, епицикли, како се раније мислило и да је Сунце у једном од својих жаришта, а не као сви мисли да је у средишту орбита планета.

• Клеперов 2. закон о кретању планета: Ту он описује да орбитална брзина сваке од планета није честа, како се такође веровало, већ да ће брзина планете зависити од путање између планете и Сунца.

• Клеперов 3. закон о кретању планета: Ту је Кеплер дошао да пронађе неку врсту корелације на универзалан начин између орбиталних својстава сваке од планета које круже око Сунца. За сваку од планета, путања између ње и Сола је коцкаста (Удаљеност ³), обично се мери у астрономским јединицама, то је на исти начин као у случају периода планете на квадрат (Период планете ²), који се мери у земаљским годинама.

Чувени Исак Њутн је био особа која је показала да закони великог Јоханеса Кеплера потичу из Њутнове теорије гравитације и да су, генерално, орбите сваког од тела које су реаговало на силу гравитације биле конусних пресека.

Дакле, сам Исак Њутн је такође истакао да 2 тела настављају своје орбите димензија које су обично обрнуто пропорционалне њиховим одговарајућим масама у односу на њихов уобичајени центар масе. Када једно тело постане много веће и веће масе него у случају другог, прави се нека врста конвенције по којој се центар сваке од маса узима као централна тачка тела са масом која је много већа. већи или већи.

Кроз познавање орбита можемо научити, на пример, о Земаљска кретања, зато је важно знати Шта је орбита? и све у вези са тим.

Планетарне орбите

Унутар онога што је планетарни систем који се састоји од:

• Планете
• Патуљасте планете
• Астероиди
• комете
• Свемирски отпад

Сви они круже око највеће главне звезде у нашем Сунчевом систему, односно Сунца. На пример, случај комете која је у орбити која се зове параболична или такође позната као хиперболична око главне или централне звезде која би била Сунце, нема гравитациону везу са наведеном звездом и стога се неће сматрати делом овог планетарног система главне звезде.

Комете са јасно хиперболичним орбитама нису визуелизоване у Сунчевом систему. Тела која гравитационо имају везу са сваком од планета планетарног система, било да су вештачке или природне, врше такозване елиптичне орбите око планете.

Због билатералних гравитационих пертурбација, ексцентрицитети сваке од планетарних орбита имају тенденцију да се разликују током година. Планета Меркур, која је најмања планета у целом Сунчевом систему, има много ексцентричнију орбиту за разлику од осталих. Следећи је Марс, Црвена планета, док остале планете са мањим ексцентрицитетом постају:

• планета венера
• планета нептун

У тренутку када 2 објекта дођу у орбиту између њих, такозвани Периастрон се састоји од почетног екстрема у коме ће оба објекта бити ближа један другом, ау случају такозваног апоастрона то је када су оба објекта што даље једно од другог.

У случају елиптичне орбите, централна тачка маса система између објекта који кружи и објекта који је орбитер налази се у 1 од фокуса било које орбите, без ничег другог између другог фокуса.

У тренутку када се једна од планета приближи такозваном периастрону, тада планета повећава своју брзину. Супротно томе, када се планета приближи свом апоастру, тада смањује интензитет своје брзине.

Интуитивно објашњење

Постоји неколико начина да се објасни шта је функционисање орбите, неки од њих су следећи:

• Када се објекат (планета, астероид, комета, сателит, између осталих) креће укосо, он пада према другом објекту у орбити. Међутим, он се креће тако брзо да ће закривљеност поменутог орбитираног објекта падати испод њега у сваком тренутку.

• Моћна сила, као што је гравитација, одговорна је за повлачење објекта на закривљену удаљеност док покушава да га одржи у правој линији.

• Када објекат падне, помера се са једне стране тако брзо да има неопходну тангенцијалну брзину да би могао да избегне објекат у орбити.

Један од најчешће коришћених примера за илустрацију орбите око планете је Њутнов кањон. За овај пример ћемо замислити топ који се налази на врху планине који ће испаљивати топовске кугле хоризонталног облика.

Биће потребно да планина нема велику надморску висину да би се избегла каква је земаљска атмосфера и да би се на исти начин могли занемарити ефекти изазвани трењем о топовску куглу.

Ако би овај топ испалио лопту са ниском почетном класом брзине, путања лопте би се закривила и сударила се са земљином површином (А). Повећавајући почетну брзину, топовска кугла ће се сударити са земљином површином, али овог пута на много већој удаљености од топа (Б), јер се реп у међувремену спушта, а земљину површину ће се такође савити.

Ова кретања су технички дефинисана као орбите, јер описују неку врсту елиптичног правца око центра гравитације, међутим, који се прекида у тренутку судара са планетом Земљом. Ако би се топовска кугла испалила великом брзином, тло би се довољно закривило када би лопта пала, на такав начин да се лопта никада не би сударила са површином земље.

Мора се рећи да изводи орбиту без икаквог прекида или без икаквог укрштања. Дакле, можемо истаћи да постоји одређена брзина која ће произвести кружну орбиту (Ц) за сваку од висина изнад централне тачке гравитације.

Ако се брзина детонације повећа много изнад те брзине, онда ће се произвести елиптичне орбите (Д). При много већој брзини, то се зове Есцапе брзина, која ће опет зависити од класе висине одакле је лопта детонирана, за коју је изазвана бесконачна орбита (Е), прво, параболичке класе и много бржа од хиперболичке класа.

У случају 2 класе бесконачних орбита, као резултат, објекат успева да побегне од гравитације планете и иде ка свемиру без икаквог правца.

Анализа орбиталног кретања

Извршићемо анализу о томе шта је орбитално кретање Сунчевог система, почевши од добро познате класичне теорије Исака Њутна, затим прелазимо на Ајнштајнову релативистичку теорију и касније прелазимо на анализу орбита у Њутнов случај и Орбите у релативистичком случају.

Класична теорија орбите Исака Њутна

За тип система од само око 2 тела на која утиче само гравитација, орбите се могу израчунати помоћу Њутнових добро познатих закона и на исти начин Ајнштајновог закона универзалне гравитације који гласи: Збир свих сила било би једнако колико је маса пута брзина.

Гравитација тежи да буде пропорционална производу сваке од маса и обрнуто је пропорционална квадрату путање (овај тип прорачуна је онај који занемарује све минималне ефекте као што су облик и димензије сваке од њих тела, која обично нису релевантна, ако ова тела круже на много већој удаљености у односу на сопствене димензије и на тај начин је могуће занемарити релативистичке ефекте који су такође веома мали у општим околностима Сунчевог система) .

Да би се извршило свако од прорачуна, згодно је моћи да се опише шта је кретање у типу координатног система који је фокусиран на то шта је тежиште система. Ако једно од тела постане много веће од другог, тежиште ће се обично поклапати са врстом центра тела које је много теже, па се може закључити да је лакше тело оно које кружи око најтежег.

Теорија Исака Њутна састоји се од оне која најављује да у проблему са 2 тела, орбита са 1 тела постаје нека врста конусног пресека. Орбита може бити чак и отворена, ако се поменути објекат никада не врати, или ако се затвори, у случају да се овај објекат врати, све ће зависити од укупног збира кинетичке енергије и потенцијала система који он врши на планетарни објекат.

Ајнштајнова релативистичка теорија

Познато је да је релативистичка теорија у великој супротности са оним што је Њутнова теорија гравитације, будући да се деловање тренутног пута одвија у првом. Овај и многи други разлози били су оно што је покренуло и самог Ајнштајна у потрази за општијом теоријом која је постала позната као теорија опште релативности која обично укључује неку врсту исправне релативистичке репрезентације онога што је гравитационо поље.

У овој теорији, стање масе пронађено у свемиру ће савијати простор-време на такав начин да њена геометрија престаје да буде еуклидска иако ће и даље бити мање или више еуклидска ако наведене масе и брзине сваког од тела узети неке вредности попут оних које су визуелизоване у нашем соларном систему.

Такозване планетарне орбите обично нису стриктно конусни пресеци, већ су геодетске криве, односно нека врста линије мале кривине, на оно што је савијена геометрија простора и времена. Ова теорија не постаје линеарна, обично се ради о прорачунима са њом, на пример, да би се могао добити резултат задатка 2 тела са идентичним масама.

Још једна ствар коју можемо научити је о Јупитерови сателити, како се зову, које су њихове орбите и још много тога о њима.

Међутим, у случају планетарних система као што је наш Сунчев систем, где је централна звезда, а то је Сунце, обично много масивнија него у случају преосталих планета, тако да је закривљеност простора/времена усмерена ка Сунце, ово у поређењу са оним других планета и на тај начин можемо претпоставити да су сви остали објекти стога мање масивни и да се крећу према геодетској геометрији коју савија само Сунце.

За случај вредности присутних у нашем Сунчевом систему, квантитативни резултати онога што је Ајнштајнова теорија, су приближно нумерички веома блиски ономе што је Њутнова теорија, односно Њутнова теорија, тако да је то оправдано у најпрактичније сврхе користити Њутнову теорију, која је обично много једноставнија у рачунарском смислу.

Међутим, Њутнова теорија још није успела да објасни одређене врсте чињеница које су разрешене Ајнштајновом сопственом релативистичком теоријом, међу њима је и какав је ефекат напредовања перихела, посебно планете Меркур, којим је управљала. да се уз одличну апроксимацију објасни релативистичком теоријом Алберта Ајнштајна, међутим, Њутновом теоријом то није могуће.

Орбите у Њутновом случају

Да бисмо анализирали какво је кретање масе под утицајем велике силе која се у сваком тренутку креће са фиксне почетне тачке, најкорисније је користити координате полова чији се почетак поклапа са сам центар силе. У овом координатном систему, радијалне и попречне компоненте су следеће:

Због чињенице да је ова сила потпуно радијална и да је убрзање заузврат пропорционално овој сили, то ће имплицирати да попречна брзина постаје једнака (0) нули.

што резултира: 

Након интеграције добиће се следеће:

,

што је својеврсни теоријски доказ шта је Кеплеров 2. закон. Константа интеграције И постаје угаона шанса по јединици масе. При чему,

Где је додата променљива од:

 

Радијална сила постаје ф(р) пута јединица што је а_r, након елиминисања временске променљиве из радијалне компоненте наведене једначине, која се добија,

У случају гравитације, универзални закон гравитације који је спровео Исак Њутн је онај који каже да сила постаје обрнуто прилагођена квадрату путање,

Где (Г) постаје константа универзалне гравитације, (м) је маса тела у орбити, а (М) се састоји од масе централног тела. Заменом у горњој једначини добијамо,

За случај гравитационе силе, концепт са десне стране поменуте једначине ће постати нека врста константе и заузврат ће једначина да личи на хармонијску једначину. Једначина направљена за орбиту коју описује честица састоји се од следећег:

Где су п,е и θ₀ постају константе интеграције,

Ако параметар (е) постане мањи од 1, тада (е) постаје ексцентрицитет и (а) постаје велика полуоса за неку врсту елипсе. Генерално, може се препознати као једначина конусног пресека у координатама полова (р,θ).

Орбите у релативистичком случају

Сада, у случају релативистичке теорије, проблем са 2 тела се чак може решити користећи оно што је решење Шварцшилда, за које је гравитационо поље успостављено од стране 1 тела са класом сферне симетрије. Планетарна орбита у простор-времену постаје геодезија Шварцшилдове сопствене метрике.

Орбита која се добије би имала, из неке врсте геодезије онога што је Шварцшилдова метрика, еквивалент којем ће честица приметити веома ефективну радијалну брзину дату следећим:

Где је подељен на следећи начин:

• г ц То је константа универзалне гравитације, а такође и брзине светлости.

• r, постаје Шварцшилдова радијална координата.

• l, је орбитални угаони момент планете по јединици масе.

Константе кретања су повезане са енергијом и угаоним моментом, а то су:

Једначина кретања чини промену у = 1/р, као у класичном случају, где је следећа:

За сваку од планета које припадају Сунчевом систему, релативистичка корекција коју даје 3. члан 2. члана је обично минимална у поређењу са осталим члановима. Да бисмо све ово демонстрирали, згодно је поставити тип бездимензионалног параметра који би био: ∈ = 2 (ГМ/цл)² и прављење новог курса променљиве у = ул² / ГМ са шта је једначина кретања која се онда може преписати на следећи начин:

Где:

За случај планете Меркур, параметар _∈ састоји се од максимума и вредности до које се долази од ∈ = 5,09. 10 ^-8.

Међутим, минимум поменутог појма значи да су релативистичке корекције оне које производе само мале корекције и из истог разлога Њутнова теорија, која се зове Њутнова, даје тако добре апроксимације за оно што је Сунчев систем. Тражећи сваки од корена функције ƒ (у), где се узима у обзир минимум наведеног параметра, а то је следеће:

У случају планетарних орбита, оне се могу успоставити у у₁ < у < у₂ случај у > у₃ што је искључено пошто то имплицира да ће честица пасти на Сунце у → ∞. Решење једначине је дато следећим:

Ова врста интеграла се може свести на елиптички интеграл променом променљиве из в = у₁ + 1/т², постаје као:

где да² = 1/ (у₂ - или₁), б² = 1/ (у₃ - или₁). Користећи једну од такозваних елиптичних Јакобијевих функција, интеграл се може завршити као: ∈ ^1/2 θ = бнс ^-1 (т/а) са модулом који је дат са к = √ б/а, користећи овај тип резултата за једначину орбите која се може добити:

Где:

K² = 2 е∈ + XNUMX (е²), постаје модул свих Јакобијевих елиптичких функција за орбиту. Ако је ∈ = 0, то значи да је А = 1 – е, Б = 2е, н = ½, к = 0 и у том случају се орбита планете потпуно своди на случај класичне Њутнове теорије:

Да је то нека врста елипсе ексцентричности е. Релативистичка орбита, међутим, обично није периодична, већ је то квази-елипса која глатко ротира око Сунца.Ово је познато као напредовање перихела које је обично много израженије, посебно за планету Меркур. .

Из онога што је решење претходних једначина, перихел се јавља при θ = К/н и следећа вредност за коју је дата постаје θ = 3 К/н где је к ¼ периода који је настао тако да је елиптична интеграл 1. укупне врсте, за који између 2 перихела ротирани угао не постаје 2 π већ класа величине која је нешто већа од:

За случај планете Меркур са ∈ = 5, 09. 10^-8 напредак назначеног перихела успева да буде око 41.07” по веку, генерално његов период је око 88 дана, што је обично експериментална вредност од 42.98” по веку. Управо је овај тип споразума утврдио првобитни велики успех теорије који јој је дао широко опште одобравање.

Постоје многи стручњаци у овој области који настављају са полемиком о томе шта је Научни чланак о соларном систему, где се углавном успоставља орбита Сунчевог система и сваки од објеката који га сачињавају.

Орбитални период

Такозвани орбитални период се састоји од времена које је потребно свемирском објекту или планети да би могао у потпуности да изврши своју орбиту (када говоримо о објекту, мислимо на планете, месеце, сателите, између осталог). Постоје различите класе орбиталних периода за ове планете или објекте који се налазе око Сунца:

• Први: Сидерални период

Први је Сидерични период, који се састоји од времена потребног објекту да заврши своју орбиту око Сунца, у односу на сателите или звезде. Ова врста периода се сматра истинским објектом.

• Други: Синодички период

Други се састоји од синодијског периода, што је време које ће неком објекту поново бити потребно да се представи у почетној тачки у свемиру, у односу на главну звезду која је Сунце, када се посматра са планете Земље. Овај тип периода је онај који интуитира време између 2 континуирана приступа и такође можемо рећи да је то фиктивни орбитални период наведеног објекта. Овај период се разликује од првог јер се и Земља окреће око Сунца.

• Трећи: Драконски период

Драконски период се састоји од времена које је потребно да исти објекат прође два пута кроз оно што је његов узлазни чвор, што је тачка његове орбите која прелази еклиптичку орбиту од дела јужне хемисфере ка северу. . Овај тип периода се разликује од Првог сидералног периода јер линија чворова углавном споро варира.

• Четврти: Аномалистички период

Четврти је аномалистички период, који се састоји од времена потребног да исти објекат прође два пута кроз област свог перихела, који је најближа тачка Сунцу. Овај четврти период се разликује од првог периода због чињеница да и већи нодули полако варирају.

• Пети: тропски период

5. је тропски период, који се састоји од времена које је потребно да исти објекат двапут прође кроз област праведног уздизања од нуле (2). Ово је обично нешто краће него у случају првог сидералног периода због прецесије такозваних еквиноција.

Геометријски параметри орбите

Параметри потребни за одређивање орбите су такозвани орбитални елементи, користећи тип модела од 2 масе који се повинују законима кретања Исака Њутна. Дакле, постоји око 6 типова основних основних параметара, познати су и као Кеплерови елементи, који одају почаст чувеном физичару Кеплеру и састоје се од следећег:

• Први параметар: Растућа дужина чвора = (Ω)

• Ел Сегундо Параметро: висина = ( и )

• Трећи Параметро: Аргумент из перихелиона = ( ω )

• Четврти параметар: Главна полуоса = (а)

• Пети параметар: Ексцентрицитет = ( е )

• Шести параметар: Просечна аномалија епохе = ( М_o )

С друге стране, други орбитални елементи који се користе поред горе наведених су:

• Права аномалија = (в)

• Мала полуоса = (б)

• Линеарни ексцентрицитет = (∈)

• Ексцентрична аномалија = (Е)

• Права дужина = (л)

• Орбитални период = (Т)

Врсте орбита

Посматраћемо које су врсте орбита које постоје у Сунчевом систему, а које су класификоване у 2 главне, а то су:

• За своје карактеристике.

• За своје централно тело.

По карактеристикама

У случају класификације по својим карактеристикама постоји око 14 типова који су:

• Цирцле Орбит

• Ецлиптиц Орбит

• Еллиптицал Орбит

• Веома елиптична орбита или веома ексцентрична орбита

• Гравеиард Орбит

• Хохманн Трансфер Орбит

• хиперболичка путања

• Нагнута орбита

• параболична путања

• Цаптуре Орбит

• Есцапе Орбит

• Полусинхрона орбита

• Субсинхрона орбита

• Синцхроноус Орбит

Од централног тела

У случају 2. класификације, ово је распоређено у 3 класе орбита које су:

• Земљине орбите

• Марсовске орбите

• Лунарне орбите

• Соларне орбите

Земљине орбите

У случају земаљских орбита постоји око 12 класа орбита које су:

• Геоцентрична орбита

• Геосинхрона орбита

• Геостационарна орбита

• Геостационарна трансферна орбита

• Ниска Земљина орбита

• Средња Земљина орбита

• Молнииа орбит

• Близу екваторијалне орбите

• орбита месеца

• поларна орбита

• Хелиосинхрона орбита

• Тундра Орбит

Марсовске орбите

У случају марсовских орбита постоје само 2 класе орбита које су:

• Ареосинхрона орбита

• Аеростационарна орбита

лунарна орбита

У случају лунарне орбите постоји само 1 што је следеће:

• лунарна орбита

У случају да не знате шта је Покрети Месеца, Можете га открити да бисте сазнали каква је лунарна орбита и како се успоставља.

Соларна орбита

У случају соларне орбите, на исти начин као и лунарне орбите, постоји само 1, а то је:

• Хелиоцентрична орбита