Significado da palavra órbita. Terminologia oficial O que é Órbita, o que significa e como escrevê-lo corretamente

ÓRBITA
na astronomia, o caminho de um corpo celeste no espaço. Embora uma órbita possa ser chamada de trajetória de qualquer corpo, geralmente nos referimos ao movimento relativo de corpos em interação: por exemplo, as órbitas de planetas ao redor do Sol, satélites ao redor de um planeta ou estrelas em um complexo sistema estelar em relação ao centro geral de massa. Um satélite artificial “entra em órbita” quando começa a se mover em uma trajetória cíclica ao redor da Terra ou do Sol. O termo "órbita" também é usado na física atômica para descrever configurações eletrônicas.
Veja tambémÁTOMO.
Órbitas absolutas e relativas. Uma órbita absoluta é o caminho de um corpo em um sistema de referência, que em certo sentido pode ser considerado universal e, portanto, absoluto. O Universo em grande escala, tomado como um todo, é considerado tal sistema e é chamado de “sistema inercial”. Uma órbita relativa é o caminho de um corpo em um sistema de referência que se move ao longo de uma órbita absoluta (ao longo de um caminho curvo com velocidade variável). Por exemplo, a órbita de um satélite artificial é geralmente especificada pelo tamanho, forma e orientação em relação à Terra. Numa primeira aproximação, trata-se de uma elipse cujo foco é a Terra, e o plano está imóvel em relação às estrelas. Obviamente, esta é uma órbita relativa, pois é definida em relação à Terra, que por sua vez se move em torno do Sol. Um observador distante dirá que o satélite está se movendo em relação às estrelas ao longo de uma trajetória helicoidal complexa; esta é sua órbita absoluta. É claro que a forma da órbita depende do movimento do referencial do observador. A necessidade de distinguir entre órbitas absolutas e relativas surge porque as leis de Newton só são válidas num referencial inercial, pelo que só podem ser utilizadas para órbitas absolutas. Porém, sempre tratamos das órbitas relativas dos corpos celestes, pois observamos seu movimento desde a Terra girando em torno do Sol e girando. Mas se a órbita absoluta de um observador terrestre for conhecida, então pode-se converter todas as órbitas relativas em absolutas ou representar as leis de Newton por equações que sejam válidas no referencial da Terra. As órbitas absolutas e relativas podem ser ilustradas usando o exemplo de uma estrela binária. Por exemplo, Sirius, que a olho nu parece ser uma única estrela, revela-se um par de estrelas quando observada com um grande telescópio. A trajetória de cada uma delas pode ser traçada separadamente em relação às estrelas vizinhas (levando em consideração que elas próprias estão se movendo). As observações mostraram que duas estrelas não apenas giram em torno uma da outra, mas também se movem no espaço de modo que entre elas há sempre um ponto movendo-se em linha reta com velocidade constante (Fig. 1). Este ponto é chamado de centro de massa do sistema. Na prática, um referencial inercial está associado a ele, e as trajetórias das estrelas em relação a ele representam suas órbitas absolutas. Quanto mais longe uma estrela se afasta do centro de massa, mais leve ela é. O conhecimento das órbitas absolutas permitiu aos astrônomos calcular as massas de Sirius A e Sirius B separadamente.

Se medirmos a posição de Sirius B em relação a Sirius A, obteremos uma órbita relativa (Fig. 2). A distância entre estas duas estrelas é sempre igual à soma das suas distâncias ao centro de massa, pelo que a órbita relativa tem a mesma forma que as absolutas e é igual em tamanho à sua soma. Conhecendo o tamanho da órbita relativa e o período de revolução, é possível, utilizando a terceira lei de Kepler, calcular apenas a massa total das estrelas.
Veja também MECÂNICA CELESTIAL.



Mais exemplo complexo representa o movimento da Terra, da Lua e do Sol. Cada um desses corpos se move em sua própria órbita absoluta em relação a um centro de massa comum. Mas como o Sol excede significativamente a massa de todos, é costume representar a Lua e a Terra como um par, cujo centro de massa se move em uma órbita elíptica relativa ao redor do Sol. No entanto, esta órbita relativa está muito próxima da absoluta.
Veja também LUA . O movimento da Terra em relação ao centro de massa do sistema Terra-Lua é medido com mais precisão por meio de radiotelescópios, que determinam a distância até estações interplanetárias. Em 1971, durante o voo do aparelho Mariner-9 para Marte, a amplitude do movimento da Terra foi determinada a partir de variações periódicas na distância até ela com uma precisão de 20-30 m do centro de massa do sistema Terra-Lua. está dentro da Terra, 1.700 km abaixo de sua superfície, e a proporção entre as massas da Terra e da Lua é 81,3007. Conhecendo sua massa total, encontrada a partir dos parâmetros da órbita relativa, pode-se facilmente encontrar a massa de cada um dos corpos. Ao falar sobre movimento relativo, podemos escolher arbitrariamente um ponto de referência: a órbita relativa da Terra em torno do Sol é exatamente igual à órbita relativa do Sol em torno da Terra. A projeção desta órbita na esfera celeste é chamada de “eclíptica”. Ao longo de um ano, o Sol se move ao longo da eclíptica aproximadamente 1° por dia e, quando vista do Sol, a Terra se move da mesma maneira. O plano da eclíptica está inclinado em relação ao plano do equador celeste em 23°27", ou seja, este é o ângulo entre o equador da Terra e seu plano orbital. Todas as órbitas do Sistema Solar apontam em relação ao plano da eclíptica .
Órbitas da Lua e dos planetas. Usando o exemplo da Lua, mostraremos como a órbita é descrita (Fig. 3). Esta é uma órbita relativa, cujo plano está inclinado aproximadamente 5° em relação à eclíptica. Este ângulo é chamado de “inclinação” da órbita lunar. O plano da órbita lunar cruza a eclíptica ao longo da “linha de nós”. Aquele onde a Lua passa de sul para norte é chamado de “nó ascendente” e o outro é chamado de “nó descendente”.



Se a Terra e a Lua estivessem isoladas da influência gravitacional de outros corpos, os nós da órbita lunar teriam sempre uma posição constante no céu. Mas devido à influência do Sol no movimento da Lua, ocorre o movimento reverso dos nós, ou seja, eles se movem para oeste ao longo da eclíptica, completando uma revolução completa em 18,6 anos. Da mesma forma, os nós orbitais dos satélites artificiais movem-se devido à influência perturbadora do bojo equatorial da Terra. A Terra não está localizada no centro da órbita lunar, mas em um de seus focos. Portanto, em algum ponto da órbita a Lua está mais próxima da Terra; isso é "perigeu". No ponto oposto está mais distante da Terra; este é o "apogeu". (Os termos correspondentes para o Sol são "periélio" e "afélio".) Metade da soma das distâncias no perigeu e no apogeu é chamada de distância média; é igual à metade maior diâmetro(eixo maior) da órbita, por isso é chamado de "semi-eixo maior". O perigeu e o apogeu são chamados de “absides”, e a linha que os conecta - o eixo maior - é chamada de “linha abside”. Se não fossem as perturbações do Sol e dos planetas, a linha de absides teria uma direção fixa no espaço. Mas devido a perturbações, a linha de absides da órbita lunar se move para o leste com um período de 8,85 anos. O mesmo acontece com as linhas de absides de satélites artificiais sob a influência do inchaço equatorial da Terra. Os planetas têm linhas absidais (entre o periélio e o afélio) avançando sob a influência de outros planetas.
Veja também SEÇÕES CÔNICAS. O tamanho da órbita é determinado pelo comprimento do semieixo maior, e sua forma por uma quantidade chamada “excentricidade”. A excentricidade da órbita lunar é calculada pela fórmula: (Distância no apogeu - Distância média) / Distância média ou pela fórmula (Distância média - Distância no perigeu) / Distância média Para planetas, apogeu e perigeu nestas fórmulas são substituídos por afélio e periélio. A excentricidade de uma órbita circular é zero; para todas as órbitas elípticas é inferior a 1,0; para uma órbita parabólica é exatamente 1,0; para órbitas hiperbólicas é maior que 1,0. Uma órbita é totalmente definida quando seu tamanho (distância média), forma (excentricidade), inclinação, posição do nó ascendente e posição do perigeu (para a Lua) ou periélio (para planetas) são especificados. Essas quantidades são chamadas de “elementos” da órbita. Os elementos orbitais de um satélite artificial são especificados da mesma forma que para a Lua, mas geralmente em relação não à eclíptica, mas ao plano do equador terrestre. A Lua gira em torno da Terra em um período denominado “período sideral” (27,32 dias); depois de expirar, ele retorna ao seu lugar original em relação às estrelas; este é o seu verdadeiro período orbital. Mas durante esse período o Sol se move ao longo da eclíptica, e a Lua precisa de mais dois dias para estar na fase inicial, ou seja, na mesma posição em relação ao Sol. Este período de tempo é chamado de “período sinódico” da Lua (aproximadamente 29,5 dias). Da mesma forma, os planetas giram em torno do Sol durante o período sideral e passam ciclo completo configurações - da "estrela da tarde" à "estrela da manhã" e vice-versa - ao longo do período sinódico. Alguns elementos das órbitas dos planetas estão indicados na tabela.
Veja também SISTEMA SOLAR .
Velocidade orbital. A distância média de um satélite ao componente principal é determinada pela sua velocidade a uma distância fixa. Por exemplo, a Terra gira em uma órbita quase circular a uma distância de 1 UA. (unidade astronômica) do Sol a uma velocidade de 29,8 km/s; qualquer outro corpo que tenha a mesma velocidade e à mesma distância também se moverá em uma órbita com uma distância média do Sol de 1 UA, independentemente do formato dessa órbita e da direção do movimento ao longo dela. Assim, para um corpo em um determinado ponto, o tamanho da órbita depende do valor da velocidade, e sua forma depende da direção da velocidade (Fig. 4).



Isto tem uma influência direta nas órbitas dos satélites artificiais. Para colocar um satélite em uma determinada órbita, é necessário entregá-lo a uma certa altura acima da Terra e dar-lhe uma certa velocidade em uma determinada direção. Além disso, isso deve ser feito com alta precisão. Se for necessário, por exemplo, que a órbita passe a uma altitude de 320 km e não se desvie dela em mais de 30 km, então a uma altitude de 310-330 km sua velocidade não deve diferir da calculada (7,72 km/s) em mais de 5 m/s, e a direção da velocidade deve ser paralela à superfície da Terra com uma precisão de 0,08°. O acima também se aplica aos cometas. Eles geralmente se movem em órbitas muito alongadas, cujas excentricidades costumam chegar a 0,99. E embora suas distâncias médias e períodos orbitais sejam muito longos, no periélio eles podem se aproximar planetas principais, por exemplo, para Júpiter. Dependendo da direção de onde o cometa se aproxima de Júpiter, sua gravidade pode aumentar ou diminuir sua velocidade (Fig. 5). Se a velocidade diminuir, o cometa passará para uma órbita menor; neste caso diz-se que foi "capturado" pelo planeta. Todos os cometas com períodos inferiores a alguns milhões de anos foram provavelmente capturados desta forma.


Arroz. 5. CAPTURA DE UM COMETA POR JÚPITER. O cometa C, passando na frente de Júpiter, desacelera e entra em uma órbita menor (“capturado”). O cometa E, passando atrás de Júpiter, acelera em relação ao Sol.


Se a velocidade do cometa em relação ao Sol aumentar, sua órbita aumentará. Além disso, à medida que a velocidade se aproxima de um certo limite, o crescimento da órbita acelera rapidamente. A uma distância de 1 UA do Sol, essa velocidade máxima é de 42 km/s. O corpo se move a uma velocidade maior ao longo de uma órbita hiperbólica e nunca retorna ao periélio. Portanto, esta velocidade máxima é chamada de “velocidade de escape” da órbita da Terra. Mais perto do Sol a velocidade de escape é maior e mais longe do Sol é menor. Se um cometa se aproxima de Júpiter com longa distância, sua velocidade está próxima da velocidade de escape. Portanto, ao voar perto de Júpiter, o cometa só precisa aumentar um pouco sua velocidade para ultrapassar o limite e nunca mais retornar às proximidades do Sol. Esses cometas são chamados de "ejetados".
Velocidade de escape da Terra. O conceito de velocidade de escape é muito importante. A propósito, muitas vezes também é chamada de velocidade de “escape” ou “escape”, e também de “parabólica” ou “segunda velocidade cósmica”. O último termo é usado na astronáutica quando se trata de lançamentos para outros planetas. Como já foi mencionado, para que um satélite se mova numa órbita circular baixa, é necessário que lhe seja atribuída uma velocidade de cerca de 8 km/s, que é chamada de “primeira velocidade cósmica”. (Mais precisamente, se a atmosfera não interferisse, seria igual a 7,9 km/s na superfície da Terra.) À medida que a velocidade do satélite na superfície da Terra aumenta, a sua órbita torna-se cada vez mais alongada: a sua distância média aumenta. Quando a velocidade de escape for atingida, o dispositivo deixará a Terra para sempre. Calcular esta velocidade crítica é bastante simples. Perto da Terra, a energia cinética de um corpo deve ser igual ao trabalho realizado pela gravidade quando o corpo se move da superfície da Terra “até ao infinito”. Como a atração diminui rapidamente com a altura (inversamente proporcional ao quadrado da distância), podemos nos limitar a trabalhar a uma distância do raio da Terra:


Aqui à esquerda está a energia cinética de um corpo de massa m movendo-se com velocidade V, e à direita está o trabalho da gravidade mg a uma distância do raio da Terra (R = 6371 km). A partir desta equação encontramos a velocidade (e esta não é uma expressão aproximada, mas exata):

Como a aceleração da gravidade na superfície da Terra é g = 9,8 m/s2, a velocidade de escape será igual a 11,2 km/s.
Órbita do Sol. O próprio Sol, juntamente com os planetas e pequenos corpos que o rodeiam sistema solar se move ao longo de sua órbita galáctica. Em relação às estrelas mais próximas, o Sol voa a uma velocidade de 19 km/s em direção a um ponto da constelação de Hércules. Este ponto é chamado de “ápice” do movimento solar. Mas, em geral, todo o grupo de estrelas próximas, incluindo o Sol, gira em torno do centro da Galáxia em uma órbita com raio de 25 * 10 16 km a uma velocidade de 220 km/s e um período de 230 milhões de anos. Esta órbita tem bastante aparência complexa, porque o movimento do Sol é constantemente perturbado por outras estrelas e nuvens massivas de gás interestelar.

Enciclopédia de Collier. - Sociedade Aberta. 2000 .

Sinônimos:

Veja o que é "ORBIT" em outros dicionários:

    - (latim, do círculo orbis). 1) o caminho do corpo celeste. 2) as órbitas oculares são as órbitas onde os olhos estão localizados. Dicionário palavras estrangeiras, incluído no idioma russo. Chudinov A.N., 1910. ÓRBITA 1) o caminho de um corpo celeste; 2) olho o. cavidade, em... ... Dicionário de palavras estrangeiras da língua russa

    Nomes de canais de televisão que operam na Sibéria. Eles transmitem para o território das regiões de Novosibirsk, Tomsk, Kemerovo, territórios de Alatay e Krasnoyarsk e para as repúblicas de Altai, Khakassia e leste do Cazaquistão. Órbita 4. Nome dos canais de TV ... Wikipedia

    órbita- sim, c. órbita f. , lat. órbita. 1. O caminho ao longo do qual um corpo celeste se move sob a influência da atração de outros corpos celestes. BAS 1. Comprimento dos eixos do círculo (órbitas). AI 1780 6 262. Enfim, se por falta de micrômetro o observador conseguisse perceber... ... Dicionário histórico de galicismos da língua russa

O que é "Órbita"? Como soletrar dada palavra. Conceito e interpretação.

Órbita na astronomia, o caminho de um corpo celeste no espaço. Embora uma órbita possa ser chamada de trajetória de qualquer corpo, ela geralmente se refere ao movimento relativo de corpos em interação: por exemplo, as órbitas de planetas ao redor do Sol, satélites ao redor de um planeta ou estrelas em um sistema estelar complexo em relação a um sistema estelar comum. Centro de massa. Um satélite artificial “entra em órbita” quando começa a se mover em uma trajetória cíclica ao redor da Terra ou do Sol. O termo "órbita" também é usado na física atômica para descrever configurações eletrônicas. Veja também ÁTOMO. Órbitas absolutas e relativas. Uma órbita absoluta é o caminho de um corpo em um sistema de referência, que em certo sentido pode ser considerado universal e, portanto, absoluto. O Universo em grande escala, tomado como um todo, é considerado tal sistema e é chamado de “sistema inercial”. Uma órbita relativa é o caminho de um corpo em um sistema de referência que se move ao longo de uma órbita absoluta (ao longo de um caminho curvo com velocidade variável). Por exemplo, a órbita de um satélite artificial é geralmente especificada pelo tamanho, forma e orientação em relação à Terra. Numa primeira aproximação, trata-se de uma elipse cujo foco é a Terra, e o plano está imóvel em relação às estrelas. Obviamente, esta é uma órbita relativa, pois é definida em relação à Terra, que por sua vez se move em torno do Sol. Um observador distante dirá que o satélite está se movendo em relação às estrelas ao longo de uma trajetória helicoidal complexa; esta é sua órbita absoluta. É claro que a forma da órbita depende do movimento do referencial do observador. A necessidade de distinguir entre órbitas absolutas e relativas surge porque as leis de Newton só são válidas num referencial inercial, pelo que só podem ser utilizadas para órbitas absolutas. Porém, sempre tratamos das órbitas relativas dos corpos celestes, pois observamos seu movimento desde a Terra girando em torno do Sol e girando. Mas se a órbita absoluta de um observador terrestre for conhecida, então pode-se converter todas as órbitas relativas em absolutas ou representar as leis de Newton por equações que sejam válidas no referencial da Terra. As órbitas absolutas e relativas podem ser ilustradas usando o exemplo de uma estrela binária. Por exemplo, Sirius, que a olho nu parece ser uma única estrela, revela-se um par de estrelas quando observada com um grande telescópio. A trajetória de cada uma delas pode ser traçada separadamente em relação às estrelas vizinhas (levando em consideração que elas próprias estão se movendo). As observações mostraram que duas estrelas não apenas giram em torno uma da outra, mas também se movem no espaço de modo que entre elas há sempre um ponto que se move em linha reta com velocidade constante (Fig. 1). Este ponto é chamado de centro de massa do sistema. Na prática, um referencial inercial está associado a ele, e as trajetórias das estrelas em relação a ele representam suas órbitas absolutas. Quanto mais longe uma estrela se afasta do centro de massa, mais leve ela é. O conhecimento das órbitas absolutas permitiu aos astrônomos calcular separadamente as massas de Sirius A e Sirius B. Fig. 1. ÓRBITA ABSOLUTA de Sirius A e Sirius B de acordo com observações ao longo de 100 anos. O centro de massa desta estrela binária está se movendo em linha reta em um referencial inercial; portanto, as trajetórias de ambas as estrelas neste sistema são suas órbitas absolutas.

Órbita- ÓRBITA c. lat. astro. a trajetória circular do planeta ao redor do Sol; cru" ovina. médico. órbita ocular, cavidade... Dicionário Explicativo de Dahl

Órbita- ÓRBITA, órbitas, w. (latim orbita, lit. traço de roda) (livro). 1. O caminho do movimento de um corpo celeste (ast... Dicionário Explicativo de Ushakov

Órbita- e. 1. O caminho ao longo do qual um corpo celeste se move sob a influência da atração de outros corpos celestes. // Colocar... Dicionário Explicativo de Efremova

Órbita- ÓRBITA (do latim orbita - trilha, caminho), 1) o caminho ao longo do qual um corpo celeste (planeta, suas costas...

Em 1928.

As vantagens da órbita geoestacionária tornaram-se amplamente conhecidas após a publicação do popular artigo científico de Arthur C. Clarke na revista Wireless World em 1945, razão pela qual no Ocidente as órbitas geoestacionárias e geossíncronas são às vezes chamadas de " Órbitas de Clarke", A " O cinto de Clark"refere-se à região do espaço sideral a uma distância de 36.000 km acima do nível do mar, no plano do equador terrestre, onde os parâmetros orbitais são próximos dos geoestacionários. O primeiro satélite lançado com sucesso no GEO foi Sincom-3 lançado pela NASA em agosto de 1964.

Ponto de apoio

Cálculo de parâmetros de órbita geoestacionária

Raio orbital e altitude orbital

Em uma órbita geoestacionária, um satélite não se aproxima nem se afasta da Terra e, além disso, girando com a Terra, está constantemente localizado acima de qualquer ponto do equador. Conseqüentemente, as forças gravitacionais e centrífugas que atuam no satélite devem se equilibrar. Para calcular a altitude da órbita geoestacionária, você pode usar os métodos da mecânica clássica e, passando para o referencial do satélite, proceder a partir da seguinte equação:

F você = F Γ (\displaystyle F_(u)=F_(\Gamma )),

Onde F você (\estilo de exibição F_(u))- força inercial e, neste caso, força centrífuga; F Γ (\displaystyle F_(\Gamma ))- força gravitacional. A magnitude da força gravitacional que atua sobre o satélite pode ser determinada pela lei da gravitação universal de Newton:

F Γ = G ⋅ M 3 ⋅ m c R 2 (\displaystyle F_(\Gamma )=G\cdot (\frac (M_(3)\cdot m_(c))(R^(2)))),

onde está a massa do satélite, M 3 (\estilo de exibição M_(3))- massa da Terra em quilogramas, G (\estilo de exibição G)é a constante gravitacional, e R (\estilo de exibição R)- a distância em metros do satélite ao centro da Terra ou, neste caso, o raio da órbita.

A magnitude da força centrífuga é igual a:

F você = m c ⋅ uma (\displaystyle F_(u)=m_(c)\cdot a),

Onde uma (\estilo de exibição a)- aceleração centrípeta que ocorre durante o movimento circular em órbita.

Como você pode ver, a massa do satélite m c (\estilo de exibição m_(c)) está presente como multiplicador nas expressões da força centrífuga e da força gravitacional, ou seja, a altitude da órbita não depende da massa do satélite, o que vale para quaisquer órbitas e é consequência da igualdade de massa gravitacional e inercial. Conseqüentemente, a órbita geoestacionária é determinada apenas pela altitude na qual a força centrífuga será igual em magnitude e oposta em direção à força gravitacional criada pela gravidade da Terra em uma determinada altitude.

A aceleração centrípeta é igual a:

uma = ω 2 ⋅ R (\displaystyle a=\omega ^(2)\cdot R),

onde é a velocidade angular de rotação do satélite, em radianos por segundo.

Vamos fazer um esclarecimento importante. Na realidade, a aceleração centrípeta tem significado físico apenas em um referencial inercial, enquanto a força centrífuga é uma chamada força imaginária e ocorre exclusivamente em sistemas de referência (coordenadas) que estão associados a corpos em rotação. A força centrípeta (neste caso, a força da gravidade) causa aceleração centrípeta. Em valor absoluto, a aceleração centrípeta no referencial inercial é igual à aceleração centrífuga no referencial associado no nosso caso ao satélite. Portanto, ainda, tendo em conta a observação feita, podemos utilizar o termo “aceleração centrípeta” juntamente com o termo “força centrífuga”.

Igualando as expressões das forças gravitacional e centrífuga com a substituição da aceleração centrípeta, obtemos:

m c ⋅ ω 2 ⋅ R = G ⋅ M 3 ⋅ m c R 2 (\displaystyle m_(c)\cdot \omega ^(2)\cdot R=G\cdot (\frac (M_(3)\cdot m_(c ))(R^(2)))).

Reduzindo m c (\estilo de exibição m_(c)), traduzindo R 2 (\estilo de exibição R^(2)) para a esquerda, e ω 2 (\ displaystyle \ omega ^ (2))à direita, obtemos:

R 3 = G ⋅ M 3 ω 2 (\displaystyle R^(3)=G\cdot (\frac (M_(3))(\omega ^(2)))) R = G ⋅ M 3 ω 2 3 (\displaystyle R=(\sqrt[(3)](\frac (G\cdot M_(3))(\omega ^(2))))).

Esta expressão pode ser escrita de forma diferente substituindo G ⋅ M 3 (\estilo de exibição G\cdot M_(3)) sobre μ (\ displaystyle \ mu )- constante gravitacional geocêntrica:

R = μ ω 2 3 (\displaystyle R=(\sqrt[(3)](\frac (\mu )(\omega ^(2)))))

Velocidade angular ω (\ displaystyle \ omega ) calculado dividindo o ângulo percorrido em uma revolução ( 360 ∘ = 2 ⋅ π (\displaystyle 360^(\circ )=2\cdot \pi ) radianos) para o período orbital (o tempo que leva para completar uma revolução completa na órbita: um dia sideral, ou 86.164 segundos). Nós temos:

ω = 2 ⋅ π 86164 = 7 , 29 ⋅ 10 − 5 (\displaystyle \omega =(\frac (2\cdot \pi )(86164))=7,29\cdot 10^(-5)) radianos/s

O raio orbital resultante é 42.164 km. Subtraindo o raio equatorial da Terra, 6.378 km, obtemos uma altitude de 35.786 km.

Você pode fazer os cálculos de outra maneira. A altitude da órbita geoestacionária é a distância do centro da Terra onde a velocidade angular do satélite, coincidindo com a velocidade angular de rotação da Terra, gera uma velocidade orbital (linear) igual à primeira velocidade de escape (para garantir um órbita circular) a uma determinada altitude.

Velocidade linear de um satélite movendo-se com velocidade angular ω (\ displaystyle \ omega )à distância R (\estilo de exibição R) do centro de rotação é igual a

v eu = ω ⋅ R (\displaystyle v_(l)=\omega \cdot R)

Primeira velocidade de escape à distância R (\estilo de exibição R) de um objeto de massa M (\estilo de exibição M) igual a

v k = G M R ; (\displaystyle v_(k)=(\sqrt (G(\frac (M)(R))));)

Igualando os lados direitos das equações entre si, chegamos à expressão obtida anteriormente raio GSO:

R = G M ω 2 3 (\displaystyle R=(\sqrt[(3)](G(\frac (M)(\omega ^(2)))))))

Velocidade orbital

A velocidade de movimento na órbita geoestacionária é calculada multiplicando a velocidade angular pelo raio da órbita:

v = ω ⋅ R = 3 , 07 (\displaystyle v=\omega \cdot R=3(,)07) km/s

Isto é aproximadamente 2,5 vezes menor que a primeira velocidade de escape de 8 km/s na órbita baixa da Terra (com um raio de 6.400 km). Como o quadrado da velocidade de uma órbita circular é inversamente proporcional ao seu raio,

v = G M R ; (\displaystyle v=(\sqrt (G(\frac (M)(R))));)

então a diminuição da velocidade em relação à primeira velocidade cósmica é alcançada aumentando o raio orbital em mais de 6 vezes.

R ≈ 6400 ⋅ (8 3 , 07) 2 ≈ 43000 (\displaystyle R\approx \,\!(6400\cdot \left((\frac (8)(3(,)07))\right)^(2 ))\aprox \,\!43000)

Comprimento da órbita

Comprimento da órbita geoestacionária: 2 ⋅ π ⋅ R (\displaystyle (2\cdot \pi \cdot R)). Com um raio orbital de 42.164 km, obtemos um comprimento orbital de 264.924 km.

O comprimento da órbita é extremamente importante para calcular os “pontos de apoio” dos satélites.

Manter um satélite em posição orbital em órbita geoestacionária

Um satélite orbitando em órbita geoestacionária está sob a influência de uma série de forças (perturbações) que alteram os parâmetros desta órbita. Em particular, tais perturbações incluem perturbações gravitacionais lunar-solares, a influência da falta de homogeneidade do campo gravitacional da Terra, a elipticidade do equador, etc. A degradação orbital é expressa em dois fenómenos principais:

1) O satélite se move ao longo da órbita desde sua posição orbital original em direção a um dos quatro pontos de equilíbrio estável, o chamado. “potenciais buracos em órbita geoestacionária” (suas longitudes são 75,3°E, 104,7°W, 165,3°E e 14,7°W) acima do equador da Terra;

2) A inclinação da órbita em relação ao equador aumenta (do 0 inicial) a uma taxa de cerca de 0,85 graus por ano e atinge um valor máximo de 15 graus em 26,5 anos.

Para compensar estas perturbações e manter o satélite no ponto estacionário designado, o satélite é equipado com um sistema de propulsão (foguete químico ou elétrico). Ao ligar periodicamente os motores de baixo empuxo (correção “norte-sul” para compensar o aumento da inclinação orbital e “oeste-leste” para compensar a deriva ao longo da órbita), o satélite é mantido no ponto estacionário designado. Essas inclusões são feitas várias vezes a cada 10-15 dias. É significativo que a correção norte-sul exija um aumento significativamente maior na velocidade característica (cerca de 45 - 50 m/s por ano) do que para a correção longitudinal (cerca de 2 m/s por ano). Para garantir a correção da órbita do satélite ao longo de toda a sua vida útil (12 a 15 anos para os satélites de televisão modernos), é necessário um fornecimento significativo de combustível a bordo (centenas de quilogramas no caso de um motor químico). Químico motor de foguete O satélite tem um suprimento de combustível de deslocamento (gás boost - hélio) e opera com componentes de alto ponto de ebulição de longa duração (geralmente dimetilhidrazina assimétrica e tetróxido de dinitrogênio). Vários satélites estão equipados com motores de plasma. Seu empuxo é significativamente menor que os químicos, mas sua maior eficiência permite (devido à operação de longo prazo, medida em dezenas de minutos para uma única manobra) reduzir radicalmente a massa necessária de combustível a bordo. A escolha do tipo de sistema de propulsão é determinada por características técnicas aparelho.

O mesmo sistema de propulsão é utilizado, se necessário, para manobrar o satélite para outra posição orbital. Em alguns casos (geralmente no final da vida útil do satélite), para reduzir o consumo de combustível, a correção da órbita norte-sul é interrompida e o combustível restante é utilizado apenas para a correção oeste-leste.

A reserva de combustível é o principal fator limitante da vida útil de um satélite em órbita geoestacionária (exceto falhas de componentes do próprio satélite).

Desvantagens da órbita geoestacionária

Atraso de sinal

As comunicações através de satélites geoestacionários são caracterizadas por grandes atrasos na propagação do sinal. Com uma altitude orbital de 35.786 km e uma velocidade da luz de cerca de 300.000 km/s, o percurso do feixe Terra-satélite requer cerca de 0,12 s. Caminho do feixe “Terra (transmissor) → satélite → Terra (receptor)” ≈0,24 s. A latência total (medida pelo utilitário Ping) ao usar comunicações via satélite para receber e transmitir dados será de quase meio segundo. Tendo em conta o atraso do sinal nos equipamentos de satélite, nos equipamentos e nos sistemas de transmissão por cabo dos serviços terrestres, o atraso total do sinal na rota “fonte do sinal → satélite → receptor” pode atingir 2 - 4 segundos. Este atraso dificulta a utilização de satélites GSO na telefonia e impossibilita a utilização de comunicações via satélite utilizando GSO em vários serviços em tempo real (por exemplo, em jogos online).

Invisibilidade do GSO em altas latitudes

Como a órbita geoestacionária não é visível em altas latitudes (de aproximadamente 81° até os pólos), e em latitudes acima de 75° ela é observada muito abaixo do horizonte (em condições reais, os satélites são simplesmente escondidos por objetos salientes e terreno) e apenas uma pequena parte da órbita é visível ( veja tabela), então nas regiões de alta latitude do Extremo Norte (Ártico) e da Antártida, a comunicação e a transmissão televisiva usando GSO são impossíveis. Por exemplo, os exploradores polares americanos na estação Amundsen-Scott utilizam um cabo de fibra óptica com 1.670 quilómetros de comprimento para comunicar com o mundo exterior (telefonia, Internet) até um local localizado a 75° sul. c. Estação francesa

Do Wiki do Programa Espacial Kerbal

Órbita síncrona- uma órbita com o mesmo período orbital que o período de rotação do corpo em torno do qual esta órbita está localizada. A excentricidade e a inclinação não estão limitadas a valores específicos, embora a órbita não deva cruzar a atmosfera ou a superfície do corpo em torno do qual está localizada. Para satélites em órbitas síncronas, a trajetória de voo é um analema.

Órbita estacionária- Esse tipo especialórbita síncrona, na qual a trajetória de vôo é um ponto. Além do período orbital, tal órbita tem uma excentricidade de 0 e uma inclinação de exatamente 0°. Um satélite nesta órbita permanecerá no céu na mesma posição sob quaisquer condições e sua velocidade em relação à superfície será zero. Isto simplifica a comunicação sem fio porque a antena colocada na superfície não precisa seguir o movimento do satélite. Devido à impossibilidade de obter todos os valores precisos para uma órbita estacionária, os satélites em órbitas estacionárias também formam um pequeno analema.

Para alguns corpos celestes, as órbitas síncronas não estão disponíveis e, portanto, as órbitas estacionárias também não estão disponíveis, porque a altitude orbital está fora da esfera de influência do corpo celeste. Isto se deve ao fato de que uma rotação muito lenta requer muito alta altitude, permitindo períodos orbitais tão longos, explicando porque as órbitas síncronas não são possíveis para todas as luas com rotação síncrona. Moho é o único planeta sem qualquer possibilidade de órbita síncrona porque tem um período de rotação muito lento, com apenas quase duas revoluções por órbita.

A vantagem de uma órbita síncrona é que ela permite que múltiplas cargas sejam lançadas de um único veículo, porque a órbita atingirá periodicamente o mesmo ponto na superfície do corpo. Normalmente, essa órbita tem uma grande excentricidade, por isso faz apenas um mínimo de manobras para chegar à superfície. Nesse caso, ele se separa no apocentro e desacelera até pousar na superfície do corpo celeste. Uma vez plantado com sucesso, o próximo pode ser separado assim que o aparelho atingir novamente o apocentro.

Conteúdo

Órbitas semissíncronas e semelhantes

Quando o período orbital é igual à metade do período de rotação, a órbita é geralmente chamada de órbita semissíncrona. É possível calcular o eixo maior semissíncrono, dado o semieixo maior conhecido da órbita síncrona e a fração entre essas duas órbitas:

a 1 f = 1 f 2 3 ⋅ a 1 (\displaystyle a_(\frac (1)(f))=(\frac (1)(\sqrt[(3)](f^(2))))\ cponto a_(1))

Compartilhar fé o coeficiente de período da órbita síncrona ( um 1) e segunda órbita ( um 1/f). Se a segunda órbita for semissíncrona, então este coeficiente é 2:

a 1 2 = 1 2 2 3 ⋅ a 1 = 1 4 3 ⋅ a 1 (\displaystyle a_(\frac (1)(2))=(\frac (1)(\sqrt[(3)](2^ (2))))\cdot a_(1)=(\frac (1)(\sqrt[(3)](4)))\cdot a_(1))

Uma órbita em que o período orbital é menor que o período de rotação tem algumas vantagens, uma vez que órbitas síncronas não são possíveis para alguns corpos, mas as semi-síncronas são bem possíveis. Ao separar cargas úteis que devem pousar perto de uma órbita não síncrona, não é para todos f, e apenas para 2 - para órbitas semissíncronas é possível separar a carga útil.

Um exemplo de órbita semissíncrona no mundo real é a órbita Molniya.

Alturas e eixos principais

A tabela a seguir contém as altitudes das órbitas circulares síncronas em torno de todos os corpos celestes, mesmo que a altitude esteja fora da Esfera de Influência da Gravidade. As alturas são calculadas a partir da superfície do corpo, enquanto os semieixos maiores são calculados a partir do centro do corpo.

Corpo celestial Órbita síncrona órbita semissíncrona Síncrono
rotação
Altura Eixo principal Altura Eixo principal
Kerbol 1.508.045,29 quilômetros 1.769.645,29 quilômetros 853.206,67 quilômetros 1.114.806,67 quilômetros –
Moho 18.173,17 km† 18.423,17 km† 11.355,87 km† 11.605,87 km† × Não
Véspera 10.328,47 quilômetros 11.028,47 quilômetros 6.247,50 quilômetros 6.947,50 quilômetros × Não
Gilly 42,14 quilômetros 55,14 quilômetros 21,73 quilômetros 34,73 quilômetros × Não
Kerbin 2.863,33 quilômetros 3.463,33 quilômetros 1.581,76 quilômetros 2.181,76 quilômetros × Não
Lua 2.970,56 km† 3.170,56 km† 1.797,33 quilômetros 1.997,33 quilômetros ✓ Sim
Mínimo 357,94 quilômetros 417,94 quilômetros 203,29 quilômetros 263,29 quilômetros × Não
Duna 2.880,00 km‡ 3.200,00 quilômetros 1.695,87 quilômetros 2.015,87 quilômetros × Não
Ike 1.133,90 km† 1.263,90 km† 666,20 quilômetros 796,20 quilômetros ✓ Sim
Dres 732,24 quilômetros 870,24 quilômetros 410,22 quilômetros 548,22 quilômetros × Não
jool 15.010,46 quilômetros 21.010,46 quilômetros 7.235,76 quilômetros 13.235,76 quilômetros × Não
Leith 4.686,32 km† 5.186,32 km† 2.767,18 quilômetros 3.267,18 quilômetros ✓ Sim
Vale 3.593,20 km† 3.893,20 km† 2.152,56 km† 2.452,56 km† ✓ Sim
Tylo 14.157,88 km† 14.757,88 km† 8.696,88 quilômetros 9.296,88 quilômetros ✓ Sim
Bop (bop) 2.588,17 km† 2.653,17 km† 1.606,39 km† 1.671,39 km† ✓ Sim
pol 2.415,08 km† 2.459,08 km† 1.505,12 km† 1.549,12 km† ✓ Sim

Por alguma razão, é geralmente aceite que apenas os rapazes querem ser astronautas. Não é verdade! Desde criança sonhava em estar no espaço, olhando o nosso planeta de cima. Ou até mesmo ir para outros planetas. Os sonhos, infelizmente, continuaram sendo sonhos, mas o conhecimento do que é uma órbita e de como os astronautas vivem nela ficou firmemente gravado na minha cabeça.

O que é uma órbita

Como você sabe, todos os corpos cósmicos (planetas, como a nossa Terra) ou seus satélites (como a Lua) não ficam parados, mas estão em constante movimento.

A Terra e outros planetas do sistema solar giram em torno do Sol. Eles não fazem isso como querem, mas seguem o mesmo caminho continuamente. É chamado de órbita.


As pessoas exploram o espaço há muito tempo e, em nossa época, já podem estar em órbita. Mas a vida lá é diferente daquela a que estamos acostumados na Terra.

Vida em órbita

Em órbita, você não pode simplesmente sair para passear a partir da espaçonave ou de estação Espacial.


Há várias razões para isso:

  • A primeira são as mudanças repentinas de temperatura. Imagine ser teletransportado em uma fração de segundo do extremo norte para uma praia quente e depois voltar. Agora aumente a propagação da temperatura em duas a três vezes. Mesmo a pessoa mais preparada não consegue suportar tais sobrecargas.
  • A segunda é a radiação e o ultravioleta. Na Terra, a atmosfera nos salva cuidadosamente deles - e mesmo em dias quentes você pode ficar muito queimado de sol, mesmo com protetor solar. E no espaço nenhum creme pode salvá-lo do sol.
  • O terceiro, mais importante, é o oxigênio, ou melhor, sua ausência. Sem respiração não há vida. Prenda a respiração - quanto tempo você consegue aguentar? Um ou dois minutos, pouco mais. Isso é muito pequeno para a exploração espacial.

O traje espacial protege você de tudo isso de forma confiável. Felizmente, você pode usar roupas mais confortáveis ​​na maior parte do tempo.


Não há menos dificuldades com líquidos. Espaço e nojo são incompatíveis: todos os resíduos líquidos são cuidadosamente coletados, após o que deles se obtém uma nova porção de água para os astronautas. Não havia aqui nenhuma fonte ou rio, e a Via Láctea está ligada ao leite apenas por causa de sua semelhança externa.


Comer tornou-se um pouco mais fácil do que antes. Os bisnagas já foram abandonados, mas a comida ainda é feita e embalada para não deixar migalhas. Mesmo uma coisa tão pequena pode criar problemas sérios, se voar para o trato respiratório de um membro da tripulação espacial.


Esta não é a única desvantagem da ausência de peso: ela simplesmente deixa você cansado fisicamente. É por isso que todos que querem ir para o espaço devem ter saúde perfeita. Caso contrário, você não conseguirá suportar a sobrecarga e todas as suas doenças irão piorar.

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Quando criança, folheando a enciclopédia, adorava especialmente ler sobre o espaço e outros planetas. A princípio fiquei muito surpreso ao ver que havia algumas linhas traçadas ao redor dos planetas, assinadas com a incompreensível palavra “órbita”. Imediatamente comecei a ler o artigo para entender o que era.


O que é uma órbita

Você e eu podemos escolher qual caminho seguir para este ou aquele lugar. Você pode ir direto, pode encontrar um caminho mais curto. A este respeito, os planetas têm um problema com o livre arbítrio: sob a influência da gravidade, ele não pode desviar-se de um determinado caminho.


Uma órbita é uma trajetória ao longo da qual um corpo celeste se move em relação a outro. Por exemplo, este é o caminho ao longo do qual a Terra e outros planetas do sistema solar giram em torno do sol.

As primeiras criaturas vivas em órbita

A rigor, as primeiras criaturas vivas que se encontraram na órbita do nosso planeta foram bactérias. É claro que eles não foram enviados para lá de propósito. Mas no processo de exploração espacial, os primeiros foguetes voaram para lá, que, quer queira quer não, levaram consigo esses passageiros em miniatura.

Então, deliberadamente, os americanos enviaram moscas-das-frutas para lá. E eles sobreviveram! O que significa que é hora de enviar criaturas maiores.


Um macaco foi escolhido para um novo vôo ao espaço, porque eles têm estrutura semelhante à dos humanos. E se o macaco tivesse retornado ileso, enviar um homem ao espaço não demoraria muito. Infelizmente, esses sonhos ainda não estavam destinados a se tornar realidade.


A cadela Laika também merece destaque. Ela foi o primeiro animal terrestre a alcançar a órbita da Terra. Infelizmente, o cão não aguentou a sobrecarga e não conseguiu voltar vivo.


Tudo deu certo apenas em 1960, quando dois cães, Belka e Strelka, entraram em órbita. Após longa preparação e seleção cuidadosa, eles deixaram a Terra e, após passarem um dia em órbita, retornaram para casa com sucesso.


Strelka conseguiu até dar à luz cachorrinhos saudáveis ​​​​alguns meses após o voo.

Os seres vivos podem se reproduzir em órbita?

Tudo aqui não é tão simples quanto parece.

Até agora, a concepção no espaço é considerada impossível. Devido à radiação cósmica, as células reprodutivas param de funcionar como deveriam. Como resultado, o óvulo não é fertilizado, o que significa que é impossível ter um filho.


Eles tentaram trazer embriões humanos vivos para o espaço, mas morreram lá.

No entanto, há esperança. Em 1990, um filhote de codorna eclodiu na espaçonave Mir a partir de um ovo fertilizado na Terra.


No final das contas, o caminho para a órbita também não foi fácil nem curto, então devemos esperar e torcer - e talvez um dia seremos capazes de viver em órbita.

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Desde criança me interesso pelo espaço e tenho uma ideia do que é uma órbita. Tentarei responder brevemente à pergunta e dizer o que são órbitas de satélite.


O que significa o termo "órbita"?

Falando linguagem acessível, este é um caminho no espaço, ao longo do qual nosso planeta se move enquanto faz uma revolução em torno da estrela - o Sol. Relativo definição científica este termo, é o seguinte: a trajetória que um corpo celeste descreve, estar em interação com outro corpo ou corpos. Se você for cuidadoso, descobrirá que quase tudo em nosso mundo se move em sua órbita - minúsculos elétron orbita o núcleo de um átomo- os fundamentos de todas as coisas materiais.


Órbitas de satélite

A trajetória de cada satélite difere da órbita de um corpo celeste natural. A diferença é que os satélites possuem os chamados "áreas ativas"- pontos que, ao passar, acendem motores a jato. Portanto, calcular tal trajetória é uma tarefa bastante trabalhosa e responsável, que está sendo resolvida por cientistas astrodinâmicos. Nesse caso, a cada trajetória é atribuído um determinado status, determinado pela finalidade pretendida do dispositivo, pelo tamanho do território que abrange e muito mais. Destaque sistemas de satélite 3 tipos:

  • departamental;
  • nacional;
  • internacional.

Além disso, existe outra classificação de todos os satélites por tipo de órbita:

  • geoestacionário- O satélite está localizado acima do equador e se move na velocidade do planeta em torno de seu eixo;
  • não geoestacionário- têm uma órbita elíptica, de baixa órbita e de média altitude.

Há também um especial "órbita funerária". Aqui, a uma altitude de mais de 250 quilómetros acima da órbita geoestacionária, envie satélites cuja vida útil já expirou. Isto é feito para evitar colisões e também abrir espaço para um novo dispositivo.

Satélites incomuns em órbita

Poucos anos após o lançamento do primeiro satélite da URSS, os Estados Unidos lançaram um satélite de comunicações. Vale ressaltar que representar « balão» feito de metal, suas dimensões não eram inferiores a 11 edifício de andares - 32 metros de diâmetro.


Normalmente, os dispositivos duram vários anos, mas há exceções. Satélite LAGEOS lançado em órbita levando em consideração o tempo de “serviço” de 7 milhões de anos. Há uma placa especial a bordo que contém mensagem para futuras gerações de terráqueos.


"Veleiro da Estônia"- este é o nome não oficial dado ao dispositivo Cubo EST. Este é o primeiro dispositivo que utiliza tecnologia de vela elétrica. A tecnologia está em fase de testes práticos e, se tiver sucesso, permitirá que os dispositivos desenvolver enorme aceleração. Por exemplo, um dispositivo com tal “vela” alcançará o limite do sistema solar em apenas 8 anos.


Instalado a bordo da conhecida ISS múltiplas câmeras, e qualquer um pode se sentir como um astronauta e admire a vista do nosso planeta em órbita sem sair de casa. Às vezes gosto muito de olhar nosso planeta do espaço. :)

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Desde a escola, lembrei-me que uma órbita é a trajetória do movimento de um objeto em espaço sideral. Um pouco mais tarde, quando minha paixão pela astronomia chegou ao ponto de comprar um grande número de revistas e enciclopédias científicas, mergulhei realmente no estudo segredos cósmicos, alguns dos quais estão prontos para contar a você hoje. :)


Órbita é o caminho

Essencialmente, uma órbita é o caminho de qualquer corpo celeste no espaço. Na maioria das vezes, isso se refere à interação de corpos cósmicos: os planetas do sistema solar girando em torno do Sol ou, por exemplo, a Lua girando em torno da Terra. Ao mesmo tempo, um satélite artificial também possui uma órbita (na maioria dos casos é alongada) que gira em torno de um planeta ou estrela.

Existem quatro tipos de órbitas:

  • redondo (raro);
  • na forma de uma elipse (mais frequentemente encontrada, inclui o nosso Sistema Solar);
  • em forma de parábola;
  • na forma de uma hipérbole.

Se falamos sobre a velocidade de rotação de um corpo em órbita no Sistema Solar, então quanto mais próximo ele estiver do Sol, mais rápido ele gira em torno dele.


Colisão planetária

Ah, este é um tema favorito dos escritores de ficção científica! Na verdade, cada um dos planetas tem seu próprio caminho, por isso não poderão colidir. :)

Estudando corpos cósmicos, os astrônomos chegaram à conclusão de que suas órbitas não mudam. Além de acalmar os alarmistas, esse conhecimento ajuda a calcular e prever a posição de absolutamente qualquer corpo cósmico a qualquer momento! Na verdade, é assim que os cientistas aprendem sobre eclipses solares e lugares de onde são visíveis em toda a sua glória. :)


Historicamente, o movimento no espaço depende da gravidade. É por isso que todos os objetos do Universo se movem em suas órbitas: a Terra atrai a Lua e o Sol atrai a Terra.

Estamos todos nos movendo ao longo de uma trajetória inimaginável em um planeta em rotação, que além disso gira não apenas em torno de seu próprio eixo, mas também em torno do Sol. Neste momento, o Sol está voando ao redor do centro da Galáxia, e este último está voando ao redor do centro da Metagalaxia, e todo esse conjunto está voando sabe Deus de onde do centro do Universo desconhecido. :)

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Eu sempre gostei de olhar céu estrelado. Lembro-me de que, quando criança, não tinha permissão para andar até escurecer, então sentei-me na varanda e olhei para os misteriosos pontos tremeluzentes, imaginando onde os antigos gregos poderiam ver um urso ou uma cobra. E eu realmente queria ver buraco negro… Voe para Marte, veja onde termina o universo e o que há além dele :) Ainda não consegui fazer isso, mas ainda aprendi algo sobre estrelas distantes.


Órbita na astronomia

Na astronomia, este é o movimento de algo (por exemplo, planetas, satélites) em campo gravitacional outro objeto que o exceda em massa. Isto é, grosso modo, quando algo leve gira em torno de algo pesado. Por exemplo, em torno do pesado Marte, os seus sinistros satélites Fobos e Deimos dançam em círculos (seus nomes são traduzidos como medo e horror). Ou - todos os planetas do sistema solar seguem claramente suas órbitas em torno de uma estrela massiva.


É difícil imaginar, mas mesmo os cometas rebeldes obedecem às suas órbitas.

Quais são as órbitas?

Parece que amarraram a vaca a uma estaca, e então ela anda em sua “órbita” em forma de círculo. Mas com os corpos cósmicos é um pouco diferente, embora também existam semelhanças. A estaca para eles é o “centro de massa” (o mesmo peso pesado que falei anteriormente), mas eles terão muito mais “força”. Portanto, existem órbitas como:


  • círculo;
  • elipse (é quando nossa “vaca cósmica” tenta escapar, estica a corda, mas nada funciona);
  • parábolas ou hipérboles (e aqui acontece que a “vaca” foi laçada, ela correu parte do círculo perplexa e depois saiu correndo, rompendo as amarras).

Satélites artificiais

É ótimo que as pessoas tenham aprendido a lançar satélites artificiais em órbita ao redor do planeta. Agora telescópios, estações científicas inteiras e milhares de dispositivos giram lá, ajudando-nos a conversar ao telefone e a determinar nossa localização.


Mas isto não é uma questão simples. Para fazer um satélite girar em torno da Terra, ele precisa ser acelerado a 8 km/s ou 480 km/h. Essa velocidade é chamada de “primeiro espaço” e é a mínima para “entrega” em órbita.

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Todos nós já ouvimos o termo órbita e muitos não têm ideia do que significa. Este termo é usado para descrever o caminho do movimento de algum pequeno corpo celeste na gravidade de um objeto maior. Por exemplo, nosso planeta se move ao longo de uma trajetória ao redor do Sol e a Lua se move ao redor da Terra. A trajetória raramente é perfeitamente redonda; muito mais frequentemente, sua forma pode ser chamada de elipsoidal ou oval; O próprio significado do termo “órbita” é traduzido como “caminho”.

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