Astrodinámica
La mecánica celestial trata más ampliamente la dinámica orbital de los sistemas bajo la influencia de la gravedad, incluyendo tanto las naves espaciales como los cuerpos astronómicos naturales tales como sistemas estelares, planetas, lunas y cometas.
La relatividad general es una teoría más exacta que las leyes de Newton para calcular órbitas, y a veces es necesaria para una mayor precisión o en situaciones de alta gravedad (como órbitas cercanas al Sol).
Hasta el auge de los viajes espaciales en el siglo XX, apenas se distinguía entre mecánica orbital y celeste.
[1] Las técnicas fundamentales, como las utilizadas para resolver el problema kepleriano (determinar la posición en función del tiempo), son por tanto las mismas en ambos campos.
Johannes Kepler fue el primero en modelizar con éxito las órbitas planetarias con un alto grado de precisión, publicando sus leyes en 1605.
[2] Este método fue utilizado por Edmund Halley para establecer las órbitas de varios cometas, incluido el que lleva su nombre.
Las siguientes reglas empíricas son útiles para situaciones aproximadas por la mecánica clásica bajo los supuestos estándar de la astrodinámica que se describen a continuación.
Por ejemplo, si dos naves espaciales están en la misma órbita circular y desean acoplarse, a menos que estén muy cerca, la nave que va detrás no puede simplemente encender sus motores para ir más rápido.
Por ejemplo, la simple resistencia atmosférica es otro factor que complica la trayectoria de los objetos en órbita terrestre baja.
La mecánica celeste utiliza reglas más generales aplicables a una mayor variedad de situaciones.
En la proximidad de objetos grandes, como las estrellas, las diferencias entre la mecánica clásica y la relatividad general también adquieren importancia.
, desde el centro del cuerpo central al vehículo espacial en cuestión, es decir, v debe variar con r para mantener constante la energía orbital específica.
es la constante de gravitación universal, igual a Para utilizar correctamente esta fórmula, las unidades deben ser coherentes; por ejemplo,
suele denominarse parámetro gravitacional estándar, que tiene un valor diferente para cada planeta o luna del sistema solar.
Por tanto, el vector de posición relativa permanece acotado, teniendo su menor magnitud en la periapsis
desde la periapsis se descompone en dos pasos: Encontrar la anomalía excéntrica en un momento dado (el problema inverso) es más difícil.
según sea necesario para acercar el tiempo de vuelo calculado al valor deseado hasta alcanzar la precisión requerida.
Normalmente, se utiliza el método de Newton para lograr una convergencia relativamente rápida.
La principal dificultad de este método es que puede tardar un tiempo prohibitivo en converger para las órbitas elípticas extremas.
Otras, como la del tiempo de vuelo, son mucho más complicadas, especialmente para órbitas casi circulares e hiperbólicas.
Se daría a la nave velocidad de escape para enviarla al espacio interplanetario.
A continuación, se consideraría únicamente la gravedad del Sol hasta que la trayectoria alcance la vecindad de Marte.
Cada órbita y trayectoria fuera de las atmósferas es en principio reversible, es decir, en la función espacio-tiempo, el tiempo se invierte.
Las velocidades se invierten y las aceleraciones son las mismas, incluidas las debidas a explosiones de cohetes.
Las asunciones estándar en astrodinámica incluyen la no interferencia de cuerpos externos, la masa insignificante para uno de los cuerpos, y otras fuerzas insignificantes (tales como del viento solar, arrastre atmosférico, etc.).
La mayor exactitud a menudo no hace suficiente diferencia en el cálculo para valer la pena.
Esto es útil para acelerar o ralentizar una nave espacial en lugar de transportar más combustible.
Esta maniobra puede ser aproximada por una colisión elástica a grandes distancias, aunque el sobrevuelo no implica ningún contacto físico.
Ahora es posible usar computadoras para buscar rutas usando las no linealidades en la gravedad de los planetas y lunas del sistema solar.
Esta nave espacial visitó el punto Tierra-Sol L1 y volvió usando muy poco propulsor.
