Òrbita

Òrbita

Animació de dos objectes orbitando al voltant d'un centre de masses comuna.

En física, una òrbita és la trayectòria que descriu un objecte físic al voltant d'un atre mentres està baix l'influència d'una força central, com la força gravitatoria.

Història

S'inicia en l'aportació matemàtica de Johannes Kepler, qui va ser el que va formular els resultats en els seus tres lleis del moviment planetari. La primera, va propondre que les òrbites dels planetas en el sistema solar són elíptiques i no circulares o epiciclos, com es pensava abans, i que el Sol no es trobava en el centre de les seues òrbites sino en un de les seues focs. La segona, que la velocitat orbital de cada planeta no és constant, com també es creïa, sino que la velocitat del planeta depén de la distància entre el planeta i el Sol. I la tercera, Kepler va trobar una relació universal entre les propietats orbitales de tots els planetes orbitando al voltant del Sol. Per a cada planeta, la distància entre el planeta i el Sol a la gaveta, mida en unitats astronòmiques, és igual al periodo del planeta al quadrat, medit en anys terrestres.

Isaac Newton va demostrar que les lleis de Johannes Kepler es derivaven de la seua teoria de la gravetat i que, en general, les òrbites dels cossos que responien a la força gravitatoria eren seccions còniques. Isaac Newton va demostrar que un parell de cossos seguixen òrbites de dimensions que són inversamente proporcionals a les seues massas sobre la seua centre de masses comuna. Quan un cos és molt més massiu que l'atre, es fa la convenció de prendre el centre de masses com el centre del cos en major massa.

Òrbites planetàries

Òrbites planetàries de Mercurio, Venus, Terra i Mart.

Dins d'un sistema planetari, els planetas, planetes nanos, asteroides, cometas i la fem espacial orbitan al voltant de l'estrela central, el Sol en el cas del sistema solar. Un cometa en una òrbita parabòlica o hiperbòlica al voltant d'una estrela central no té un llaç gravitatorio en l'estrela i per tant no es considera part del sistema planetari de l'estrela. No s'han observat en el sistema solar cometes en òrbites clarament hiperbòliques. Els cossos que tenen un llaç gravitacional en un dels planetes del sistema planetari, ya siguen naturals o artificials, realisen òrbites elíptiques al voltant del planeta.

Per les destorbament gravitatorias mútues, les excentricitats de les òrbites dels planetes varien a lo llarc del temps. Mercurio, el planeta més menut del sistema solar, té l'òrbita més excèntrica. El següent és Mart, mentres que els planetes en menor excentricitat són Venus i Neptú.

Quan dos objectes orbitan sobre sí, el periastro és el punt en el que els dos objectes es troben més pròxims l'u a l'atre i l'apoastro és el punt a on es troben més llunt.

En una òrbita elíptica, el centre de masses d'un sistema entre orbitador i orbitado se situa en un dels focs d'abdós òrbites, sense res en l'atre foc. Quan un planeta s'acosta al seu periastro, el planeta incrementa la seua velocitat. D'igual manera, quan s'acosta a la seua apoastro, disminuïx la seua velocitat.

Explicació intuïtiva

Hi ha vàries maneres de poder explicar el funcionament d'una òrbita:

• Quan un objecte es mou de forma oblicua, cau cap a un objecte orbitado. No obstant es mou tan ràpit que la curvatura de l'objecte orbitado sempre caurà baix d'est.
• Una força, com la gravetat, atrau un objecte cap a una trayectòria curvada mentres intenta mantindre el vol en llínea recta.

• Quan un objecte cau, es mou de forma lateral lo suficientment ràpit (té suficient velocitat tangencial) com per a evitar l'objecte orbitado.

Esquema del canó de Newton.

Un eixemple utilisat comunament per a ilustrar una òrbita al voltant d'un planeta és el canó de Newton. S'imagina un canó situat en la part alta d'una montanya que dispara boles de canó de forma horisontal. La montanya necessita ser molt alta per a evitar l'atmòsfera terrestre i ignorar els efectes de fricció sobre la bola de canó.

Si el canó dispara una bola en una velocitat inicial baixa, la trayectòria de la bola es curva i impacta contra el sol (A). Aumentant la velocitat inicial, la bola de canó impacta en el sol cada volta més llunt del canó (B), degut a que mentres la bola seguix caent, el sol també es curva. Tots estos moviments són realment òrbites en el seu sentit tècnic, ya que descriuen una trayectòria elíptica al voltant d'un centre de gravetat pero que s'interromp en chocar contra la terra.

Si es dispara la bola en suficient velocitat, el sol es curva a lo manco tant com la bola en caure, per lo que la bola de canó mai impacta contra el sol. Es diu que està realisant una òrbita sense interrupció o de circumnavegació. Per a cada altura sobre el centre de gravetat hi ha una velocitat específica que produïx una òrbita circular (C).

Si la velocitat de dispar aumenta més allà d'esta velocitat, es produïxen òrbites elíptiques (D). A una velocitat major, denominada velocitat d'escape, que de nou depén de l'altura a on es dispara, es produïx una òrbita infinita (I), primer del tipo parabòlica i en velocitats més altes del tipo hiperbòlica. En abdós tipos d'òrbites infinites el resultat és que l'objecte ha escapat de la gravetat del planeta i es marcha cap a l'espai.

Vore també

• Assistència gravitatoria
• Exponent Lyapunov
• Trayectòria
• Velocitat orbital
• Vector Excentricitat

Bibliografia

• Abell, Morrison, and Wolff (1987). Exploration of the Universe, 5ª Ed. edició, Saunders College Publishing.
• Ortega, Manuel R. (1989-2010). Lliçons de Física (4 volums), Monytex.
• Rumbo al Cosmos. Els secrets de la astronáutica. ISBN 978-84-614-7382-3.