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Remarque disambigua.svg homonymie - Si vous êtes à la recherche d'autres utilisations, voir Orbit (désambiguïsation).
orbite
la Station spatiale internationale en orbite au-dessus de la terre.
orbite
orbes planétaires
orbite
deux corps masse différent en orbite autour d'un centre de gravité commune. La taille relative et type d'orbite sont semblables à Pluto-Charon.

en physique, un 'orbite est le chemin de la arqué gravitation d'un objet autour d'un point dans l'espace, tel que l'orbite d'un planète autour du centre d'un vedettariat, comme système solaire.[1][2] Les orbites des planètes sont normalement ellipticals.

La compréhension actuelle de la mécanique la mouvement orbital Il est basé sur la théorie de la relativité générale de Albert Einstein, qui explique comment la gravité est due à la courbure espace-temps, avec des orbites qui suivent la géodésique. Pour faciliter le calcul, la relativité est généralement approchée avec loi de la gravitation universelle, basé sur Les lois de Kepler en rapport avec le mouvement des planètes.[3]

histoire

Historiquement, les mouvements apparents des planètes ont d'abord été expliqué géométriquement (sans référence à la gravité) en termes de épicycles, -à-dire la somme d'un certain nombre de mouvements circulaires.[4] Cette théorie prédit assez précisément le chemin des planètes, jusqu'à ce que Giovanni Keplero pas démontré que les planètes se déplacent en vélo elliptique était la réalité.[5]

en modèle géocentrique le système solaire est utilisé, le sphères célestes pour expliquer le mouvement apparent des planètes dans le ciel en termes de sphères parfaites ou des anneaux. Après le mouvement des planètes a été mesurée avec plus de précision, ils ont dû ajouter des mécanismes théoriques tels que déférent et épicycles. Bien que le modèle a été en mesure de prédire avec précision la position des planètes dans le ciel, dans le temps il a fallu un nombre croissant de épicycles, qui lui a fait devenir de plus en plus lourd.

La base de la compréhension moderne des orbites ont été formulées pour la première fois depuis Kepler, dont les résultats sont résumés dans les trois lois du mouvement planétaire. Tout d'abord, il a trouvé que les orbites des planètes de notre système solaire sont elliptiques, non circulaire (ou planétaire) Comme cela avait été précédemment cru, et que le Soleil est pas au centre des orbites, mais dans l'un des deux incendies.[6] En second lieu, on a découvert que la vitesse orbitale de chaque planète est pas constante, mais dépend de la distance du soleil. Troisièmement, Kepler a trouvé une relation commune entre les propriétés orbitales de toutes les planètes en orbite autour du soleil. Pour les planètes , les cubes de leurs distances au soleil sont proportionnelles au carré de leurs périodes orbitales. Jupiter et Vénus, par exemple, sont les plus éloignées du Soleil, respectivement, 5,2 et 0,723 UA à propos, leurs périodes orbitales sont 11,86 et 0.615 années. La proportionnalité est donnée par le fait que le rapport de Jupiter, 5,2³ / 11,86², est pratiquement égale à celle de Vénus, 0,723³ / 0,615², en accord avec le rapport.

orbite
Les lignes tracées par les orbites dominées par la gravité d'un corps central sont sections coniques, -à-dire des courbes formées par l'intersection entre un plan et d'un cône. les orbites parabolique (1) et celles hyperbolique (3) sont des orbites ouvertes, tandis que celles ellipticals et circulaire (2) sont des orbites fermées.
orbite
Cette image montre les quatre catégories de trajectoires par gravitationnel puits de potentiel: Noir vous voyez le champ d'énergie potentielle du corps central, en rouge l'énergie cinétique de la hauteur du corps en mouvement qui se prolonge au-dessus. Les variations de vitesse sont mises en relation avec les changements de la distance selon les lois de Kepler.

Isaac Newton Il a montré que les lois de Kepler sont de sa théorie derivable de gravitation universelle et que, en général, les orbites des organes soumis à la force de gravité, en supposant une propagation immédiate de celle-ci, sont sections coniques. Newton a également montré que pour un couple de corps de la taille des orbites sont inversement proportionnelles à leur masses, et que les corps tournent autour de leur centre de masse commune. Quand un corps est beaucoup plus que l'autre solide, il est pratique compte tenu du centre approximatif de la masse coïncide avec le centre du corps plus massif.

Albert Einstein a pu montrer que la gravité est due à la courbure espace-temps, rendant plus nécessaire l'hypothèse de la pesanteur instantanément se propage. en Théorie de la relativité, les orbites suivent des trajectoires géodésiques qui sont très proches les calculs de Newton. Cependant, il y a des différences qui peuvent être utilisées pour déterminer quelle théorie décrit la réalité avec plus de précision. Essentiellement tous les tests expérimentaux qui permettent de distinguer entre les théories sont d'accord avec la théorie de la relativité, mais les différences avec la mécanique newtonienne sont généralement très faible (sauf pour les très forts champs gravitationnels et des vitesses très élevées). Le premier calcul de la distorsion relativiste impliqué la vitesse d'orbite de Mercure et la force du champ de gravitation solaire, étant donné que ces deux valeurs sont suffisantes pour provoquer des changements dans les éléments orbitaux de Mercure. Cependant, la solution de Newton est encore utilisé pour de nombreux projets à court terme, car il est beaucoup plus facile à utiliser.

orbites planétaires

dans un système planétaire, planètes, planètes naines, la astéroïdes, la comètes et débris spatiaux orbite autour de la Centre de masse suivant orbites elliptiques. Une comète dans un trajectoire parabolique ou hyperbolique autour d'un centre de gravité, il n'est pas gravitationnellement lié à l'étoile et donc ne sont pas considérés comme faisant partie du système planétaire étoile. Organes gravitationnellement liés à l'un des éléments planétaires dans un système planétaire, à savoir satellites naturels ou ceux artificiel, suivre des orbites autour d'un centre de gravité proche de cette planète.

En raison de la réciprocité perturbations gravitationnelles, la excentricité les orbites planétaires changent au fil du temps. mercure, la plus petite planète du système solaire, a l'orbite la plus excentrique. tous les 'ère courant, Mars Il a la deuxième plus grande excentricité, tandis que les plus petits appartiennent à Vénus et Neptune.

Lorsque deux objets en orbite autour de l'autre, la periapside est le point où les deux objets sont plus rapprochés, alors que 'apoapside Il est le point où ils sont le plus. (Termes plus spécifiques sont utilisés pour des organismes spécifiques. Par exemple, le périgée et l'apogée sont les plus bas et la plus grande partie d'une orbite autour de la Terre, tandis que les aphélie sont les points les plus proches et les plus éloignés d'une orbite autour du soleil).

Dans une orbite elliptique, le centre de masse du système en orbite-orbite est une mise au point des deux orbites, sans rien présent à l'autre foyer. Quand une planète se rapproche de la periapside, la planète augmente sa vitesse. Quand une planète est proche all'apoapside, sa vitesse diminue.

Mécanisme d'orbite

Il existe des moyens communs d'orbites comprendre:

  • Lorsque l'objet se déplace latéralement, elle tombe vers le corps central. Cependant, il se déplace si rapidement que le corps central affaisse dessous.
  • La gravité attire l'objet le long d'une trajectoire courbe lorsqu'il tente de se déplacer le long d'une ligne droite.
  • Lorsque l'objet se déplace latéralement (tangentielle), elle tombe vers le corps central. Cependant, il a suffisamment rocade de vitesse manquer l'objet autour duquel orbite, continue de tomber en toute transparence. Cette vision est particulièrement utile pour l'analyse mathématique, que le mouvement de l'objet peut être décrit comme la somme des coordonnées tridimensionnelles oscillant autour d'un centre de gravité.

A titre d'exemple d'une orbite autour d'une planète, le modèle « de boule de canon de Newton » peut se révéler utile (voir image ci-dessous). Il est expérience de pensée, dans lequel au-dessus d'une haute montagne un canon est capable de tirer une balle horizontalement à différentes vitesses. Le frottement de l'air sur le ballon sans effet.[7]

orbite
Boulet de canon de Newton, un exemple de la façon dont les objets peuvent « tomber » dans une courbe

Si le canon tire la balle avec une faible vitesse initiale, la trajectoire de la balle courbe vers le bas et touche le sol (A). L'augmentation de la vitesse initiale, la balle touche le sol en un point plus éloigné (B) du canon, parce que pendant que la balle tombe toujours vers le sol, le sol devient de plus en plus courbant leur égard (voir premier point, ci-dessus) . Tous ces mouvements sont en fait des orbites dans un sens technique, ils décrivent une partie d'un trajet elliptique autour du centre de gravité mais, frapper la Terre, l'orbite est interrompue.

Si le boulet de canon est tiré avec une vitesse initiale suffisante, les affaissements de terrain en, au moins aussi loin que la balle tombe, de sorte que cela ne peut plus toucher le sol. Il est maintenant situé dans ce qu'on pourrait appeler une orbite non interrompue, ou circumnavigation. Pour chaque combinaison spécifique de hauteur au-dessus du centre de gravité et de la masse de la planète, il y a un taux initial spécifique (non affectée par la masse de la balle, qui est supposé être très faible par rapport à celle de la Terre) qui produit un 'orbite circulaire, comme indiqué en (C).

Avec des vitesses initiales de plus en plus, vous orbites elliptiques obtenu: on est montré dans (D). Si la cuisson est réalisée au-dessus de la surface de la Terre, comme le montre, il y aura des orbites elliptiques même à bas régime; ceux-ci seront plus proches de la Terre dans un autre demi-point l'orbite de canon.

A une vitesse spécifique, ledit Escape Velocity, nouveau dépend de la hauteur de la prise de vue et la masse de la planète, orbite ouvert en tant que (E) est un trajectoire parabolique. À des vitesses encore plus élevées, l'objet suivra une série de trajectoires hyperboliques. D'un point de vue pratique, dans ces deux types de trajectoire de l'objet « libère » la gravité de la planète, « se éloignant dans l'espace. »

La relation entre les vitesses de deux objets dont la masse mobile peut donc être divisé en quatre catégories avec ses sous-catégories:

  1. aucune orbite
  2. trajectoires suborbitales
    • Plage de chemins elliptiques interrompu
  3. trajectoires orbitales
    • Série de chemins elliptiques avec en face de point le plus proche du point de lancement
    • parcours circulaire
    • Série de chemins elliptiques avec le point le plus proche du point de lancement
  4. trajectoires ouvertes (ou échappement)
    • chemins paraboliques
    • chemins hyperboliques

Il est intéressant de noter que les roquettes réelles lancées à partir du sol, afin de surmonter l'atmosphère (qui a un effet de freinage) dans les plus brefs délais, tout d'abord ils vont verticalement, puis retournez à voler tangentiellement au sol au-dessus de l'atmosphère.

, Ils ont alors leurs orbites qui les maintiennent au-dessus de l'atmosphère. Si orbite elliptique doit rencontrer une zone d'air dense, l'objet serait perdre de la vitesse, le retour (c.-à-chute).

Principes dynamiques

Dans de nombreux cas, les effets relativistes peuvent être négligés, et principes de la dynamique Ils fournissent une description très précise de la motion. L'accélération de chaque corps est égale à la somme des forces de gravitation sur elle, divisée par sa masse, alors que la force gravitationnelle entre chaque paire de corps est proportionnelle au produit de leurs masses et diminue en raison inverse du carré de la distance entre eux. Selon cette approximation newtonienne, par un système de deux masses ponctuelles (ou des corps sphériques), influencée seulement par leur gravitation mutuelle (problème à deux corps), Les orbites peuvent être calculées avec précision. Si le plus lourd est beaucoup plus que le corps massif, comme dans le cas d'un satellite ou d'une petite lune en orbite autour d'une planète ou la Terre en orbite autour du Soleil, il est précis ainsi que pratique pour décrire le mouvement dans un système de coordonnées centré sur le corps plus lourd, on peut dire que le corps plus léger est en orbite autour de celui plus lourd. Si les masses des deux corps sont comparables, il est encore utilisé une solution exacte newtonienne, qualitativement similaire au cas des masses inégales, centrage système de coordonnées le centre de masse des deux.

L'énergie est associé à la champs gravitationnels. Un corps fixe loin d'un autre peut effectuer un travail externe si elle est tirée vers elle, et a donc un "énergie potentielle Gravitationnel. Comme il est nécessaire de travailler pour séparer deux corps contre la force de gravité, leur augmentation gravitationnelle d'énergie potentielle quand ils sont séparés, et diminue quand ils approchent. Pour les masses point énergie gravitationnelle diminue sans limite à l'approche rien de séparation; lorsque les masses sont situées à une distance infinie, il est classique (et pratique) pour examiner l'énergie potentielle nulle, puis négative (car il diminue à partir de zéro) pour les petites distances finies.

Dans le cas de deux corps, une orbite est un section conique. L'orbite peut être ouverte (l'objet ne retourne jamais) ou fermé (quand il retourne), sur la base de 'énergie totale (cinétique + potentiel) Système. Dans le cas d'orbite ouverte, la vitesse dans chaque position de l'orbite est au moins le Escape Velocity à cette position, tandis que dans le cas d'une orbite fermée, est toujours inférieur à lui. Étant donné que l'énergie cinétique est jamais négative, l'adoption de la convention standard de considérer une énergie potentielle pour rien des distances infinies, les orbites fermées ont une énergie totale négative, les trajectoires paraboliques ont une valeur nulle, et les orbites hyperboliques une positive.

orbite ouverte a la forme d'un "hyperbole, si la vitesse est supérieure à la vitesse de libération, ou un parabole si la vitesse est exactement la vitesse d'échappement. Les corps se rapprochent pour un moment, se courbant autour de l'autre au moment de l'approche la plus proche, puis se séparent de nouveau pour toujours. Cela peut être le cas avec quelques comètes qui viennent de l'extérieur du système solaire.

orbite fermée a la forme d'un "ellipse. Dans le cas particulier dans lequel le corps en orbite est toujours à la même distance du centre, l'orbite a la forme d'un cercle. Dans le cas contraire, le point où le corps en orbite est plus proche de la Terre est la périgée, periapside appelée lorsque l'orbite est autour d'un autre corps de la Terre. Le point où le satellite est le plus éloigné de la Terre est appelée apogée. La ligne tracée à partir all'apoapside periapside est ligne de ábsides, qui est aussi l'axe principal de l'ellipse.

Les corps en orbite sur des orbites fermées répètent leur trajet après une période de temps déterminée. Ce mouvement est décrit par les lois empiriques de Kepler, qui peuvent être dérivés mathématiquement de ceux de Newton. Les lois de Kepler peuvent être formulées comme suit:

  1. L'orbite d'une planète dans le soleil est une ellipse avec le Soleil à un foyer des points focaux. [Ceci est en fait le point focal centre de gravité le système Sun-planète; pour plus de simplicité dans cette explication, on suppose que la masse du Soleil est infiniment supérieure à celle de la planète.] L'orbite se trouvant dans un plan, nommé plan orbital. Le point le plus proche de l'orbite du corps attrayant est periapside, tandis que le plus éloigné est appelé apoapside. Il y a aussi des termes spécifiques pour les orbites autour de corps particuliers, des objets en orbite autour du Soleil ont une périhélie et aphélie, autour de la Terre, une périgée et apogée, autour de la lune, un perilunio et apolunio (ou periselenio et aposelenio respectivement). Une orbite autour d'un star Il a périastre et apoastro.
  2. Alors que la planète se déplace le long de son orbite dans une période de temps donnée, la ligne droite joignant le Soleil avec la planète balaie une zone d'amplitude constante, quelle que soit la partie de l'orbite est parcourue pendant cette période. Cela signifie que la planète se déplace plus vite à proximité de son périhélie plutôt que près de son aphélie, car à une distance plus courte, vous devez parcourir un plus grand arc pour couvrir la même zone. Cette loi est généralement appelée « zones égales en des temps égaux. »
  3. Pour une orbite donnée, le rapport entre le cube demi-grand axe et au carré de sa période est constante.

Il convient de noter que, même si une orbite fermée autour d'un point matériel ou un corps sphérique avec un champ gravitationnel Il est un 'ellipse fermé qui se répète indéfiniment et exactement le même chemin, les effets dus à la sphéricité non parfaite de terre ou effets relativistes Ils feront en sorte que la forme de l'orbite dévie de celle d'une ellipse fermée, caractéristique de déplacement de deux corps. Les solutions au problème des deux corps ont été publiés par Newton Principia en 1687. En 1912, Karl Fritiof Sundman mis au point une série infinie convergentes qui résout le problème des trois corps; Cependant, la convergence se produit si lentement qu'il est pratiquement peu utile. Sauf dans des cas particuliers, tels que points de Lagrange, aucune méthode existe pour résoudre équations du mouvement d'un système avec quatre ou plusieurs organismes.

Au lieu de cela, peuvent être approchées les orbites avec beaucoup de corps avec une précision arbitraire. Ces approximations prennent deux formes:

Une forme prend comme base le mouvement elliptique pur, avec l'addition de termes de les perturbations de prendre en compte l'influence gravitationnelle de plusieurs corps. Ceci est utile pour le calcul des positions des corps célestes. Les équations de mouvement des lunes, des planètes et d'autres corps sont connus avec une grande précision, et sont utilisés pour générer les tables pour navigation astronomique. Cependant, il y a des phénomènes séculaires qui doivent être traités avec des méthodes post-newtonienne.
La forme de 'équation différentielle Il est utilisé à des fins scientifiques ou dans les étapes de la planification d'une mission. Selon les lois de Newton, la somme de toutes les forces est égale à la masse multipliée par l'accélération (F = ma). Par conséquent, les accélérations peuvent être exprimées en termes de positions. Les termes de perturbations sont beaucoup plus faciles à décrire sous cette forme. La prédiction des positions et des vitesses suivantes à partir des valeurs initiales correspondant à une solution problème de valeur initiale. Les méthodes numériques calculent les positions et les vitesses des objets dans un avenir à court terme, puis répétez le calcul. Cependant, de petites erreurs arithmétiques résultant d'un niveau limité de précision mathématique d'un ordinateur sont cumulatifs, ce qui limite la précision de cette approche.

Caractéristiques d'une orbite

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: paramètres de l'orbite.

Six paramètres sont nécessaires pour préciser l'orbite Keplerian d'un corps. Par exemple, les trois nombres qui décrivent la position initiale du corps, et les trois valeurs pour la vitesse décrira seulement une orbite qui peut être calculée à la fois en avant et en arrière. Cependant, les paramètres généralement utilisés sont légèrement différents.

la paramètres de l'orbite (Ou éléments képlériennes) sont les suivants:

En principe, une fois les éléments orbitaux d'un corps sont connus, sa position peut être calculée en avant et en arrière pour une durée indéterminée. Cependant, en plus de gravité, d'autres forces sont intervenues pour perturber les orbites et les éléments orbitaux changent au fil du temps.

perturbations orbitale

Une perturbation orbitale se produit lorsqu'une force ou une impulsion beaucoup plus faible de la résistance globale du corps principal ou de l'impulsion moyenne, agissant de l'extérieur par rapport aux deux corps en orbite, provoque une accélération qui, au fil du temps, en modifiant les paramètres de l'orbite .

perturbations radiales, direct et transversal

Une petite impulsion radiale donnée à un corps en orbite change l 'excentricité mais pas le période orbitale (à premier ordre). Une impulsion direct ou rétrograde (À savoir, une impulsion appliquée dans la direction du mouvement orbital) modifie à la fois l'excentricité que la période orbitale. En particulier, une impulsion directe à periapside augmente la hauteur de 'apoapside et vice versa, tandis qu'un mouvement rétrograde fait le contraire. Une impulsion transversale (en dehors du plan orbital) provoque la rotation de la plan orbital sans changer période ou excentricité. Dans tous les cas, l'orbite fermée croisera au point de rupture.

Decay d'une orbite

Si une orbite d'objet autour d'un corps planétaire avec une atmosphère significative, son orbite peut se désintégrer en raison de résistance à l'écoulement. chacun en particulier, periapside l'objet est soumis à la traînée atmosphérique perdant de l'énergie. Chaque fois que l'orbite devient moins excentrique (plus circulaire) parce que l'objet perd de l'énergie cinétique précisément quand cette énergie est à son plus haut. Ceci est similaire au ralentissement d'un pendule au point le plus bas: le swing de point le plus haut du pendule est abaissée. A chaque ralentissement ultérieur, un trajet d'orbite plus élevée est influencée par l'atmosphère, ce qui rend l'effet plus prononcé. En fin de compte l'effet devient si grande que l'énergie cinétique maximale ne suffit plus de mettre l'orbite au-dessus de la couche atmosphérique où il y a une résistance. Lorsque cela se produit, l'objet décrit rapidement une spirale descendante coupant le corps central.

L'influence de l'atmosphère peut varier beaucoup. Au cours d'une maximum solaire, l'atmosphère de la Terre résiste à une centaine de kilomètres au-dessus que pendant un minimum solaire.

Certains satellites avec de longs câbles attache Ils peuvent subir une décroissance orbitale due à la résistance de l'électromagnétique champ magnétique terrestre. La réunion avec le champ magnétique, le fil agit comme un générateur, par des électrons circulant d'une extrémité à l'autre. Dans le fil, par conséquent, l'énergie orbitale est convertie en chaleur.

Il est possible d'agir sur une orbite artificiellement par l'utilisation de moteurs-fusées, qui modifient l'énergie cinétique du corps à un moment donné de son parcours, ou par conversion de l'énergie chimique de l'électricité. De cette façon, il devient plus facile de changer la forme et l'orientation de l'orbite.

Un autre procédé pour la modification d'une orbite est artificiellement par l'utilisation de les voiles solaires ou voiles magnétiques. Ces formes de propulsion ne nécessitent pas de gaz propulseur ou d'énergie autre que le Soleil, et peut être utilisé indéfiniment.

La décroissance orbitale peut également se produire en raison de forces de marée aux objets ci-dessous dell 'orbite synchrone pour le corps qui sont en orbite. L'objet en orbite autour soulève la gravité de renflements équatoriales dans le primaire; car au-dessous de l'orbite synchrone objet en orbite se déplace plus vite que la rotation du corps, les renflements sont laissés par un petit angle par rapport à l'objet. La sévérité des renflements est légèrement déphasé par rapport au premier satellite de l'axe, et a donc une composante dans la direction du mouvement du satellite. Le bulbe le plus proche ralentit l'objet plus qu'il accélère le plus loin, et par conséquent l'orbite désintègre. A l'inverse, la gravité des satellites gonflement qu'exerce couple de forces sur la première accélération de la rotation. Les satellites sont trop petits pour avoir des effets de marée sur les planètes orbitant autour d'eux, et quelques lunes du système solaire sont en pleine décroissance orbitale en raison de ce mécanisme. La lune la plus profonde de Mars, phobos, Il est un bon exemple: il est prévu que moins de 50 millions d'années aura un impact sur la surface de Mars ou qui fragmente formant un anneau.

L'écrasement d'un corps sphérique

L'analyse standard des corps en orbite suppose qu'ils sont constitués par des sphères uniformes ou, plus généralement, par des coquilles concentriques dont chacun est de densité uniforme. On peut montrer que ces corps sont gravitationnellement équivalents aux points des matériaux.

Cependant, dans le monde réel, les corps tournent, et cela produit une écraser de pôle de la sphère par rapport à sa équateur, phénomène qui dénature le champ de gravitation et qui fournit un instant quadripôle ce qui est significatif à des distances comparables au rayon du corps en question.

plusieurs corps gravitant

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Problème des n corps-.

Les effets d'autres organismes qui se font sentir l'influence de sa propre gravité peuvent être importants. Par exemple, le 'l'orbite de la Lune Il ne peut pas être décrit avec précision sans tenir compte de l'action de la gravité solaire que celle de la Terre. En dépit de ces perturbations, en première approximation, on peut dire que les corps ont des orbites raisonnablement stables autour d'une planète plus massive, à condition qu'ils soient en orbite bien au sein de la Colline balle de cette planète.

Quand il y a plus de deux corps gravitant, le problème est appelé problème n-corps. La plupart de ces problèmes n'ont pas une solution de forme fermée, même si certains cas particuliers ont été formulées.

Astrodinamica

icône Loupe mgx2.svg Le même sujet en détail: Astrodinamica.

Les astrodynamique est l'application de balistique et mécanique céleste les problèmes pratiques liés à la proposition de roquettes et d'autres véhicules spatiaux. Le mouvement de ces objets est normalement calculée sur la base principes de la dynamique et loi de la gravitation universelle. Il est une discipline fondamentale dans la conception et la mission de contrôle. La mécanique céleste est plus largement la dynamique orbitale des systèmes sous l'influence de la force gravité, tels que les engins spatiaux et les corps célestes naturels tels que les systèmes stellaires, planètes, la lunes et comètes. La mécanique orbitale traite de trajectoires vaisseau spatial, la manoeuvres orbitales, des modifications apportées au plan orbital. Sa tâche est de prédire les résultats de manoeuvres de propulsion dans Voyage interplanétaire.

classification

Selon 'énergie possédé par les orbites du corps peut être fermé et ouvert et périodique ou non périodique.

  • orbite elliptique: L'orbite est fermée et est un "ellipse si 'énergie totale et du corps est inférieur à zéro (qui est, si l 'énergie cinétique est moins dell 'énergie potentielle). Ils sont des orbites elliptiques planètes le système solaire et l'ensemble de leurs satellites. L 'orbite circulaire Il est un cas particulier de l'orbite elliptique.
    orbite
    orbite elliptique autour de la Terre périgée à 630 km et apogée à 11650 km au-dessus de la surface de la Terre.
  • Trajectoire hyperbolique: L'orbite est ouverte et est un "hyperbole si l'énergie totale et le corps est supérieure à zéro (qui est, si l'énergie cinétique est supérieure à l'énergie potentielle). Ils sont des orbites hyperboliques de les sondes spatiales envoyé à l'extérieur du système solaire et les orbites des parties de sondes envoyées aux planètes extérieures (tels que le sonde Galileo et Cassini dans l'approche et le départ des planètes intérieures utilisées pour l 'effet lance-pierre).
    orbite
    Trajectoire hyperbolique autour de la Terre avec périgée 5275 km au-dessus de la surface de la Terre.
  • trajectoire parabolique: D'un point de vue théorique, il est également nécessaire d'ajouter que si E = 0, l'orbite sera parabole; cette orbite est l'élément de séparation entre la famille des orbites fermées et ouvertes orbites.

Selon 'inclinaison par rapport à l'orbite du plan équatorial peut être:

  • orbite équatoriale: Si l'inclinaison est approximativement égale à zéro (par exemple, l 'orbite géostationnaire).
  • orbite polaire: Si l'inclinaison est presque égale à 90 °. Les satellites en orbite polaire ont la caractéristique d'être en mesure de voir les remerciements entiers globe à leur mouvement latitudinal le long des méridiens.
  • orbite écliptique si l'inclinaison coïncide avec 'écliptique la planète
  • Retrograde Orbit: si l'inclinaison est supérieure à 90 °.

Sur la base d'une utilisation pratique dans le domaine des satellites artificiels, ils peuvent également être définis:

  • cimetière Orbit, D'où vient le satellites géostationnaires
  • Orbit commerciale
  • parking Orbit
  • molniya Orbit, orbite soviétique pour les communications
  • orbite héliosynchrone, orbite de télédétection.

Selon 'altitude par rapport à terre:

la vitesse orbitale de la Terre dans une orbite circulaire

L'étude du mouvement ou des orbites des corps célestes, naturels et artificiels, il est la tâche de 'astrodynamique.

Considérons un corps masse m qui se déplace sur un 'orbite circulaire à une distance r du centre de terre (Soit à une altitude h = r - RT, où RT est le rayon de la Terre). Un tel corps est soumis à la force de gravité

,

être sol = 6,672 × 10-11 N (m / kg) ² la constante gravitationnelle et M = 5,9 x 1024 kg la masse de la Terre.

Le corps sur une trajectoire circulaire de rayon r Il est soumis à force centripète égal à

être v la rocade de vitesse.

orbite
La vitesse tangentielle en fonction du rayon de la Terre sur une orbite circulaire.

Parce que le corps continue de prendre l'orbite circulaire, la force de gravité doit être égale à la force centripète, fag F =c:

;

la simplification m et r et la résolution de v vous obtenez:

.

La figure de gauche représente la vitesse tangentielle tracée en fonction du rayon de l'orbite, pour des orbites autour de la Terre.[8]

En tenant compte du fait que la vitesse tangentielle est liée à période orbitale le rapport

vous pouvez exprimer T en fonction de r, obtention

.

Ceci est rien de plus que la la troisième loi de Kepler. la constante K qui apparaît dans la troisième loi est alors définie comme

La troisième loi de Kepler permet alors de déterminer la hauteur d'un 'orbite géostationnaire, c.-à-orbite équatoriale dont la période est égale à jour sidéral terre, Tpourrir = 23 h 56 min 4,09 s = 86164,09 s:

ce qui correspond à une hauteur de 35,79 mille km au-dessus de l'équateur.

notes

  1. ^ Le Space Place :: Qu'est-ce qu'un barycentre
  2. ^ Orbit (astronomie) - Encyclopédie
  3. ^ Kuhn, La révolution copernicienne, pp. 238, 246-252
  4. ^ Encyclopédie Britannica, 1968, vol. 2, p. 645
  5. ^ M Caspar, Kepler (1959, Abelard-Schuman), au pp.131-140; A Koyré, La révolution astronomique: Copernic, Kepler, Borelli (1973, Methuen), pp. 277-279
  6. ^ Andrew Jones, Les lois de Kepler de mouvement planétaire, about.com. Récupérée le 1er Juin 2008.
  7. ^ voir pages 6-8 du « Traité du système du monde » L'expérience de la pensée de Newton pour la version originale (traduit en anglais) « boulet de canon ».
  8. ^ De cette expression sont, par exemple dérivés les valeurs calculées par Ces pages web, en anglais, sur le calcul d'orbite.

bibliographie

  • Andrea Milani et Giovanni F. Gronchi. Théorie de la détermination de l'orbite (Cambridge University Press, 378 pages, 2010). Il aborde de nouveaux algorithmes pour déterminer les orbites des corps célestes naturels et artificiels.
  • Abell, Morrison et Wolff, Exploration de l'Univers, cinquième, Saunders College Publishing, 1987.
  • Linton, Christopher (2004). De Eudoxe à Einstein. Cambridge: University Press. ISBN 0-521-82750-7
  • Swetz, Frank; et al. (1997). Apprenez des maîtres!. Mathématique Association of America. ISBN 0-88385-703-0

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liens externes

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