Znaczenie orbity. Zobacz, co oznacza „orbita” w innych słownikach

1. Jak nawigować według gwiazd?

Możesz nawigować za pomocą jasne gwiazdy. Gwiazdy nawigacyjne to 26 najjaśniejszych gwiazd używanych do orientacji. Wskazują kierunki w określone strony horyzontu. Np, gwiazda biegunowa zawsze wskazuje na północ.

2. Czym jest Układ Słoneczny? Który ciała kosmiczne są w nim zawarte?

Układ Słoneczny to Słońce i poruszające się wokół niego ciała kosmiczne. Część Układ Słoneczny wchodzi w Słońce i poruszające się wokół niego ciała kosmiczne (planety, satelity, komety, asteroidy), przestrzeń międzyplanetarną z drobne cząstki i gaz skroplony.

3. Jaka jest orbita planety? Jaki kształt mają orbity planet Układu Słonecznego?

Orbita to droga planety wokół Słońca. Orbity planet Układu Słonecznego mają kształt elips.

4. Która planeta od Słońca to Ziemia? Pomiędzy jakimi planetami się znajduje?

Ziemia jest trzecią planetą od Słońca. Znajduje się pomiędzy Wenus i Marsem.

5. Na jakie grupy podzielone są planety Układu Słonecznego? Czym różnią się planety w tych grupach?

Planety Układu Słonecznego dzielą się na planety grupa naziemna i gigantyczne planety. Różnią się składem i rozmiarem. Planety ziemskie są skaliste i mają małe rozmiary. Gigantyczne planety mają skład gazowo-pyłowy i są duże.

6. Jak Słońce wpływa na Ziemię?

Słońce przyciąga Ziemię i jest odpowiedzialne za jej ruch. Zaopatruje Ziemię w ciepło i światło, co oddziałuje na organizmy żywe. Promieniowania słonecznego wpływa na pole magnetyczne Ziemi.

7. Nazwij planety Układu Słonecznego. Które z nich otrzymujemy od Słońca? więcej światła i ciepło niż Ziemia, a których jest mniej?

Planety Układu Słonecznego - Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun. Merkury i Wenus otrzymują więcej światła i ciepła niż Ziemia. Wszystkie inne planety otrzymują mniej ciepła i światła w porównaniu do Ziemi.

8. Jak nazywa się dzień? Ile trwa jeden ziemski dzień? W jakich warunkach dzień może się wydłużyć lub skrócić?

24 godziny – naturalny, dane przez naturę podstawowa jednostka czasu. Długość ziemskiego dnia wynosi 24 godziny. Długość dnia może się zmienić, gdy zmieni się prędkość obrotu Ziemi wokół własnej osi: zwiększenie prędkości obrotu spowoduje skrócenie dnia, spowolnienie go wydłuży.

9. Jakie są konsekwencje geograficzne obrót Ziemi wokół własnej osi?

Obrót wokół własnej osi wpływa na kształt planety. W rezultacie następuje zmiana dnia i nocy. Wszystko z powodu osiowego obrotu Ziemi poruszające się obiekty na Ziemi zbaczają na półkuli północnej w prawo w trakcie swojego ruchu, w Półkula południowa- w lewo.

10. Jak nazywa się rok? Ile trwa jeden ziemski rok? Dlaczego co czwarty rok na Ziemi jest dłuższy o jeden dzień od poprzednich trzech? Jak nazywają się te wydłużone lata?

Rok to okres czasu, w którym Ziemia tworzy pełny obrót wokół Słońca na jego orbicie. Rok ziemski trwa 365 dni. Co czwarty rok jest o jeden dzień dłuższy niż poprzednie trzy i nazywany jest rokiem przestępnym. Faktem jest, że ziemski dzień trwa nieco ponad 24 godziny. Zatem w ciągu roku gromadzisz dodatkowe 6 godzin. Dla wygody rok uważa się za równy 365 dniom. I co cztery lata dodaj jeszcze jeden dzień.

11. Co to jest biegun geograficzny, równik? Jaka jest długość równika Ziemi?

Biegun geograficzny jest umownym punktem powierzchnia ziemi, w którym przecina się z osią Ziemi.

Równik to wyimaginowany okrąg na powierzchni Ziemi narysowany równa odległość z bieguna północnego i południowego.

Długość równika wynosi 40076 km.

12. Dlaczego odległość od środka Ziemi do bieguny geograficzne mniej niż od środka Ziemi do równika?

Promień biegunowy jest mniejszy niż promień równikowy, ponieważ Ziemia nie jest idealną kulą, ale jest nieco spłaszczona na biegunach.

13. Dlaczego na Ziemi zmieniają się pory roku?

Ziemia nie tylko obraca się wokół Słońca, ale także utrzymuje nachylenie swojej osi. Prowadzi to do nierównomiernego nagrzewania się różnych obszarów w ciągu roku, co powoduje zmianę pór roku.

14. Jakie są geograficzne konsekwencje obrotu Ziemi wokół Słońca?

Konsekwencją ruchu Ziemi wokół Słońca jest zmiana pór roku, rocznych rytmów przyrody żywej i nieożywionej.

Materiały » Idea kryterium prawdziwości wiedzy » Jaka jest orbita planety? Czy planety mogą się zderzać podczas ruchu wokół Słońca? Jaka jest istota praw Keplera? W jakiej średniej odległości od Słońca znajduje się planeta Merkury, jeśli ma swój okres

Orbity planet to ścieżki w przestrzeni, po których planety krążą wokół Słońca; ich kształty są zbliżone do okrągłych, a płaszczyzny zbliżone do płaszczyzny ekliptyki, z wyjątkiem ciał o małej masie (Merkury, Pluton, asteroidy). Ponieważ każda planeta ma swoją własną ścieżkę, tj. orbitę, to nie mogą się zderzyć.

Każda planeta porusza się po swojej orbicie w taki sposób, że jej wektor promienia opisuje się w równych odstępach czasu równe obszary. Oznacza to, że co bliższa planeta w stronę Słońca, tym większa jest prędkość orbitalna. Stosunek sześcianów półosi wielkich orbit dwóch planet Układu Słonecznego jest równy stosunkowi kwadratów ich okresów obrotu wokół Słońca. Półoś wielka to połowa maksymalnej odległości między dwoma punktami elipsy. Prawo to umożliwiło oszacowanie wielkości Układu Słonecznego.

Jeśli obrót Merkurego wynosi 0,24 ziemskiego roku, wówczas odległość planety od Słońca jest w przybliżeniu równa ¼ odległości do Ziemi.

To jest interesujące:

Zespół Prymasów. Laurie
Ukazuje się w Indiach, na Cejlonie, Azja Południowo-Wschodnia i Afryce Subsaharyjskiej. Mieszkańcy lasy tropikalne, zwykle gruby, mokry lub suchy. Rozmiary są małe. Długość ciała loris wynosi 11-39 cm. Nie ma ogona lub stanowi około jednej trzeciej...

Katepsyny
Katepsyny – (z greckiego kathepso – trawienie), enzymy z klasy hydrolaz, które katalizują hydrolizę wiązania peptydowego. Zawarty w tkankach zwierzęcych i ludzkich. Odgrywa nieswoista proteoliza ważna rola w regulacji metabolizmu białek, podczas...

Cytoplazma i jej organelle
Cytoplazma. Cytoplazma oddzielona od otoczenie zewnętrzne zewnętrzna męmbrana, wypełnia całą komórkę, w której znajdują się różne organelle i jądro. Jest to wewnętrzne półpłynne środowisko komórki, które zawiera duża liczba woda i z org...

ORBITA w astronomii to droga ciała niebieskiego w przestrzeni. Chociaż orbitę można nazwać trajektorią dowolnego ciała, zwykle mamy na myśli względny ruch oddziałujących ze sobą ciał: na przykład orbity planet wokół Słońca, satelitów wokół planety lub gwiazd w złożonym układ gwiazd stosunkowo centrum ogólne wt. Sztuczny satelita „wchodzi na orbitę”, gdy zaczyna poruszać się po cyklicznej ścieżce wokół Ziemi lub Słońca. Termin „orbita” jest również używany w fizyka atomowa przy opisywaniu konfiguracji elektronicznych.

Orbity absolutne i względne

Orbita absolutna to droga ciała w układzie odniesienia, którą w pewnym sensie można uznać za uniwersalną, a zatem absolutną. Wszechświat w dużej skali traktowany jako całość jest uważany za taki układ i nazywany jest „układem inercjalnym”. Orbita względna to droga ciała w układzie odniesienia, które samo się porusza orbita absolutna(po zakrzywionej ścieżce ze zmienną prędkością). Na przykład orbitę sztucznego satelity określa się zwykle na podstawie rozmiaru, kształtu i orientacji względem Ziemi. W pierwszym przybliżeniu jest to elipsa, której ogniskiem jest Ziemia, a płaszczyzna jest nieruchoma względem gwiazd. Oczywiście jest to orbita względna, ponieważ jest definiowana w odniesieniu do Ziemi, która sama porusza się wokół Słońca. Daleki obserwator powie, że satelita porusza się względem gwiazd po złożonej spiralnej trajektorii; to jest jego orbita absolutna. Oczywiste jest, że kształt orbity zależy od ruchu układu odniesienia obserwatora.

Konieczność rozróżnienia orbit absolutnych i względnych powstaje, ponieważ prawa Newtona obowiązują tylko w układzie inercjalnym, więc można je stosować tylko w przypadku orbit absolutnych. Jednak zawsze mamy do czynienia z orbitami względnymi ciała niebieskie, ponieważ obserwujemy ich ruch z Ziemi krążącej wokół Słońca i obracającej się. Jeśli jednak znana jest orbita absolutna ziemskiego obserwatora, można albo zamienić wszystkie orbity względne na orbity absolutne, albo przedstawić prawa Newtona za pomocą równań obowiązujących w układzie odniesienia Ziemi.

Orbity absolutne i względne można zilustrować przykładem podwójna gwiazda. Na przykład Syriusz, który gołym okiem wydaje się pojedynczą gwiazdą, obserwowany przez duży teleskop okazuje się być parą gwiazd. Ścieżkę każdej z nich można prześledzić osobno w odniesieniu do sąsiednich gwiazd (biorąc pod uwagę, że one same się poruszają). Obserwacje wykazały, że dwie gwiazdy nie tylko krążą wokół siebie, ale także poruszają się w przestrzeni tak, że pomiędzy nimi zawsze znajduje się punkt poruszający się po linii prostej z stała prędkość(ryc. 1). Punkt ten nazywany jest środkiem masy układu. Prawie z nią spokrewniony układ inercyjny odniesienia, a trajektorie gwiazd względem niego reprezentują ich orbity absolutne. Im dalej gwiazda oddala się od środka masy, tym jest lżejsza. Znajomość orbit absolutnych umożliwiła astronomom oddzielne obliczenie mas Syriusza A i Syriusza B.

Jeśli zmierzymy położenie Syriusza B względem Syriusza A, otrzymamy orbitę względną. Odległość między tymi dwiema gwiazdami jest zawsze równa sumie ich odległości od środka masy, więc orbita względna ma taki sam kształt jak orbity absolutne i jest równa ich sumie. Znając wielkość względnej orbity i okres obrotu, korzystając z trzeciego prawa Keplera, można obliczyć jedynie całkowitą masę gwiazd.

Niebiańska mechanika

Więcej złożony przykład reprezentuje ruch Ziemi, Księżyca i Słońca. Każde z tych ciał porusza się po własnej orbicie absolutnej względem wspólnego środka masy. Ale ponieważ Słońce znacznie przewyższa wszystkich masą, zwyczajowo przedstawia się Księżyc i Ziemię jako parę, której środek masy porusza się po względnej eliptycznej orbicie wokół Słońca. Jednak ta orbita względna jest bardzo zbliżona do orbity absolutnej.

Ruch Ziemi względem środka masy układu Ziemia-Księżyc najdokładniej mierzy się za pomocą radioteleskopów, które określają odległość do stacje międzyplanetarne. W 1971 roku podczas lotu aparatu Mariner 9 na Marsa wyznaczono amplitudę ruchu Ziemi na podstawie okresowych zmian odległości do niej z dokładnością do 20–30 m. Leży środek masy układu Ziemia-Księżyc wewnątrz Ziemi, 1700 km pod jej powierzchnią, a stosunek mas Ziemi do Księżyca wynosi 81,3007. Znając ich masę całkowitą, wyznaczoną z parametrów orbity względnej, można łatwo wyznaczyć masę każdego z ciał.

Rozmawiać o ruch względny, możemy dowolnie wybrać punkt odniesienia: względna orbita Ziemi wokół Słońca jest dokładnie taka sama, jak względna orbita Słońca wokół Ziemi. Rzut tej orbity na sfera niebieska zwany „ekliptyką”. W ciągu roku Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki o około 1° dziennie, a Ziemia, patrząc od strony Słońca, porusza się w ten sam sposób. Płaszczyzna ekliptyki jest nachylona do płaszczyzny równika niebieskiego o 23°27”, czyli jest to kąt pomiędzy równikiem Ziemi a płaszczyzną jej orbity. Wszystkie orbity Układu Słonecznego są skierowane względem płaszczyzny ekliptyki .

Orbity Księżyca i planet

Na przykładzie Księżyca pokażemy, jak opisuje się orbitę. Jest to orbita względna, której płaszczyzna jest nachylona w stosunku do ekliptyki pod kątem około 5°. Kąt ten nazywany jest „nachyleniem” orbita księżycowa. Płaszczyzna orbity Księżyca przecina ekliptykę wzdłuż „linii węzłów”. Ten, w którym Księżyc przechodzi z południa na północ, nazywany jest „węzłem wstępującym”, a drugi „węzłem zstępującym”.

Gdyby Ziemia i Księżyc były odizolowane od wpływ grawitacyjny innych ciał węzły orbity księżycowej zawsze miałyby stałą pozycję na niebie. Ale ze względu na wpływ Słońca na ruch Księżyca, ruch odwrotny węzły, tj. poruszają się na zachód wzdłuż ekliptyki, dokonując pełnego obrotu w 18,6 roku. Podobnie węzły orbitalne sztuczne satelity poruszać się pod wpływem zakłócającego wpływu wybrzuszenia równikowego Ziemi.

Ziemia nie znajduje się w środku orbity Księżyca, ale w jednym z jej ognisk. Dlatego w pewnym punkcie orbity Księżyc jest najbliżej Ziemi; to jest „perygeum”. W przeciwny punkt jest najdalej od Ziemi; to jest „apogeum”. (Odpowiadające terminy określające Słońce to „peryhelium” i „aphelium”). Połowa sumy odległości w perygeum i apogeum nazywana jest odległością średnią; jest równa połowie największa średnica(główna oś) orbity, dlatego nazywa się ją „półosią wielką”. Perygeum i apogeum nazywane są „apsydą”, a łącząca je linia – główna oś – nazywana jest „linią absydy”. Gdyby nie zakłócenia ze strony Słońca i planet, linia apsyd miałaby ustalony kierunek w przestrzeni. Ale z powodu zakłóceń linia apsyd orbity księżycowej przesuwa się na wschód z okresem 8,85 lat. To samo dzieje się z liniami absyd sztucznych satelitów pod wpływem równikowego pęcznienia Ziemi. Planety posiadają linie apsydalne (pomiędzy peryhelium a aphelium), które poruszają się do przodu pod wpływem innych planet.

Przekroje stożkowe

Rozmiar orbity jest określony przez długość półosi wielkiej, a jej kształt przez wielkość zwaną „mimośrodowością”. Ekscentryczność orbity Księżyca oblicza się ze wzoru:

(Odległość apogeum — odległość średnia) / odległość średnia

lub według wzoru

(Średnia odległość – Odległość w perygeum) / Średnia odległość

W przypadku planet apogeum i perygeum w tych wzorach zastępuje się aphelium i peryhelium. Ekscentryczność orbity kołowej równy zeru; dla wszystkich orbit eliptycznych jest mniejsza niż 1,0; dla orbity parabolicznej wynosi dokładnie 1,0; dla orbit hiperbolicznych jest większa niż 1,0.

Orbita jest w pełni zdefiniowana, jeśli określony jest jej rozmiar (średnia odległość), kształt (mimośród), nachylenie, położenie węzeł górny oraz położenie perygeum (dla Księżyca) lub peryhelium (dla planet). Wielkości te nazywane są „elementami” orbity. Elementy orbitalne sztucznego satelity określa się w taki sam sposób, jak w przypadku Księżyca, ale zwykle nie w odniesieniu do ekliptyki, ale do płaszczyzny równika ziemskiego.

Księżyc krąży wokół Ziemi w czasie zwanym „okresem gwiazdowym” (27,32 dnia); po wygaśnięciu wraca na swoje pierwotne miejsce względem gwiazd; to jest jego prawdziwy okres orbitalny. Ale w tym czasie Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki, a Księżyc potrzebuje jeszcze dwóch dni, aby znaleźć się w fazie początkowej, tj. w tym samym położeniu względem Słońca. Okres ten nazywany jest „okresem synodycznym” Księżyca (ok. 29,5 dnia). Podobnie planety krążą wokół Słońca w okresie gwiazdowym i przechodzą pełny cykl konfiguracje – od „gwiazdy wieczornej” do „ poranna gwiazda„i z powrotem – na okres synodyczny. Niektóre elementy orbit planet wskazano w tabeli.

Prędkość orbitalna

Średnia odległość satelity od głównego elementu jest określana na podstawie jego prędkości w pewnej ustalonej odległości. Na przykład Ziemia krąży po prawie kołowej orbicie w odległości 1 jednostki astronomicznej. ( jednostka astronomiczna) od Słońca z prędkością 29,8 km/s; każde inne ciało, które ma tę samą prędkość w tej samej odległości, będzie również poruszać się po orbicie o średniej odległości od Słońca wynoszącej 1 AU, niezależnie od kształtu tej orbity i kierunku ruchu po niej. Zatem dla ciała w dany punkt wielkość orbity zależy od wartości prędkości, a jej kształt zależy od kierunku prędkości (patrz rysunek).

Ma to bezpośredni wpływ na orbity sztucznych satelitów. Aby umieścić satelitę na danej orbicie, należy wynieść go na określoną wysokość nad Ziemią i nadać mu określoną prędkość w określonym kierunku. Co więcej, należy to zrobić wysoka celność. Jeżeli wymagane jest np., aby orbita przebiegała na wysokości 320 km i nie odbiegała od niej o więcej niż 30 km, to na wysokości 310–330 km jej prędkość nie powinna różnić się od obliczonej (7,72 km/s) o więcej niż 5 m/s, a kierunek prędkości powinien być równoległy do powierzchni ziemi z dokładnością do 0,08°

Powyższe dotyczy również komet. Zwykle poruszają się po bardzo wydłużonych orbitach, których mimośrody często osiągają 0,99. I chociaż ich średnie odległości i okresy orbitalne są bardzo długie, w peryhelium mogą się zbliżyć główne planety na przykład do Jowisza. W zależności od kierunku, z którego kometa zbliża się do Jowisza, jej grawitacja może zwiększyć lub zmniejszyć prędkość (patrz rysunek). Jeśli prędkość spadnie, kometa przejdzie na mniejszą orbitę; w tym przypadku mówi się, że jest „schwytany” przez planetę. Prawdopodobnie w ten sposób uchwycono wszystkie komety z okresami krótszymi niż kilka milionów lat.

Jeśli prędkość komety względem Słońca wzrośnie, wówczas jej orbita wzrośnie. Co więcej, gdy prędkość zbliża się do pewnej granicy, wzrost orbity gwałtownie przyspiesza. W odległości 1 AU od Słońca, maksymalna prędkość wynosi 42 km/s. Ciało porusza się z większą prędkością po orbicie hiperbolicznej i nigdy nie powraca do peryhelium. Dlatego ta maksymalna prędkość nazywana jest „prędkością ucieczki”. orbita Ziemi. Bliżej Słońca prędkość ucieczki jest większa, a dalej od Słońca mniejsza.

Jeśli kometa zbliża się do Jowisza z dużej odległości, jej prędkość jest bliska prędkości ucieczki. Dlatego lecąc w pobliżu Jowisza, komecie wystarczy jedynie nieznacznie zwiększyć prędkość, aby przekroczyć limit i nigdy nie powrócić w pobliże Słońca. Takie komety nazywane są „wyrzuconymi”.

Prędkość ucieczki z Ziemi

Pojęcie prędkości ucieczki jest bardzo ważne. Nawiasem mówiąc, często nazywa się ją także prędkością „ucieczki” lub „ucieczką”, a także „paraboliczną” lub „drugą prędkością kosmiczną”. Ostatni termin jest używany w astronautyce, kiedy mówimy o o startach na inne planety. Jak już wspomniano, aby satelita mógł poruszać się po niskiej orbicie kołowej, należy mu nadać prędkość około 8 km/s, co nazywa się „pierwszą prędkością kosmiczną”. (Dokładniej, gdyby atmosfera nie przeszkadzała, na powierzchni Ziemi wynosiłaby ona 7,9 km/s.) Wraz ze wzrostem prędkości satelity na powierzchni Ziemi jego orbita staje się coraz bardziej wydłużana: zwiększa się jego średnia odległość. Po osiągnięciu prędkości ucieczki urządzenie opuści Ziemię na zawsze.

Obliczenie tej prędkości krytycznej jest dość proste. Blisko Ziemi energia kinetyczna ciało musi być równe pracy wykonanej przez grawitację podczas przemieszczania ciała z powierzchni Ziemi „w nieskończoność”. Ponieważ przyciąganie maleje szybko wraz z wysokością (odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości), możemy ograniczyć się do pracy w odległości promienia Ziemi:

Tutaj po lewej stronie jest energia kinetyczna ciała o masie poruszającego się z prędkością, a po prawej praca grawitacji mg w odległości promienia Ziemi (R = 6371 km). Z tego równania znajdujemy prędkość (i nie jest to wyrażenie przybliżone, ale dokładne):

Ponieważ przyspieszenie swobodny spadek na powierzchni Ziemi g = 9,8 m/s2, prędkość ucieczki wyniesie 11,2 km/s.

Orbita Słońca

Samo Słońce wraz z otaczającymi je planetami i małymi ciałami Układu Słonecznego porusza się po swojej galaktycznej orbicie. W kierunku do najbliższych gwiazd Słońce leci z prędkością 19 km/s w stronę punktu w gwiazdozbiorze Herkulesa. Ten punkt nazywa się „wierzchołkiem” ruch słońca. Ogólnie rzecz biorąc, cała grupa pobliskich gwiazd, w tym Słońce, krąży wokół centrum Galaktyki po orbicie o promieniu 251016 km z prędkością 220 km/s i okresem 230 milionów lat. Orbita ta jest dość złożona, ponieważ ruch Słońca jest stale zakłócany przez inne gwiazdy i masywne obłoki gazu międzygwiazdowego.

Bibliografia

Do przygotowania tej pracy wykorzystano materiały ze strony http://www.astro-azbuka.info

Co to jest „Orbita”? Jak przeliterować dane słowo. Koncepcja i interpretacja.

Orbita w astronomii droga ciała niebieskiego w przestrzeni. Chociaż orbitę można nazwać trajektorią dowolnego ciała, zwykle odnosi się ona do względnego ruchu oddziałujących ze sobą ciał: na przykład orbity planet wokół Słońca, satelitów wokół planety lub gwiazd w złożonym układzie gwiazd względem wspólnego środek masy. Sztuczny satelita „wchodzi na orbitę”, gdy zaczyna poruszać się po cyklicznej ścieżce wokół Ziemi lub Słońca. Termin „orbita” jest również używany w fizyce atomowej do opisu konfiguracji elektronów. Zobacz także ATOM. Orbity absolutne i względne. Orbita absolutna to droga ciała w układzie odniesienia, którą w pewnym sensie można uznać za uniwersalną, a zatem absolutną. Wszechświat w dużej skali traktowany jako całość jest uważany za taki układ i nazywany jest „układem inercjalnym”. Orbita względna to droga ciała w układzie odniesienia, które samo porusza się po orbicie absolutnej (po zakrzywionej drodze ze zmienną prędkością). Na przykład orbitę sztucznego satelity określa się zwykle na podstawie rozmiaru, kształtu i orientacji względem Ziemi. W pierwszym przybliżeniu jest to elipsa, której ogniskiem jest Ziemia, a płaszczyzna jest nieruchoma względem gwiazd. Oczywiście jest to orbita względna, ponieważ jest definiowana w odniesieniu do Ziemi, która sama porusza się wokół Słońca. Daleki obserwator powie, że satelita porusza się względem gwiazd po złożonej spiralnej trajektorii; to jest jego orbita absolutna. Oczywiste jest, że kształt orbity zależy od ruchu układu odniesienia obserwatora. Konieczność rozróżnienia orbit absolutnych i względnych powstaje, ponieważ prawa Newtona obowiązują tylko w układzie inercjalnym, więc można je stosować tylko w przypadku orbit absolutnych. Zawsze jednak mamy do czynienia ze względnymi orbitami ciał niebieskich, ponieważ obserwujemy ich ruch z Ziemi krążącej wokół Słońca i rotującej. Jeśli jednak znana jest orbita absolutna ziemskiego obserwatora, można albo zamienić wszystkie orbity względne na orbity absolutne, albo przedstawić prawa Newtona za pomocą równań obowiązujących w układzie odniesienia Ziemi. Orbity absolutne i względne można zilustrować na przykładzie gwiazdy podwójnej. Na przykład Syriusz, który gołym okiem wydaje się pojedynczą gwiazdą, obserwowany przez duży teleskop okazuje się być parą gwiazd. Ścieżkę każdej z nich można prześledzić osobno w odniesieniu do sąsiednich gwiazd (biorąc pod uwagę, że one same się poruszają). Obserwacje wykazały, że dwie gwiazdy nie tylko krążą wokół siebie, ale także poruszają się w przestrzeni tak, że pomiędzy nimi zawsze znajduje się punkt poruszający się po linii prostej ze stałą prędkością (ryc. 1). Punkt ten nazywany jest środkiem masy układu. W praktyce kojarzony jest z nim inercjalny układ odniesienia, a trajektorie gwiazd względem niego reprezentują ich orbity absolutne. Im dalej gwiazda oddala się od środka masy, tym jest lżejsza. Znajomość orbit absolutnych pozwoliła astronomom na osobne obliczenie mas Syriusza A i Syriusza B. Ryc. 1. BEZWZGLĘDNA ORBITA Syriusza A i Syriusza B według obserwacji prowadzonych na przestrzeni 100 lat. Środek masy tej gwiazdy podwójnej porusza się po linii prostej w układzie inercjalnym; dlatego trajektorie obu gwiazd w tym układzie są ich orbitami absolutnymi.

Orbita- ORBITA z. łac. astr. kołowa ścieżka planety wokół Słońca; cru" ovina. lekarz. orbita oka, jama... Słownik wyjaśniający Dahla

Orbita- ORBITA, orbity, w. (łac. orbita, dosł. ślad koła) (książka). 1. Tor ruchu ciała niebieskiego (ast... Słownik wyjaśniający Uszakowa

Orbita- I. 1. Ścieżka, po której porusza się ciało niebieskie pod wpływem przyciągania innych ciał niebieskich. // Umieść... Słownik wyjaśniający Efremowej

Orbita- ORBITA (od łacińskiego orbita - tor, ścieżka), 1) droga, po której przebywa jedno ciało niebieskie (planeta, jej tył...

ORBITA w astronomii to droga ciała niebieskiego w przestrzeni. Chociaż orbitę można nazwać trajektorią dowolnego ciała, zwykle odnosi się ona do względnego ruchu oddziałujących ze sobą ciał: na przykład orbity planet wokół Słońca, satelitów wokół planety lub gwiazd w złożonym układzie gwiazd względem wspólnego środek masy. Sztuczny satelita „wchodzi na orbitę”, gdy zaczyna poruszać się po cyklicznej ścieżce wokół Ziemi lub Słońca. Termin „orbita” jest również używany w fizyce atomowej do opisu konfiguracji elektronów.

Orbity absolutne i względne

Orbita absolutna to droga ciała w układzie odniesienia, którą w pewnym sensie można uznać za uniwersalną, a zatem absolutną. Wszechświat w dużej skali traktowany jako całość jest uważany za taki układ i nazywany jest „układem inercjalnym”. Orbita względna to droga ciała w układzie odniesienia, które samo porusza się po orbicie absolutnej (po zakrzywionej drodze ze zmienną prędkością). Na przykład orbitę sztucznego satelity określa się zwykle na podstawie rozmiaru, kształtu i orientacji względem Ziemi. W pierwszym przybliżeniu jest to elipsa, której ogniskiem jest Ziemia, a płaszczyzna jest nieruchoma względem gwiazd. Oczywiście jest to orbita względna, ponieważ jest definiowana w odniesieniu do Ziemi, która sama porusza się wokół Słońca. Daleki obserwator powie, że satelita porusza się względem gwiazd po złożonej spiralnej trajektorii; to jest jego orbita absolutna. Oczywiste jest, że kształt orbity zależy od ruchu układu odniesienia obserwatora.

Konieczność rozróżnienia orbit absolutnych i względnych powstaje, ponieważ prawa Newtona obowiązują tylko w układzie inercjalnym, więc można je stosować tylko w przypadku orbit absolutnych. Zawsze jednak mamy do czynienia ze względnymi orbitami ciał niebieskich, ponieważ obserwujemy ich ruch z Ziemi krążącej wokół Słońca i rotującej. Jeśli jednak znana jest orbita absolutna ziemskiego obserwatora, można albo zamienić wszystkie orbity względne na orbity absolutne, albo przedstawić prawa Newtona za pomocą równań obowiązujących w układzie odniesienia Ziemi.

Orbity absolutne i względne można zilustrować na przykładzie gwiazdy podwójnej. Na przykład Syriusz, który gołym okiem wydaje się pojedynczą gwiazdą, obserwowany przez duży teleskop okazuje się być parą gwiazd. Ścieżkę każdej z nich można prześledzić osobno w odniesieniu do sąsiednich gwiazd (biorąc pod uwagę, że one same się poruszają). Obserwacje wykazały, że dwie gwiazdy nie tylko krążą wokół siebie, ale także poruszają się w przestrzeni tak, że pomiędzy nimi zawsze znajduje się punkt poruszający się po linii prostej ze stałą prędkością (ryc. 1). Punkt ten nazywany jest środkiem masy układu. W praktyce kojarzony jest z nim inercjalny układ odniesienia, a trajektorie gwiazd względem niego reprezentują ich orbity absolutne. Im dalej gwiazda oddala się od środka masy, tym jest lżejsza. Znajomość orbit absolutnych umożliwiła astronomom oddzielne obliczenie mas Syriusza A i Syriusza B.

Niebiańska mechanika

Bardziej złożonym przykładem jest ruch Ziemi, Księżyca i Słońca. Każde z tych ciał porusza się po własnej orbicie absolutnej względem wspólnego środka masy. Ale ponieważ Słońce znacznie przewyższa wszystkich masą, zwyczajowo przedstawia się Księżyc i Ziemię jako parę, której środek masy porusza się po względnej eliptycznej orbicie wokół Słońca. Jednak ta orbita względna jest bardzo zbliżona do orbity absolutnej.

Ruch Ziemi względem środka masy układu Ziemia-Księżyc najdokładniej mierzy się za pomocą radioteleskopów, które określają odległość do stacji międzyplanetarnych. W 1971 roku podczas lotu aparatu Mariner 9 na Marsa wyznaczono amplitudę ruchu Ziemi na podstawie okresowych zmian odległości do niej z dokładnością do 20–30 m. Leży środek masy układu Ziemia-Księżyc wewnątrz Ziemi, 1700 km pod jej powierzchnią, a stosunek mas Ziemi do Księżyca wynosi 81,3007. Znając ich masę całkowitą, wyznaczoną z parametrów orbity względnej, można łatwo wyznaczyć masę każdego z ciał.

Mówiąc o ruchu względnym, możemy dowolnie wybrać punkt odniesienia: względna orbita Ziemi wokół Słońca jest dokładnie taka sama, jak względna orbita Słońca wokół Ziemi. Rzut tej orbity na sferę niebieską nazywa się „ekliptyką”. W ciągu roku Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki o około 1° dziennie, a Ziemia, patrząc od strony Słońca, porusza się w ten sam sposób. Płaszczyzna ekliptyki jest nachylona do płaszczyzny równika niebieskiego o 23°27”, czyli jest to kąt pomiędzy równikiem Ziemi a płaszczyzną jej orbity. Wszystkie orbity Układu Słonecznego są skierowane względem płaszczyzny ekliptyki .

Orbity Księżyca i planet

Na przykładzie Księżyca pokażemy, jak opisuje się orbitę. Jest to orbita względna, której płaszczyzna jest nachylona w stosunku do ekliptyki pod kątem około 5°. Kąt ten nazywany jest „nachyleniem” orbity Księżyca. Płaszczyzna orbity Księżyca przecina ekliptykę wzdłuż „linii węzłów”. Ten, w którym Księżyc przechodzi z południa na północ, nazywany jest „węzłem wstępującym”, a drugi „węzłem zstępującym”.

Gdyby Ziemia i Księżyc były odizolowane od wpływu grawitacyjnego innych ciał, węzły orbity Księżyca miałyby zawsze stałą pozycję na niebie. Ale ze względu na wpływ Słońca na ruch Księżyca następuje odwrotny ruch węzłów, tj. poruszają się na zachód wzdłuż ekliptyki, dokonując pełnego obrotu w 18,6 roku. Podobnie węzły orbitalne sztucznych satelitów poruszają się pod wpływem zakłócającego wpływu wybrzuszenia równikowego Ziemi.

Ziemia nie znajduje się w środku orbity Księżyca, ale w jednym z jej ognisk. Dlatego w pewnym punkcie orbity Księżyc jest najbliżej Ziemi; to jest „perygeum”. W przeciwnym punkcie jest najdalej od Ziemi; to jest „apogeum”. (Odpowiadające terminy określające Słońce to „peryhelium” i „aphelium”). Połowa sumy odległości w perygeum i apogeum nazywana jest odległością średnią; jest równa połowie największej średnicy (głównej osi) orbity, dlatego nazywa się ją „półosią wielką”. Perygeum i apogeum nazywane są „apsydą”, a łącząca je linia – główna oś – nazywana jest „linią absydy”. Gdyby nie zakłócenia ze strony Słońca i planet, linia apsyd miałaby ustalony kierunek w przestrzeni. Ale z powodu zakłóceń linia apsyd orbity księżycowej przesuwa się na wschód z okresem 8,85 lat. To samo dzieje się z liniami absyd sztucznych satelitów pod wpływem równikowego pęcznienia Ziemi. Planety posiadają linie apsydalne (pomiędzy peryhelium a aphelium), które poruszają się do przodu pod wpływem innych planet.

Przekroje stożkowe

Rozmiar orbity jest określony przez długość półosi wielkiej, a jej kształt przez wielkość zwaną „mimośrodowością”. Ekscentryczność orbity Księżyca oblicza się ze wzoru:

(Odległość apogeum — odległość średnia) / odległość średnia

lub według wzoru

(Średnia odległość – Odległość w perygeum) / Średnia odległość

W przypadku planet apogeum i perygeum w tych wzorach zastępuje się aphelium i peryhelium. Ekscentryczność orbity kołowej wynosi zero; dla wszystkich orbit eliptycznych jest mniejsza niż 1,0; dla orbity parabolicznej wynosi dokładnie 1,0; dla orbit hiperbolicznych jest większa niż 1,0.

Orbita jest w pełni zdefiniowana, gdy określono jej rozmiar (średnia odległość), kształt (mimośród), nachylenie, położenie węzła wstępującego oraz położenie perygeum (w przypadku Księżyca) lub peryhelium (w przypadku planet). Wielkości te nazywane są „elementami” orbity. Elementy orbitalne sztucznego satelity określa się w taki sam sposób, jak w przypadku Księżyca, ale zwykle nie w odniesieniu do ekliptyki, ale do płaszczyzny równika ziemskiego.

Księżyc krąży wokół Ziemi w czasie zwanym „okresem gwiazdowym” (27,32 dnia); po wygaśnięciu wraca na swoje pierwotne miejsce względem gwiazd; to jest jego prawdziwy okres orbitalny. Ale w tym czasie Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki, a Księżyc potrzebuje jeszcze dwóch dni, aby znaleźć się w fazie początkowej, tj. w tym samym położeniu względem Słońca. Okres ten nazywany jest „okresem synodycznym” Księżyca (ok. 29,5 dnia). W ten sam sposób planety krążą wokół Słońca w okresie gwiazdowym i przechodzą pełny cykl konfiguracji - od „gwiazdy wieczornej” do „gwiazdy porannej” i z powrotem – w okresie synodycznym. Niektóre elementy orbit planet wskazano w tabeli.

Prędkość orbitalna

Średnia odległość satelity od głównego elementu jest określana na podstawie jego prędkości w pewnej ustalonej odległości. Na przykład Ziemia krąży po prawie kołowej orbicie w odległości 1 jednostki astronomicznej. (jednostka astronomiczna) od Słońca z prędkością 29,8 km/s; każde inne ciało, które ma tę samą prędkość w tej samej odległości, będzie również poruszać się po orbicie o średniej odległości od Słońca wynoszącej 1 AU, niezależnie od kształtu tej orbity i kierunku ruchu po niej. Zatem dla ciała w danym punkcie wielkość orbity zależy od wartości prędkości, a jej kształt od kierunku prędkości (patrz rysunek).

Ma to bezpośredni wpływ na orbity sztucznych satelitów. Aby umieścić satelitę na danej orbicie, należy wynieść go na określoną wysokość nad Ziemią i nadać mu określoną prędkość w określonym kierunku. Co więcej, należy to zrobić z dużą precyzją. Jeżeli wymagane jest np., aby orbita przebiegała na wysokości 320 km i nie odbiegała od niej o więcej niż 30 km, to na wysokości 310–330 km jej prędkość nie powinna różnić się od obliczonej (7,72 km/s) o więcej niż 5 m/s, a kierunek prędkości powinien być równoległy do powierzchni ziemi z dokładnością do 0,08°

Powyższe dotyczy również komet. Zwykle poruszają się po bardzo wydłużonych orbitach, których mimośrody często osiągają 0,99. I chociaż ich średnie odległości i okresy orbitowania są bardzo długie, w peryhelium mogą zbliżać się do dużych planet, takich jak Jowisz. W zależności od kierunku, z którego kometa zbliża się do Jowisza, jej grawitacja może zwiększyć lub zmniejszyć prędkość (patrz rysunek). Jeśli prędkość spadnie, kometa przejdzie na mniejszą orbitę; w tym przypadku mówi się, że jest „schwytany” przez planetę. Prawdopodobnie w ten sposób uchwycono wszystkie komety z okresami krótszymi niż kilka milionów lat.