Perioadă orbitală

Perioada orbitală - timpul în care un corp ceresc face o revoluție completă pe orbită în jurul unui centru de greutate extern sau în jurul unui centru de masă comun cu un alt corp ceresc . Este subiectul de studiu al mecanicii cerești .

Perioada orbitală nu depinde de mărimea corpului ceresc. Raportul dintre perioadele orbitale a două (sau mai multe) corpuri cerești egal cu un număr natural mic duce la rezonanță orbitală și, cu un astfel de raport dintre perioada orbitală a corpului și perioada de rotație în jurul axei sale - la spin-orbital rezonanţă. Perioada orbitală a particulelor de praf din sistemul solar poate scădea datorită efectului Poynting-Robertson .

Rezumatul formulelor

Conform celei de-a treia legi a lui Kepler , perioada orbitală T (în secunde) a două corpuri care orbitează unul pe altul într-o orbită circulară sau eliptică este:

T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{\mu }}}

Unde:

a este semi- axa majoră a orbitei

μ = GM este parametrul gravitațional standard

G este constanta gravitațională

M este masa corpului mai masiv.

Pentru toate orbitele eliptice cu aceeași semi-axă majoră, perioada de revoluție este aceeași, indiferent de excentricitate.

În schimb, formula de calcul a distanței pe care trebuie să se rotească un corp pentru a avea o perioadă orbitală dată este:

a={\sqrt[{3}]{\frac {GMT^{2}}{4\pi ^{2}}}}

De exemplu, pentru a finaliza o mișcare la fiecare 24 de ore cu o masă corporală de 100 kg, un corp mic trebuie să se rotească la o distanță de 1,08 metri de centrul său de masă.

Când un corp relativ mic se mișcă pe o orbită circulară și depinde de densitatea centrului de masă - p (în kg / m³), ecuația de mai sus este simplificată:

T={\sqrt {\frac {3\pi }{G\rho })}

Când două corpuri se învârt unul în jurul celuilalt, perioada orbitală T poate fi calculată după cum urmează (trebuie luate în considerare masele ambelor corpuri orbitale):

T=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G\left(M_{1}+M_{2}\dreapta)))

M 1 + M 2 - suma maselor a două corpuri.

Specie

Există mai multe tipuri de perioade orbitale (când luăm în considerare corpurile cerești din sistemul solar ):

Perioada siderale este perioada de timp în care orice corp de satelit ceresc face o revoluție completă în jurul corpului principal în raport cu stele.
Perioada sinodică este perioada de timp dintre două conjuncții succesive ale Lunii sau ale unei planete din sistemul solar cu Soarele observate de pe Pământ . În același timp, conjuncțiile planetelor cu Soarele trebuie să aibă loc într-o ordine liniară fixă, ceea ce este esențial pentru planetele interioare: de exemplu, acestea vor fi conjuncții superioare succesive atunci când planeta trece în spatele Soarelui.
Perioada draconiană este un interval de timp format din 223 de luni sinodice (în medie, aproximativ 6585,3211 zile sau 18,03 ani tropicali), după care eclipsele de Lună și Soare se repetă aproximativ în aceeași ordine.
Perioada anomalistică este perioada de timp în care corpul, mișcându-se de-a lungul unei orbite eliptice , trece prin periapsis de două ori consecutiv. Această perioadă poate diferi ușor de perioada siderale deoarece orientarea liniei de abside ale orbitei se schimbă lent datorită precesiei sale . De exemplu, perioada anomalistică a Lunii este de 27,55455 zile, Pământul este de 365,25964 zile.
Perioada tropicală este perioada de timp în care Soarele completează un ciclu al anotimpurilor văzut de pe Pământ, cum ar fi timpul de la un echinocțiu de primăvară la altul sau de la o zi a solstițiului de vară la alta.

Link -uri

Bate, Roger B.; Mueller, Donald D. și White, Jerry E. (1971), Fundamentele astrodinamicii , Dover

Dicționare și enciclopedii	Un norvegian grozav Un norvegian grozav Britannica (online) Britannica (online)