Órbita elíptica

Órbita de Kepler con una excentricidad menor que uno.

Animación de órbita por excentricidad.
  0.0  ·   0.2  ·   0,4  ·   0,6  ·   0,8

Dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un baricentro común con órbitas elípticas.

Dos cuerpos de masa desigual orbitando alrededor de un baricentro común con órbitas circulares.

Dos cuerpos con masas muy desiguales orbitan alrededor de un baricentro común con órbitas circulares.

En el cuadrante superior derecho de este diagrama se representa una órbita elíptica, donde el pozo de potencial gravitacional de la masa central muestra la energía potencial y la energía cinética de la velocidad orbital se muestra en rojo. La altura de la energía cinética disminuye a medida que disminuye la velocidad del cuerpo en órbita y aumenta la distancia según las leyes de Kepler.

En astrodinámica o mecánica celeste , una órbita elíptica u órbita elíptica es una órbita de Kepler con una excentricidad menor que 1; esto incluye el caso especial de una órbita circular , con excentricidad igual a 0. En un sentido más estricto, es una órbita de Kepler con una excentricidad mayor que 0 y menor que 1 (excluyendo así la órbita circular). En un sentido más amplio, se trata de una órbita de Kepler con energía negativa . Esto incluye la órbita elíptica radial , con excentricidad igual a 1.

En un problema gravitacional de dos cuerpos con energía negativa , ambos cuerpos siguen órbitas elípticas similares con el mismo período orbital alrededor de su baricentro común . Además, la posición relativa de un cuerpo con respecto al otro sigue una órbita elíptica.

Ejemplos de órbitas elípticas incluyen las órbitas de transferencia de Hohmann , las órbitas de Molniya y las órbitas de tundra .

Velocidad

Bajo suposiciones estándar, no actúan otras fuerzas excepto dos cuerpos esféricamente simétricos m ₁ y m ₂ , ^[1] la velocidad orbital ( ) de un cuerpo que viaja a lo largo de una órbita elíptica se puede calcular a partir de la ecuación de vis-viva como: ^[2] ${\displaystyle v\,}$

${\displaystyle v={\sqrt {\mu \left({2 \over {r}}-{1 \over {a}}\right)}}}$

dónde:

• ${\displaystyle \mu \,}$es el parámetro gravitacional estándar , G(m ₁ +m ₂ ), a menudo expresado como GM cuando un cuerpo es mucho más grande que el otro.
• ${\displaystyle r\,}$es la distancia entre el cuerpo en órbita y el centro de masa.
• ${\displaystyle a\,\!}$es la longitud del semieje mayor .

La ecuación de velocidad para una trayectoria hiperbólica tiene + , o es lo mismo con la convención de que en ese caso a es negativo. ${\displaystyle {1 \over {a}}}$

Periodo orbital

Según supuestos estándar, el período orbital ( ) de un cuerpo que viaja a lo largo de una órbita elíptica se puede calcular como: ^[3] ${\displaystyle T\,\!}$

${\displaystyle T=2\pi {\sqrt {a^{3} \over {\mu }}}}$

dónde:

• ${\displaystyle \mu }$es el parámetro gravitacional estándar .
• ${\displaystyle a\,\!}$es la longitud del semieje mayor .

Conclusiones:

• El período orbital es igual al de una órbita circular con el radio orbital igual al semieje mayor ( ), ${\displaystyle a\,\!}$
• Para un semieje mayor dado, el período orbital no depende de la excentricidad (Ver también: Tercera ley de Kepler ).

Energía

Según los supuestos estándar, la energía orbital específica ( ) de una órbita elíptica es negativa y la ecuación de conservación de la energía orbital (la ecuación de Vis-viva ) para esta órbita puede tomar la forma: ^[4] ${\displaystyle \epsilon }$

${\displaystyle {v^{2} \over {2}}-{\mu \over {r}}=-{\mu \over {2a}}=\epsilon <0}$

dónde:

• ${\displaystyle v\,}$es la velocidad orbital del cuerpo en órbita,
• ${\displaystyle r\,}$es la distancia del cuerpo en órbita al cuerpo central ,
• ${\displaystyle a\,}$es la longitud del semieje mayor ,
• ${\displaystyle \mu \,}$es el parámetro gravitacional estándar .

Conclusiones:

• Para un semieje mayor dado, la energía orbital específica es independiente de la excentricidad.

Usando el teorema del virial para encontrar:

• el promedio temporal de la energía potencial específica es igual a −2ε
  • el promedio temporal de r ⁻¹ es a ⁻¹
• el promedio temporal de la energía cinética específica es igual a ε

Energía en términos de semieje mayor.

Puede resultar útil conocer la energía en términos del semieje mayor (y las masas involucradas). La energía total de la órbita está dada por

${\displaystyle E=-G{\frac {Mm}{2a}}}$,

donde a es el semieje mayor.

Derivación

Como la gravedad es una fuerza central, el momento angular es constante:

${\displaystyle {\dot {\mathbf {L} }}=\mathbf {r} \times \mathbf {F} =\mathbf {r} \times F(r)\mathbf {\hat {r}} =0}$

En las aproximaciones más cercana y más alejada, el momento angular es perpendicular a la distancia desde la masa orbitada, por lo tanto:

${\displaystyle L=rp=rmv}$.

La energía total de la órbita viene dada por ^[5]

${\displaystyle E={\frac {1}{2}}mv^{2}-G{\frac {Mm}{r}}}$.

Sustituyendo v, la ecuación queda

${\displaystyle E={\frac {1}{2}}{\frac {L^{2}}{mr^{2}}}-G{\frac {Mm}{r}}}$.

Esto es cierto para r siendo la distancia más cercana/más lejana, por lo que se hacen dos ecuaciones simultáneas, que cuando se resuelven para E:

${\displaystyle E=-G{\frac {Mm}{r_{1}+r_{2}}}}$

Dado que y , donde épsilon es la excentricidad de la órbita, se alcanza el resultado indicado. ${\textstyle r_{1}=a+a\epsilon }$ ${\displaystyle r_{2}=a-a\epsilon }$

Ángulo de la trayectoria de vuelo

El ángulo de la trayectoria de vuelo es el ángulo entre el vector de velocidad del cuerpo en órbita (igual al vector tangente a la órbita instantánea) y la horizontal local. Bajo supuestos estándar de conservación del momento angular, el ángulo de la trayectoria de vuelo satisface la ecuación: ^[6] ${\displaystyle \phi }$

${\displaystyle h\,=r\,v\,\cos \phi }$

dónde:

• ${\displaystyle h\,}$es el momento angular relativo específico de la órbita,
• ${\displaystyle v\,}$es la velocidad orbital del cuerpo en órbita,
• ${\displaystyle r\,}$es la distancia radial del cuerpo en órbita desde el cuerpo central ,
• ${\displaystyle \phi \,}$es el ángulo de la trayectoria de vuelo

${\displaystyle \psi }$es el ángulo entre el vector de velocidad orbital y el semieje mayor. es la verdadera anomalía local. , por lo tanto, ${\displaystyle \nu }$ ${\displaystyle \phi =\nu +{\frac {\pi }{2}}-\psi }$

${\displaystyle \cos \phi =\sin(\psi -\nu )=\sin \psi \cos \nu -\cos \psi \sin \nu ={\frac {1+e\cos \nu }{\sqrt {1+e^{2}+2e\cos \nu }}}}$

${\displaystyle \tan \phi ={\frac {e\sin \nu }{1+e\cos \nu }}}$

¿Dónde está la excentricidad? ${\displaystyle e}$

El momento angular está relacionado con el producto vectorial vectorial de la posición y la velocidad, que es proporcional al seno del ángulo entre estos dos vectores. Aquí se define como el ángulo que difiere 90 grados de este, por lo que aparece el coseno en lugar del seno. ${\displaystyle \phi }$

Ecuación de movimiento

Desde la posición inicial y la velocidad.

Una ecuación de órbita define la trayectoria de un cuerpo en órbita alrededor del cuerpo central en relación con , sin especificar la posición en función del tiempo. Si la excentricidad es menor que 1, entonces la ecuación de movimiento describe una órbita elíptica. Debido a que la ecuación de Kepler no tiene una solución general de forma cerrada para la anomalía excéntrica (E) en términos de la anomalía media (M), las ecuaciones de movimiento en función del tiempo tampoco tienen una solución de forma cerrada (aunque existen soluciones numéricas para ambas). . ${\displaystyle m_{2}\,\!}$ ${\displaystyle m_{1}\,\!}$ ${\displaystyle m_{1}\,\!}$ ${\displaystyle M=E-e\sin E}$

Sin embargo, las ecuaciones de trayectoria de forma cerrada independientes del tiempo de una órbita elíptica con respecto a un cuerpo central se pueden determinar solo a partir de una posición inicial ( ) y una velocidad ( ). ${\displaystyle \mathbf {r} }$ ${\displaystyle \mathbf {v} }$

Para este caso es conveniente utilizar los siguientes supuestos que difieren algo de los supuestos estándar anteriores:

1. La posición del cuerpo central es en el origen y es el foco principal ( ) de la elipse (alternativamente, se puede usar el centro de masa si el cuerpo en órbita tiene una masa significativa) ${\displaystyle \mathbf {F1} }$
2. Se conoce la masa del cuerpo central (m1).
3. Se conocen la posición inicial ( ) y la velocidad ( ) del cuerpo en órbita. ${\displaystyle \mathbf {r} }$ ${\displaystyle \mathbf {v} }$
4. La elipse se encuentra dentro del plano XY.

El cuarto supuesto se puede hacer sin pérdida de generalidad porque tres puntos (o vectores) cualesquiera deben estar dentro de un plano común. Según estos supuestos, el segundo foco (a veces llamado foco "vacío") también debe estar dentro del plano XY: . ${\displaystyle \mathbf {F2} =\left(f_{x},f_{y}\right)}$

Usando vectores

La ecuación general de una elipse bajo estos supuestos usando vectores es:

${\displaystyle |\mathbf {F2} -\mathbf {p} |+|\mathbf {p} |=2a\qquad \mid z=0}$

dónde:

• ${\displaystyle a\,\!}$es la longitud del semieje mayor .
• ${\displaystyle \mathbf {F2} =\left(f_{x},f_{y}\right)}$es el segundo foco ("vacío").
• ${\displaystyle \mathbf {p} =\left(x,y\right)}$es cualquier valor (x,y) que satisfaga la ecuación.

La longitud del semieje mayor (a) se puede calcular como:

${\displaystyle a={\frac {\mu |\mathbf {r} |}{2\mu -|\mathbf {r} |\mathbf {v} ^{2}}}}$

¿Dónde está el parámetro gravitacional estándar ? ${\displaystyle \mu \ =Gm_{1}}$

El foco vacío ( ) se puede encontrar determinando primero el vector de excentricidad : ${\displaystyle \mathbf {F2} =\left(f_{x},f_{y}\right)}$

${\displaystyle \mathbf {e} ={\frac {\mathbf {r} }{|\mathbf {r} |}}-{\frac {\mathbf {v} \times \mathbf {h} }{\mu }}}$

¿Dónde está el momento angular específico del cuerpo en órbita? ^[7] ${\displaystyle \mathbf {h} }$

${\displaystyle \mathbf {h} =\mathbf {r} \times \mathbf {v} }$

Entonces

${\displaystyle \mathbf {F2} =-2a\mathbf {e} }$

Usando coordenadas XY

Esto se puede hacer en coordenadas cartesianas mediante el siguiente procedimiento:

La ecuación general de una elipse bajo los supuestos anteriores es:

${\displaystyle {\sqrt {\left(f_{x}-x\right)^{2}+\left(f_{y}-y\right)^{2}}}+{\sqrt {x^{2}+y^{2}}}=2a\qquad \mid z=0}$

Dado:

${\displaystyle r_{x},r_{y}\quad }$las coordenadas de la posición inicial

${\displaystyle v_{x},v_{y}\quad }$las coordenadas de velocidad inicial

y

${\displaystyle \mu =Gm_{1}\quad }$el parámetro gravitacional

Entonces:

${\displaystyle h=r_{x}v_{y}-r_{y}v_{x}\quad }$momento angular específico

${\displaystyle r={\sqrt {r_{x}^{2}+r_{y}^{2}}}\quad }$distancia inicial desde F1 (en el origen)

${\displaystyle a={\frac {\mu r}{2\mu -r\left(v_{x}^{2}+v_{y}^{2}\right)}}\quad }$la longitud del semieje mayor

${\displaystyle e_{x}={\frac {r_{x}}{r}}-{\frac {hv_{y}}{\mu }}\quad }$las coordenadas del vector de excentricidad

${\displaystyle e_{y}={\frac {r_{y}}{r}}+{\frac {hv_{x}}{\mu }}\quad }$

Finalmente, las coordenadas de foco vacías.

${\displaystyle f_{x}=-2ae_{x}\quad }$

${\displaystyle f_{y}=-2ae_{y}\quad }$

Ahora los valores resultantes fx, fy y a se pueden aplicar a la ecuación general de elipse anterior.

Parámetros orbitales

El estado de un cuerpo en órbita en un momento dado se define por la posición y la velocidad del cuerpo en órbita con respecto al cuerpo central, que puede representarse mediante las coordenadas cartesianas tridimensionales (posición del cuerpo en órbita representada por x, y y z) y las componentes cartesianas similares de la velocidad del cuerpo en órbita. Este conjunto de seis variables, junto con el tiempo, se denominan vectores de estado orbital . Dadas las masas de los dos cuerpos, determinan la órbita completa. Los dos casos más generales con estos 6 grados de libertad son la órbita elíptica y la hiperbólica. Casos especiales con menos grados de libertad son la órbita circular y parabólica.

Debido a que se requieren absolutamente al menos seis variables para representar completamente una órbita elíptica con este conjunto de parámetros, entonces se requieren seis variables para representar una órbita con cualquier conjunto de parámetros. Otro conjunto de seis parámetros que se utilizan habitualmente son los elementos orbitales .

Sistema solar

En el Sistema Solar , los planetas , los asteroides , la mayoría de los cometas y algunos fragmentos de basura espacial tienen órbitas aproximadamente elípticas alrededor del Sol. Estrictamente hablando, ambos cuerpos giran alrededor del mismo foco de la elipse, el que está más cerca del cuerpo más masivo, pero cuando un cuerpo es significativamente más masivo, como el Sol en relación con la Tierra, el foco puede estar contenido dentro del mayor. cuerpo masa, y por eso se dice que el más pequeño gira alrededor de él. El siguiente gráfico del perihelio y afelio de los planetas , los planetas enanos y el cometa Halley demuestra la variación de la excentricidad de sus órbitas elípticas. Para distancias similares del sol, las barras más anchas denotan una mayor excentricidad. Tenga en cuenta la excentricidad casi nula de la Tierra y Venus en comparación con la enorme excentricidad del cometa Halley y Eris .

Distancias de cuerpos seleccionados del Sistema Solar al Sol. Los bordes izquierdo y derecho de cada barra corresponden al perihelio y afelio del cuerpo, respectivamente, por lo que las barras largas denotan una alta excentricidad orbital . El radio del Sol es de 0,7 millones de kilómetros y el radio de Júpiter (el planeta más grande) es de 0,07 millones de kilómetros, ambos demasiado pequeños para resolverlos en esta imagen.

Trayectoria elíptica radial

Una trayectoria radial puede ser un segmento de recta doble , que es una elipse degenerada con semieje menor = 0 y excentricidad = 1. Aunque la excentricidad es 1, esta no es una órbita parabólica. Se aplican la mayoría de las propiedades y fórmulas de las órbitas elípticas. Sin embargo, la órbita no se puede cerrar. Es una órbita abierta correspondiente a la parte de la elipse degenerada desde que los cuerpos se tocan y se alejan hasta que se vuelven a tocar. En el caso de masas puntuales es posible una órbita completa, comenzando y terminando con una singularidad. Las velocidades al principio y al final son infinitas en direcciones opuestas y la energía potencial es igual a menos infinito.

La trayectoria elíptica radial es la solución de un problema de dos cuerpos con velocidad cero en algún instante, como en el caso de dejar caer un objeto (despreciando la resistencia del aire).

Historia

Los babilonios fueron los primeros en darse cuenta de que el movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica no era uniforme, aunque desconocían por qué; hoy se sabe que esto se debe a que la Tierra se mueve en una órbita elíptica alrededor del Sol, moviéndose más rápido cuando está más cerca del Sol en el perihelio y más lento cuando está más lejos en el afelio . ^[8]

En el siglo XVII, Johannes Kepler descubrió que las órbitas que siguen los planetas alrededor del Sol son elipses con el Sol en un foco, y lo describió en su primera ley del movimiento planetario . Posteriormente, Isaac Newton explicó esto como corolario de su ley de gravitación universal .

Ver también

• Ápside
• Energía característica
• Elipse
• Lista de órbitas
• Excentricidad orbital
• ecuación de órbita
• trayectoria parabólica

Referencias

1. Bate, Mueller, blanco (1971). Fundamentos de la astrodinámica (Primera ed.). Nueva York: Dover. págs. 11-12. ISBN 0-486-60061-0.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
2. Lissauer, Jack J.; de Pater, Imke (2019). Ciencias Planetarias Fundamentales: física, química y habitabilidad . Nueva York, NY, Estados Unidos: Cambridge University Press. págs. 29-31. ISBN 9781108411981.
3. Bate, Mueller, blanco (1971). Fundamentos de la astrodinámica (Primera ed.). Nueva York: Dover. pag. 33.ISBN​ 0-486-60061-0.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
4. Bate, Mueller, blanco (1971). Fundamentos de la astrodinámica (Primera ed.). Nueva York: Dover. págs. 27-28. ISBN 0-486-60061-0.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
5. Bate, Mueller, blanco (1971). Fundamentos de la astrodinámica (Primera ed.). Nueva York: Dover. pag. 15.ISBN​ 0-486-60061-0.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
6. Bate, Mueller, blanco (1971). Fundamentos de la astrodinámica (Primera ed.). Nueva York: Dover. pag. 18.ISBN​ 0-486-60061-0.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
7. Bate, Mueller, blanco (1971). Fundamentos de la astrodinámica (Primera ed.). Nueva York: Dover. pag. 17.ISBN​ 0-486-60061-0.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
8. David Leverington (2003), De Babilonia a la Voyager y más allá: una historia de la astronomía planetaria , Cambridge University Press , págs. 6–7, ISBN 0-521-80840-5

Fuentes

• D'Eliseo, Maurizio M. (2007). "La ecuación orbital de primer orden". Revista Estadounidense de Física . 75 (4): 352–355. Código bibliográfico : 2007AmJPh..75..352D. doi : 10.1119/1.2432126.
• D'Eliseo, Maurizio M.; Mironov, Sergey V. (2009). "La elipse gravitacional". Revista de Física Matemática . 50 (2): 022901. arXiv : 0802.2435 . Código Bib : 2009JMP....50a2901M. doi : 10.1063/1.3078419.
• Curtis, Howard D. (2019). Mecánica orbital para estudiantes de ingeniería (4ª ed.). Butterworth-Heinemann . ISBN 978-0-08-102133-0.

enlaces externos

• Subprograma de Java que anima la órbita de un satélite en una órbita elíptica de Kepler alrededor de la Tierra con cualquier valor para el semieje mayor y la excentricidad.
• Apogeo - Perigeo Comparación fotográfica lunar
• Afelio - Perihelio Comparación fotográfica solar
• http://www.castor2.ca