La desintegración orbital es una disminución gradual de la distancia entre dos cuerpos en órbita en su punto más cercano (la periapsis ) durante muchos períodos orbitales. Estos cuerpos en órbita pueden ser un planeta y su satélite , una estrella y cualquier objeto que la orbite, o componentes de cualquier sistema binario . Si no se controla, la desintegración eventualmente resulta en la terminación de la órbita cuando el objeto más pequeño golpea la superficie del primario; o para objetos donde el primario tiene atmósfera, el objeto más pequeño se quema, explota o se rompe de otra manera en la atmósfera del objeto más grande ; o para objetos donde el principal es una estrella, termina con la incineración por la radiación de la estrella (como en el caso de los cometas ). Las colisiones de objetos de masa estelar suelen ir acompañadas de efectos como estallidos de rayos gamma y ondas gravitacionales detectables .
La desintegración orbital es causada por uno o más mecanismos que absorben energía del movimiento orbital, como la fricción de fluidos , anomalías gravitacionales o efectos electromagnéticos . Para los cuerpos en órbita terrestre baja , el efecto más significativo es la resistencia atmosférica .
Debido a la resistencia atmosférica, la altitud más baja sobre la Tierra a la que un objeto en órbita circular puede completar al menos una revolución completa sin propulsión es de aproximadamente 150 km (93 millas), mientras que el perigeo más bajo de una revolución elíptica es de aproximadamente 90 km (56 millas). mi).
A continuación se proporciona un modelo de desintegración simplificado para una órbita casi circular de dos cuerpos alrededor de un cuerpo central (o planeta) con atmósfera, en términos de la tasa de cambio de la altitud orbital. [2]
Donde R es la distancia de la nave espacial desde el origen del planeta, α o es la suma de todas las aceleraciones proyectadas en la dirección de la trayectoria de la nave espacial (o paralela al vector de velocidad de la nave espacial) y T es el período kepleriano. Tenga en cuenta que α o es a menudo una función de R debido a variaciones en la densidad atmosférica en la altitud, y T es una función de R en virtud de las leyes del movimiento planetario de Kepler .
Si solo se considera la resistencia atmosférica, se puede aproximar la desaceleración de la resistencia α o en función del radio de la órbita R usando la siguiente ecuación de resistencia :
El modelo de decaimiento orbital se ha probado frente a aproximadamente 1 año de mediciones GPS reales de VELOX-C1, donde el decaimiento medio medido mediante GPS fue de 2,566 km entre diciembre de 2015 y noviembre de 2016, y el modelo de decaimiento orbital predijo un decaimiento de 2,444 km, lo que representó una desviación del 5%.
Un software de código abierto basado en Python , ORBITM (ORBIT Maintenance the Propulsion Sizing), está disponible gratuitamente en GitHub para los usuarios de Python que utilizan el modelo anterior.
Por conservación de la energía mecánica , la energía de la órbita es simplemente la suma de las energías potenciales cinética y gravitacional, en una órbita de dos cuerpos imperturbada . Al sustituir la ecuación de Vis-viva en el componente de energía cinética, la energía orbital de una órbita circular viene dada por:
Donde G es la constante gravitacional, M E es la masa del cuerpo central y m es la masa del satélite en órbita. Tomamos la derivada de la energía orbital con respecto al radio.
La fuerza de desaceleración total, que suele ser la resistencia atmosférica en órbitas terrestres bajas, ejercida sobre un satélite de masa constante m viene dada por alguna fuerza F. La tasa de pérdida de energía orbital es simplemente la tasa a la que la fuerza externa realiza un trabajo negativo sobre el satélite cuando el satélite atraviesa un arco circular infinitesimal de longitud ds , atravesado por un ángulo infinitesimal dθ y una tasa angular ω .
La velocidad angular ω también se conoce como movimiento medio , donde para una órbita circular de dos cuerpos de radio R , se expresa como:
y...
Sustituyendo ω en la tasa de cambio de energía orbital anterior y expresando la fuerza de arrastre o decaimiento externa en términos de la desaceleración α o , la tasa de cambio de energía orbital con respecto al tiempo se puede expresar como:
Tener una ecuación para la tasa de cambio de la energía orbital con respecto tanto a la distancia radial como al tiempo nos permite encontrar la tasa de cambio de la distancia radial con respecto al tiempo como se muestra a continuación.
Las suposiciones utilizadas en esta derivación anterior son que la órbita permanece casi circular durante todo el proceso de desintegración, de modo que las ecuaciones para la energía orbital son más o menos las del caso de una órbita circular. Esto suele ser cierto para órbitas que comienzan como circulares, ya que las fuerzas de arrastre se consideran "recircularizantes", ya que se espera que las magnitudes de arrastre en el periapsis (menor altitud) sean mayores que las de la apoapsis , lo que tiene el efecto de reducir la excentricidad media. .
La resistencia atmosférica a la altitud orbital es causada por frecuentes colisiones de moléculas de gas con el satélite. Es la principal causa de desintegración orbital de los satélites en órbita terrestre baja . Resulta en la reducción de la altitud de la órbita de un satélite. Para el caso de la Tierra, la resistencia atmosférica que resulta en el reingreso del satélite se puede describir mediante la siguiente secuencia:
Por lo tanto, la desintegración orbital implica un efecto de retroalimentación positiva , donde cuanto más desintegra la órbita, menor cae su altitud, y cuanto menor es la altitud, más rápida es la desintegración. La descomposición también es particularmente sensible a factores externos del entorno espacial, como la actividad solar, que no son muy predecibles. Durante los máximos solares, la atmósfera de la Tierra provoca una resistencia significativa hasta altitudes mucho más altas que durante los mínimos solares . [3]
La resistencia atmosférica ejerce un efecto significativo en las altitudes de las estaciones espaciales , los transbordadores espaciales y otras naves espaciales tripuladas en órbita terrestre, y los satélites con "órbitas terrestres bajas" relativamente altas, como el Telescopio Espacial Hubble . Las estaciones espaciales normalmente requieren un aumento regular de altitud para contrarrestar la decadencia orbital (ver también mantenimiento de estaciones orbitales ). La desintegración orbital incontrolada derribó la estación espacial Skylab , [4] y la desintegración orbital (relativamente) controlada se utilizó para sacar de órbita la estación espacial Mir . [5]
Los reinicios del Telescopio Espacial Hubble son menos frecuentes debido a su altitud mucho mayor. Sin embargo, la decadencia orbital también es un factor limitante en el tiempo que el Hubble puede pasar sin una cita de mantenimiento; la más reciente la realizó con éxito la STS-125 , con el transbordador espacial Atlantis en 2009. Los telescopios espaciales más nuevos se encuentran en órbitas mucho más altas. , o en algunos casos en la órbita solar, por lo que es posible que no sea necesario un impulso orbital. [6]
Una órbita también puede decaer por aceleración de marea negativa cuando el cuerpo en órbita es lo suficientemente grande como para generar un abultamiento de marea significativo en el cuerpo que está orbitando y está en una órbita retrógrada o por debajo de la órbita sincrónica . Esto mina el momento angular del cuerpo en órbita y lo transfiere a la rotación del primario, reduciendo la altitud de la órbita.
Ejemplos de satélites que experimentan desintegración orbital de marea son la luna de Marte, Fobos , la luna de Neptuno, Tritón , y el planeta extrasolar TrES-3b .
Los objetos pequeños del Sistema Solar también experimentan una desintegración orbital debido a las fuerzas aplicadas por la presión de radiación asimétrica. Idealmente, la energía absorbida sería igual a la energía del cuerpo negro emitida en cualquier punto dado, lo que no daría como resultado ninguna fuerza neta. Sin embargo, el efecto Yarkovsky es el fenómeno que, debido a que la absorción y radiación de calor no son instantáneas, los objetos que no están bloqueados terminalmente absorben energía solar en superficies expuestas al Sol, pero esas superficies no reemiten gran parte de esa energía hasta después. el objeto ha girado, de modo que la emisión es paralela a la órbita del objeto. Esto da como resultado una aceleración muy pequeña paralela a la trayectoria orbital, pero que puede ser significativa para objetos pequeños durante millones de años. El efecto Poynting-Robertson es una fuerza que se opone a la velocidad del objeto causada por la incidencia asimétrica de la luz, es decir, la aberración de la luz . Para un objeto con rotación progresiva, estos dos efectos aplicarán fuerzas opuestas, pero generalmente desiguales.
La radiación gravitacional es otro mecanismo de desintegración orbital. Es insignificante para las órbitas de planetas y satélites planetarios (cuando se considera su movimiento orbital en escalas de tiempo de siglos, décadas y menos), pero es notable para sistemas de objetos compactos , como se ve en las observaciones de las órbitas de las estrellas de neutrones. Todos los cuerpos en órbita irradian energía gravitacional, por lo que ninguna órbita es infinitamente estable.
Los satélites que utilizan una atadura electrodinámica , moviéndose a través del campo magnético de la Tierra, crean una fuerza de arrastre que eventualmente podría desorbitar el satélite.
Una colisión estelar es el encuentro de dos estrellas binarias cuando pierden energía y se acercan. Varias cosas pueden causar la pérdida de energía, incluidas las fuerzas de marea , la transferencia de masa y la radiación gravitacional . Las estrellas describen la trayectoria de una espiral a medida que se acercan unas a otras. Esto a veces resulta en una fusión de las dos estrellas o en la creación de un agujero negro . En el último caso, las últimas revoluciones de las estrellas entre sí duran sólo unos segundos. [7]
Si bien no es una causa directa de la desintegración orbital, las distribuciones de masa desiguales (conocidas como mascons ) del cuerpo en órbita pueden perturbar las órbitas con el tiempo, y las distribuciones extremas pueden hacer que las órbitas sean altamente inestables. La órbita inestable resultante puede mutar a una órbita en la que puede tener lugar una de las causas directas de la desintegración orbital.
