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Órbita

Para otras aplicaciones, vea Órbita (desambiguación).

En física, una órbita es la trayectoria de un objeto alrededor de un punto o de otro cuerpo. Las órbitas se explican y se calculan cerca Ley del neutonio de la gravitación universal y Leyes de Kepler del movimiento planetario.[1][2]

Contenido

Historia

En modelo geocéntrico de la Sistema Solar, mecanismos tales como deferente y epiciclo fueron supuestos para explicar el movimiento de los planetas en términos de esferas o anillos perfectos.

La base para la comprensión moderna de órbitas primero fue formulada cerca Johannes Kepler de quién resultados se resumen en sus tres leyes del movimiento planetario. Primero, él encontró que las órbitas del planetas en nuestro Sistema Solar sea elíptico, no circular (o epicicloidal), como había sido creído previamente, y que el sol no está situado en el centro de las órbitas, pero algo a la una foco.[3] En segundo lugar, él encontró que la velocidad orbital de cada planeta no es constante, como había sido previamente pensamiento, pero algo que la velocidad del planeta depende de la distancia del planeta del sol. Y el tercer, Kepler encontró una relación universal entre las características orbitales de todos los planetas que movían en órbita alrededor del sol. Para cada planeta, el cubo de la distancia del planeta del sol, medido adentro unidades astronómicas (AU), es igual al cuadrado del período orbital del planeta, medido en años de la tierra. Júpiter, por ejemplo, es el AU aproximadamente 5.2 del sol y su período orbital es 11.86 años de la tierra. Tan 5.2 iguales cubicados 11.86 ajustaron, según lo predicho.

Isaac Newton demostrado que los leyes de Kepler eran derivable de su teoría de gravitación y eso, las órbitas de los cuerpos que respondían a la fuerza de la gravedad estaba generalmente secciones cónicas. El neutonio demostró que un par de cuerpos sigue órbitas de las dimensiones que están en la proporción inversa a su masas sobre su campo común centro de la masa. Donde está mucho más masivo un cuerpo que el otro, es una aproximación conveniente para tomar el centro de la masa como coincidiendo con el centro del cuerpo más masivo.

Órbitas planetarias

Dentro de a sistema planetario; planetas, planetas enanos, asteroides (a.k.a. planetas de menor importancia), cometas, y ruina del espacio mueva en órbita alrededor de la central estrella en órbitas elípticas. Un cometa en a parabólico o hiperbólico la órbita sobre una estrella central gravitacional no está limitada a la estrella y por lo tanto no se considera parte del sistema planetario de la estrella. Hasta la fecha, no se ha observado ningún cometa en nuestro Sistema Solar con una órbita distintamente hiperbólica. Cuerpos que gravitacional están limitados a uno de los planetas en un sistema planetario, cualquiera natural o satélites artificiales, siga las órbitas sobre ese planeta.

Debido a mutuo perturbaciones gravitacionales, excentricidades de las órbitas de los planetas en nuestra Sistema Solar varíe en un cierto plazo. Mercurio, el planeta más pequeño de la Sistema Solar, tiene la órbita más excéntrica. En el presente época, Marte tiene la excentricidad más grande siguiente mientras que las excentricidades más pequeñas son las de las órbitas de Venus y Neptuno.

Como dos objetos se mueven en órbita alrededor, periapsis es ese punto en el cual los dos objetos están los más cercanos el uno al otro y apoapsis es ese punto en el cual son los más lejanos de uno a. (Términos más específicos se utilizan para los cuerpos específicos. Por ejemplo, el perigeo y el apogeo son las partes más bajas y más altas de una órbita de la tierra, respectivamente.)

En la órbita elíptica, centro de la masa del sistema orbiting-movido en órbita alrededor se sentará a la una foco de ambas órbitas, con nada presente en el otro foco. Pues un planeta acerca a periapsis, el planeta aumentará de velocidad, o velocidad. Pues un planeta acerca a apoapsis, el planeta disminuirá en velocidad.

Vea también:

Órbitas que entienden

Hay algunas maneras comunes de entender órbitas.

  • Mientras que el objeto se mueve de lado, cae hacia el organismo central. Sin embargo, se mueve tan rápidamente que el organismo central curvará lejos debajo de él.
  • Una fuerza, tal como gravedad, tira del objeto en una trayectoria curvada mientras que procura volar apagado en una línea recta.
  • Mientras que el objeto se mueve de lado (tangencial), cae hacia el organismo central. Sin embargo, tiene bastantes velocidad tangencial faltar el objeto movido en órbita alrededor, y continuará bajando indefinidamente. Esta comprensión es particularmente útil para el análisis matemático, porque el movimiento del objeto se puede describir como la suma de los tres coordenadas unidimensionales que oscilan alrededor de un centro gravitacional.

Como ilustración de una órbita alrededor de un planeta, Cannonball del neutonio el modelo puede probar útil (véase la imagen abajo). Imagine un cañón el sentarse encima de una montaña alta, que enciende un cannonball horizontalmente. La montaña necesita ser muy alta, de modo que el cañón esté sobre la atmósfera de la tierra y poder no hacer caso de los efectos de la fricción del aire en el cannonball.

Si el cañón enciende su bola con una velocidad inicial baja, la trayectoria de la bola curva hacia abajo y golpea la tierra (a). Mientras que se aumenta la velocidad que enciende, el cannonball golpea la tierra más lejos (b) lejos del cañón, porque mientras que la bola todavía está cayendo hacia la tierra, la tierra está curvando cada vez más lejos de ella (véase el primer punto, arriba). Todos estos movimientos son realmente “órbitas” en un sentido técnico - están describiendo una porción de trayectoria elíptica alrededor del centro de gravedad - pero las órbitas están por supuesto interrumpido pulsando la tierra.

Si el cannonball se enciende con suficiente velocidad, la tierra curva lejos de la bola por lo menos tanto como cae la bola - así que la bola nunca pulsa la tierra. Ahora está en qué se podría llamar a no-interrumpido, o circumnavigating, órbita. Para cualquier combinación específica de la altura sobre el centro de gravedad, y la masa del planeta, hay una velocidad de la leña del específico que produce a órbita circular, según las indicaciones de (c).

Como la velocidad que enciende se aumenta más allá de esto, una gama de órbitas elípticas se producen; uno se demuestra adentro (d). Si la leña inicial está sobre la superficie de la tierra como se muestra, también habrá órbitas elípticas a velocidades más lentas; éstos vendrán lo más cerca posible a la tierra en de una órbita del punto la mitad más allá, y directamente enfrente de, el punto de la leña.

En el específico una velocidad llamó velocidad del escape, otra vez dependiente en la altura de la leña y masa del planeta, órbita infinita por ejemplo (e) se produce - a trayectoria parabólica. A incluso velocidades más rápidas el objeto seguirá una gama de trayectoria hiperbólica. Con sentido práctico, ambos tipos de la trayectoria significan que el objeto “se está rompiendo libremente” de la gravedad del planeta, y “que está entrando apagado espacio”.

La relación de la velocidad de dos objetos con la masa se puede considerar así en cuatro clases prácticas, con subtipos:

1. Ninguna órbita

2. Órbitas interrumpidas

  • Gama de trayectorias elípticas interrumpidas

3. Órbitas de Circumnavigating

  • Gama de trayectorias elípticas con el punto más cercano enfrente del punto de la leña
  • Trayectoria circular
  • Gama de trayectorias elípticas con el punto más cercano en el punto de la leña

4. Órbitas infinitas

  • Trayectorias parabólicas
  • Trayectorias hiperbólicas

Leyes del neutonio del movimiento

En muchas situaciones los efectos relativistas se pueden descuidar, y Leyes del neutonio dé una descripción altamente exacta del movimiento. Entonces la aceleración de cada cuerpo es igual a la suma de las fuerzas gravitacionales en ella, dividida por su masa, y la fuerza gravitacional entre cada par de cuerpos es proporcional al producto de sus masas y disminuye inverso con el cuadrado de la distancia entre ellas. A esta aproximación neutoniana, para un sistema de dos masas del punto o de cuerpos esféricos, influenciado solamente por su gravitación mutua ( problema del dos-cuerpo), las órbitas pueden ser calculadas exactamente. Si el cuerpo más pesado es mucho más masivo que cuanto más pequeño es, en cuanto a un satélite o a una luna pequeña que mueve en órbita alrededor de un planeta o para la tierra que mueve en órbita alrededor del sol, es exacto y conveniente describir el movimiento en a sistema coordinado eso se centra en el cuerpo más pesado, y podemos decir que el cuerpo más ligero está en órbita alrededor del más pesado. (Para el caso donde están comparables las masas de dos cuerpos una solución neutoniana exacta sigue siendo disponible, y cualitativo similar a la caja de masas disímiles, centrando el sistema coordinado en centro de la masa de los dos.)

La energía se asocia a los campos gravitacionales. Un cuerpo inmóvil lejos de otro puede hacer el trabajo externo si se tira hacia él, y por lo tanto tiene gravitacional energía potencial. Puesto que el trabajo se requiere para separar dos cuerpos masivos contra el tirón de la gravedad, su energía potencial gravitacional aumenta como se separan, y disminuye mientras que acercan a uno otro. Para las masas del punto la energía gravitacional disminuye sin límite mientras que acercan a la separación cero, y es conveniente y convencional tomar la energía potencial como cero cuando son una distancia infinita aparte, y entonces la negativa (puesto que disminuye a partir de la cero) para distancias finitas más pequeñas.

Con dos cuerpos, una órbita es a sección cónica. La órbita puede ser abierta (así que del objeto las vueltas nunca) o cerrado (volviendo), dependiendo del total cinético + potencial energía del sistema. En el caso de una órbita abierta, la velocidad en cualquier posición de la órbita es por lo menos velocidad del escape para esa posición, en el caso de una órbita cerrada, siempre menos. Puesto que la energía cinética nunca es negativa, si adoptan a la convención común de tomar la energía potencial como cero en la separación infinita, las órbitas encuadernadas tienen energía total negativa, la trayectoria parabólica tiene energía total cero, y las órbitas hiperbólicas tienen energía total positiva.

Una órbita abierta tiene la forma de a hipérbola (cuando la velocidad es mayor que la velocidad del escape), o a parábola (cuando la velocidad es exactamente la velocidad del escape). Los cuerpos se acercan durante algún tiempo, curvan alrededor de uno a alrededor de la época de su acercamiento más cercano, y después se separan otra vez por siempre. Éste puede ser el caso con alguno cometas si vienen fuera de la Sistema Solar.

Una órbita cerrada tiene la forma del elipse. En el caso especial que el cuerpo orbiting es siempre la misma distancia del centro, es también la forma de a círculo. Si no, el punto donde está el más cercano el cuerpo orbiting a la tierra es perigeo, llamado periapsis (menos correctamente, “perifocus” o “pericentron”) cuando la órbita está alrededor de un cuerpo con excepción de tierra. Se llama el punto donde está el más lejano el satélite de la tierra apogeo, apoapsis, o a veces apifocus o apocentron. Una línea dibujada de periapsis al apoapsis es línea-de-apsides. Éste es el eje principal de la elipse, la línea a través de su partición más larga.

Los cuerpos Orbiting en órbitas cerradas repiten su trayectoria después de un período del tiempo constante. Este movimiento es descrito por los leyes empíricos de Kepler, que se puede derivar matemáticamente de los leyes del neutonio. Éstos pueden ser formulados como sigue:

  1. La órbita de un planeta alrededor del sol es una elipse, con el sol en uno de los puntos focales de la elipse. Por lo tanto la órbita miente en un plano, llamado plano orbital. El punto en la órbita más cercana al cuerpo de atracción es el periapsis. El punto lo más lejos posible del cuerpo de atracción se llama el apoapsis. Hay también términos específicos para las órbitas alrededor de cuerpos particulares; las cosas que mueven en órbita alrededor del sol tienen un perihelio y el aphelion, cosas que mueven en órbita alrededor de la tierra tiene un perigeo y un apogeo, y moverse en órbita alrededor de las cosas Luna tenga un perilune y un apolune (o, sinónimo, un periselene y un aposelene). Una órbita alrededor de cualesquiera estrella, no apenas el sol, tiene un periastron y un apastron.
  2. Mientras que el planeta se mueve alrededor de su órbita durante una cantidad de tiempo fija, la línea del sol al planeta barre un área constante del plano orbital, sin importar el cual la parte de su órbita el planeta remonta durante ese período del tiempo. Esto significa que el planeta se mueve más rápidamente cerca de su perihelio que cerca de su aphelion, porque en la distancia más pequeña necesita remontar un mayor arco para cubrir la misma área. Esta ley se indica generalmente como “áreas iguales en tiempo igual.”
  3. Para cada planeta, el cociente del cubo de su eje semi-principal al cuadrado de su período es el mismo valor constante para todos los planetas.

Observe que eso mientras que el límite se mueve en órbita alrededor alrededor de una masa del punto, o de un cuerpo esférico con un campo gravitacional neutoniano ideal, son todos las elipses cerradas, que repiten la misma trayectoria exactamente e indefinidamente, cualquier efecto no-esférico o no neutoniano (según lo causado, por ejemplo, por el oblateness leve de la tierra, o cerca efectos relativistas, cambiar el comportamiento del campo gravitacional con distancia) hará la forma de la órbita salir a un mayor o a poco grado de las elipses cerradas características del movimiento neutoniano de dos cuerpos. Las 2 soluciones del cuerpo fueron publicadas por Newton adentro Principia en 1687. En 1912, Karl Fritiof Sundman desarrolló una serie infinita convergente que soluciona el problema de 3 cuerpos; sin embargo, converge demasiado lentamente para estar de mucho uso. A excepción de casos especiales tenga gusto Puntos Lagrangian, no se sabe ningún método para solucionar las ecuaciones del movimiento para un sistema con cuatro o más cuerpos.

En lugar, las órbitas con muchos cuerpos se pueden aproximar con exactitud arbitrariamente alta. Estas formas de la toma dos de las aproximaciones.

Una forma toma el movimiento elíptico puro como base, y agrega perturbación términos para explicar la influencia gravitacional de cuerpos múltiples. Esto es conveniente para calcular las posiciones de cuerpos astronómicos. Las ecuaciones del movimiento de la luna, de planetas y de otros cuerpos se saben con gran exactitud, y se utilizan para generar tablas para navegación celestial. Hay fenómenos seculares eso tiene que ser tratada de cerca poste-neutoniano métodos.

ecuación diferencial la forma se utiliza para los propósitos científicos o del misión-planeamiento. Según los leyes del neutonio, la suma de todas las fuerzas igualará los tiempos totales su aceleración (F = mA). Por lo tanto las aceleraciones se pueden expresar en términos de posiciones. Los términos de la perturbación son mucho más fáciles de describir en esta forma. Predecir posiciones y las velocidades subsecuentes de la inicial unas corresponde a solucionar problema del valor inicial. Los métodos numéricos calculan las posiciones y las velocidades de los objetos un rato minúsculo en el futuro, después repiten esto. Sin embargo, los errores aritméticos minúsculos de la exactitud limitada de la matemáticas de una computadora acumulan, limitando la exactitud de este acercamiento.

Las simulaciones diferenciadas con una gran cantidad de objetos realizan los cálculos en en parejas una manera jerárquica entre los centros de la masa. Usando este esquema, se han simulado las galaxias, los racimos de la estrella y otros objetos grandes.

Análisis del movimiento orbital

(Véase también ecuación de la órbita y Primera ley de Kepler.)

Observe por favor que lo que sigue es un clásico (Neutoniano) análisis de mecánicos orbitales, de el cual asume los efectos más sutiles relatividad general (como fricción del marco y dilatación gravitacional del tiempo) sea insignificante. La relatividad general, sin embargo, necesita ser considerada para algunos usos tales como análisis de cuerpos divinos extremadamente masivos, predicción exacta del estado de un sistema después de un período del tiempo largo, y en el caso del recorrido interplanetario, donde economía de combustible, y así la precisión, es suprema.

Analizar el movimiento de un cuerpo que se mueve bajo influencia de una fuerza que se dirija siempre hacia un punto fijo, es conveniente utilizar coordenadas polares con el origen coincidiendo con el centro de la fuerza. En tales coordenadas los componentes radiales y transversales del aceleración sea, respectivamente:

y

.

Puesto que la fuerza es enteramente radial, y puesto que la aceleración es proporcional a la fuerza, sigue que la aceleración transversal es cero. Consecuentemente,

.

Después de integrar, tenemos

cuál está realmente la prueba teórica 2da ley de Kepler (La línea de A que ensambla un planeta y el sol barre hacia fuera áreas iguales durante intervalos iguales del tiempo). La constante de la integración, h, es ímpetu angular por masa de la unidad. Entonces sigue eso

donde hemos introducido la variable auxiliar

.

La fuerza radial es f (r) por unidad está ar, entonces la eliminación de la variable del tiempo del componente radial de la ecuación del movimiento rinde:

.

En el caso de gravedad, Neutonio ley de la gravitación universal estados que la fuerza es proporcional al cuadrado inverso de la distancia:

donde G es constante de la gravitación universal, m es la masa del cuerpo orbiting (planeta), y M es la masa del organismo central (el sol). Substituyendo en la ecuación anterior, tenemos

.

Tan para la fuerza gravitacional - o, más generalmente, para cualesquiera ley cuadrada inversa de la fuerza - el lado derecho de la ecuación se convierte en una constante y la ecuación se ve para ser ecuación armónica (hasta una cambio del origen de la variable dependiente). La solución es:

donde A y θ0 son las constantes arbitrarias.

La ecuación de la órbita descrita por la partícula es así:

,

donde e es:

Esto se puede reconocer generalmente como la ecuación de a sección cónica en coordenadas polares (r, θ). Podemos hacer otra conexión con la descripción clásica de la sección cónica con:

Si parámetro e es más pequeño de uno, e es excentricidad y a eje semi-principal de elipse.

Planos orbitales

Artículo principal: Plano orbital (astronomía)

El análisis ha sido hasta ahora de dos dimensiones; resulta que unperturbed la órbita es de dos dimensiones en un plano fijado en espacio, y la extensión a tres dimensiones requiere así simplemente rotar el plano de dos dimensiones en el ángulo requerido concerniente a los postes del cuerpo planetario implicado.

La rotación para hacer esto en tres dimensiones requiere tres números determinarse únicamente; éstos se expresan tradicionalmente como tres ángulos.

Período orbital

Artículo principal: Período orbital

El período orbital es simplemente cuánto tiempo un cuerpo orbiting toma para terminar una órbita.

Especificar órbitas

Artículo principal: elementos orbitales

Resulta que toma a mínimo 6 números para especificar una órbita sobre un cuerpo, y esto se puede hacer de varias maneras. Por ejemplo, especificando los 3 números que especifican la localización y especificar 3 velocidad de un cuerpo da una órbita única que pueda ser calculada remita (o al revés). Sin embargo, los parámetros usados son tradicionalmente levemente diferentes.

El sistema tradicionalmente usado de elementos orbitales se llama el sistema de Elementos de Keplerian, después Johannes Kepler y el suyo Leyes de Kepler. Los elementos de Keplerian son seises:

En principio una vez que los elementos orbitales se sepan para un cuerpo, su posición se puede calcular adelante y al revés indefinidamente a tiempo. Sin embargo, en la práctica, se afectan las órbitas, perturbado, por las fuerzas con excepción de la gravedad debido al organismo central y los elementos orbitales cambian así en un cierto plazo.

Perturbaciones orbitales

Una perturbación orbital es cuando una fuerza o un impulso que sea mucho más pequeño que la fuerza total o el impulso medio del cuerpo de gravitación principal y que sean externos a las dos causas orbiting de los cuerpos a la aceleración, que cambia los parámetros de la órbita en un cierto plazo.

La parte radial, prograde y las perturbaciones del tranverse

Puede ser demostrado que un impulso radial dado a un cuerpo en órbita no cambia el período orbital (puesto que no afecta el ímpetu angular), pero cambia la excentricidad. Esto significa que la órbita todavía interseca la órbita original en dos lugares.

Para un prograde o retrograda el impulso (es decir. un impulso se aplicó a lo largo del movimiento orbital), éste cambia ambos la excentricidad así como el período orbital, pero cualquier órbita cerrada inmóvil intersecará el punto de la perturbación. Notablemente, un impulso del prograde dado en periapsis levanta la altitud en apoapsis, y viceversa, y un impulso retrógrado hace el contrario.

Una fuerza transversal fuera del plano orbital causa la rotación del plano orbital.

Decaimiento orbital

Artículo principal: Decaimiento orbital

Si una cierta parte de la órbita de un cuerpo incorpora una atmósfera, su órbita puede decaerse debido a fricción. Particularmente en cada periapsis, el objeto raspa el aire, energía perdidosa. Cada vez que, la órbita crece menos excéntrica (más circular) porque el objeto pierde energía cinética exacto cuando esa energía está en su máximo. Esto es similar al efecto de retardar un péndulo en su punto más bajo; el punto más alto del oscilación del péndulo se convierte más bajo. Con cada uno sucesivo retardar más de la trayectoria de la órbita es afectada por la atmósfera y el efecto llega a ser más pronunciado. Eventual, el efecto llega a ser tan grande que la energía cinética máxima no es bastante para volver la órbita sobre los límites del efecto atmosférico de la fricción. Cuando sucede esto el cuerpo torcerá en espiral rápidamente abajo e intersecará el organismo central.

Los límites de una atmósfera varían violentamente. Durante máximos solares, las causas de la atmósfera de la tierra arrastran hasta cientos kilómetros más alto que durante mínimos solares.

Algunos satélites con conductor largo atan pueden también decaerse debido a la fricción electromágnetica del Campo magnético de la tierra. Básicamente, el alambre corta el campo magnético, y actúa como generador. El alambre mueve electrones desde el vacío cercano en un extremo al cercano-vacío en el otro extremo. La energía orbital se convierte al calor en el alambre.

Las órbitas se pueden influenciar artificial con el uso de los motores del cohete que cambian la energía cinética del cuerpo en un cierto punto en su trayectoria. Ésta es la conversión de la energía química o eléctrica a la energía cinética. De esta manera cambia en la forma de la órbita o la orientación puede ser facilitada.

Otro método artificial de influenciar una órbita está con el uso de velas solares o velas magnéticas. Estas formas de propulsión no requieren ningún propulsor o entrada de energía con excepción de la del sol, y así que se pueden utilizar indefinidamente. Vea statite para un tal uso propuesto.

El decaimiento orbital puede también ocurrir debido a fuerzas de marea para los objetos debajo del órbita síncrona para el cuerpo son orbiting. La gravedad de los aumentos orbiting del objeto bombeos de marea en el primario, y puesto que debajo de la órbita síncrona el objeto orbiting está moviendo más rápidamente que la superficie del cuerpo el retraso de los bombeos un ángulo corto detrás de él. La gravedad de los bombeos está apagada levemente del eje del primario-satélite y tiene así un componente a lo largo del movimiento del satélite. El bombeo cercano retarda el objeto más que el bombeo lo apresura lejos para arriba, y consecuentemente la órbita se decae. Inversamente, la gravedad del satélite en los bombeos se aplica esfuerzo de torsión en el primario y aceleró su rotación. Los satélites artificiales son demasiado pequeños tener un efecto de marea apreciable en los planetas que se mueven en órbita alrededor, pero varias lunas en la Sistema Solar están experimentando decaimiento orbital por este mecanismo. Luna íntima de Marte Phobos es un ejemplo típico, y espera a la superficie de cualquier Marte del impacto o se rompe para arriba en un anillo en el plazo de 50 millones de años.

Finalmente, las órbitas pueden decaerse vía la emisión de ondas gravitacionales. Este mecanismo es extremadamente débil para la mayoría de los objetos estelares, sólo llega a ser significativo en caso de que haya una combinación de la masa extrema y de la aceleración extrema, por ejemplo con calabozos o estrellas de neutrón eso es orbiting de cerca.

Oblateness

El análisis estándar de cuerpos orbiting asume que todos los cuerpos consisten en esferas uniformes, o más generalmente, las cáscaras concéntricas cada uno de la densidad uniforme. Puede ser demostrado que tales cuerpos son gravitacional equivalente para señalar fuentes.

Sin embargo, en el del mundo real, muchos cuerpos rotan, y esto introduce oblateness y tuerce el campo de la gravedad, y da a quadrupole momento al campo gravitacional que es significativo en las distancias comparables al radio del cuerpo.

El efecto general de esto es cambiar los parámetros orbitales en un cierto plazo; esto da predominante una rotación del plano orbital alrededor del poste rotatorio de un planeta de la central (perturba discusión del perigeo) de una manera que es dependiente en el ángulo del plano orbital del ecuador así como altitud en el perigeo.

Otros cuerpos de gravitación

Los efectos de otros cuerpos de gravitación pueden ser muy grandes. Por ejemplo, la órbita del Luna no puede estar de ninguna manera descrita exactamente sin tener en cuenta la acción de la gravedad del Sun así como la tierra.

Órbitas de la tierra

Artículo principal: Órbita geocéntrica

Escalamiento en gravedad

constante gravitacional G se mide para ser:

  • (6.6742 ± 0.001) × 10−11 N·² del ² /kg de m
  • (6.6742 ± 0.001) × 10−11 ³ de m/(kilogramo·² de s)
  • (6.6742 ± 0.001) × 10−11 (³ de kg/m)-1s-2.

Así la constante tiene densidad de la dimensión-1 tiempo-2. Esto corresponde a las características siguientes.

Escalamiento de distancias (tamaños incluyendo de cuerpos, mientras que guarda de las densidades iguales) da similar órbitas sin el escalamiento del tiempo: si por ejemplo se parten en dos las distancias, las masas son divididas por 8, fuerzas gravitacionales por 16 y aceleraciones gravitacionales por 2. Por lo tanto los períodos orbitales siguen siendo iguales. Semejantemente, cuando un objeto se cae de una torre, el tiempo que lleva la caída igual del restos de la tierra con un modelo de la escala de la torre en un modelo de la escala de la tierra.

Cuando todas las densidades son multiplicadas por cuatro, las órbitas son iguales, pero con las velocidades orbitales dobladas.

Cuando todas las densidades son multiplicadas por cuatro, y se parten en dos todos los tamaños, las órbitas son similares, con las mismas velocidades orbitales.

Estas características se ilustran en el fórmula

para una órbita elíptica con eje semi-principal a, de un cuerpo pequeño alrededor de un cuerpo esférico con el radio r y σ medio de la densidad, donde T es el período orbital.

Papel en teoría atómica

Cuando es atómica la estructura primero fue sondada experimental temprano en el vigésimo siglo, un cuadro temprano del átomo retratado le como Sistema Solar miniatura limite por fuerza del culombio más bien que por gravedad. Esto era contrario con electrodinámica y el modelo fue refinado progresivamente como teoría del quántum desarrollado, pero hay una herencia del cuadro en el término orbital para la función de la onda del enérgio limitada electrón estado.

Vea también

Mire para arriba Órbita en
Wiktionary, el diccionario libre.

Referencias

  • Abell, Morrison, y Wolff (1987). Exploración del universo, quinto edición, el publicar de la universidad de Saunders. 
  1. ^ Popa, David (3-24-05). (20) Teoría del neutonio de la “gravitación universal” (en). Recuperado encendido 2008-06-01.
  2. ^ Popa, David (3-21-05). Tres leyes de Kepler del movimiento planetario: Una descripción para los profesores de la ciencia (en). Recuperado encendido 2008-06-01.
  3. ^ Jones, Andrew. Leyes de Kepler del movimiento planetario (en). about.com. Recuperado encendido 2008-06-01.
  4. ^ Fundamentos de Spaceflight a JPL cartilla usada por sus empleados.

Acoplamientos externos

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