Репетитор-онлайн - підготовка до ЦТ

Міркування Ньютона полягали в наступному.

Якщо сила тяжіння тіла до Землі пропорційна масі тіла F тяг = mg, а кожній силі дії є сила протидії F 1,2 = F 2,1 і якщо тіло притягається до Землі, то і Земля притягується до тіла. Тоді сила тяжіння повинна бути пропорційна як масі одного тіла, так і масі другого тіла F тяг ~ m 1 m 2, Тобто сила тяжіння пропорційна добутку мас, взаємодіючих тіл.

Ньютон помітив, що прискорення на планеті Земля, прискорення вільного падіння

g = F тяг / m - це приблизно 10 м / с 2, а прискорення, з яким рухається Місяць по своїй орбіті а л = F тяг / М л = g / 3600 - це доцентровийприскорення, в 3600 разів менше прискорення вільного падіння . Ньютон здогадався, чому така різниця в числах: справа в тому, що відстань від Землі до Місяця становить приблизно шістдесят земних радіусів r з-л ≈ 60R з. Їх, а також прискорення 3600 Ньютон об'єднав таким висновком: сила тяжіння обернено пропорційна квадрату відстані між тілами F тяг ~ 1 / r 2.

З огляду на ці два посили, Ньютон дав загальне формулювання: сила всесвітнього тяжінняпрямо пропорційна масам взаємодіючих тіл і обернено пропорційна квадрату відстані між ними.

γ - коефіцієнт пропорційності (гамма), а напрямок сили - це сила тяжіння один до одного, і напрямок в цій формулі дається наступним чином: це одиничний вектор, наведений з першого тіла до другого, тобто відношення самого вектора до його модулю. Знак мінус означає, що сила тяжіння спрямована не від першого тіла до другого, а від другого тіла до першого.

Коефіцієнт пропорційності виміряв Кавендіш в своєму експерименті:

γ = G = 6,62 · 10 -11 Нм 2 / кг 2

Із закону всесвітнього тяжіння випливають формули прискорення вільного падіння:

1. Прискорення вільного падіння біля поверхні планети:

g 0 = F тяг / m = γmМ з / R 2 з · m = γ · М з / R 2 з.

Знаючи прискорення на планеті Земля, радіус Землі, значення гравітаційної постійної, можна при необхідності обчислити масу Землі.

2. Прискорення вільного падіння на якійсь відстані h від поверхні планети:

g h = γ · М з / (R з + h) 2 = (γ · М з / R 2 з) · R 2 з / (R з + h) 2.

Так як в такій формі її важко застосувати, то користуються наведеної формулою:

g h = g 0 · (R з / R з + h) 2

3. Прискорення вільного падіння на глибині: g h ↓ = g 0 · (R з - h / R з).

На основі закону всесвітнього тяжіння можна розрахувати швидкість супутників планет (рис. 1).

Мал. 1. Приклад розрахунку швидкості супутника ()

m ┴ => g h =; g 0 =; V h =

при h<< V h = ≈ 7,9 км/с

В цьому випадку сила тяжіння буде перпендикулярна швидкості супутника при русі по круговій орбіті, вона викликає доцентрове рух. Знаючи прискорення вільного падіння на висоті h, одержуємо формулу швидкості супутника на висоті h. Очевидно, що з ростом висоти швидкість буде зменшуватися, а у самої поверхні Землі при дуже малих h в порівнянні з радіусом Землі застосовується спрощення. Тобто h нехтують, вносять радіус Землі під корінь, виробляють скорочення і отримують формулу першої космічної швидкості, яка дорівнює 7,9 км / с. При такій швидкості супутник недалеко від поверхні Землі може рухатися по круговій орбіті.

У поверхні Місяця на космонавта діє сила тяжіння 120 Н. Яка сила тяжіння діє з боку Місяця на того ж космонавта в космічному кораблі, що рухається по круговій орбіті навколо Місяця на відстані трьох місячних радіусів від її центру?

1. 0 Н; 2. 39 Н; 3. 21 Н; 4. 13 Н.

Запишемо короткий умову задачі і розглянемо рішення:

Відповідь: варіант 4. 13 Н.

Два тіла масою по 1000 тонн видалені на 0,1 км одна від одної. Знайти силу їх гравітаційного тяжіння.

1. 6,7 мН; 2. 0,67 Н; 3. 6,7 Н; 4. 6,7 кН.

Записуємо короткий умову задачі, переводячи тонни в кілограми, відстань в метри, і рішення.

Відповідь: варіант 1. 6,7 мН.

Застосовуючи закон всесвітнього тяжіння, ми отримуємо правильну відповідь 1.

Чому дорівнює швидкість супутника Землі на круговій орбіті на висоті 500 км від її поверхні? Радіус Землі прийняти рівним 6400 км.

1. 7,6 км / с; 2. 7,8 км / с; 3. 7,9 км / с; 4. 8,2 км / с.

Записуємо короткий умову задачі і обчислення.

Відповідь: варіант 1. 7,6 км / с.

Використовуючи формулу супутника на висоті, ми вносимо радіус планети під знак радикала і розбиваємо його на два множники. У нас під коренем вийшла перша космічна швидкість, яку ми можемо винести за знак радикала і, підставивши значення, отримаємо, що швидкість буде дорівнює 7,6 км / с - це відповідає 1 відповіді.

На основі закону всесвітнього тяжіння розраховують період обертання супутників, як природних, так і штучних. Знаючи період обертання, ми можемо знайти масу супутників. Період обертання знаходиться за формулою: Т = 2πR / V, тобто довжина кола, поділена на швидкість по орбіті. При малих висотах в порівнянні з радіусом Землі для обчислення швидкості супутника, який летить недалеко від поверхні Землі, період ми знаходимо за формулою:

Пам'ятаємо про те, що в чисельнику у нас довжина екватора, а в знаменнику перша космічна швидкість. Провівши розрахунки ми отримаємо, що Т про ≈ 5060 з ≈ 1 ч 24 хв = 1,4 год - це час, за яке штучний супутник Землі, що рухається недалеко від поверхні, робить повний оборот. Якщо супутник летить по орбіті, висота якої порівнянна з радіусом Землі, ми користуємося формулою:

Т h = = 2π = Т про () 3/2

Цю формулу ми отримали, внісши (R + h) під знак радикала і використовуючи вже отримане значення Т о.

Розглянемо задачу, по якій була обчислена маса Сонця.

Радіус земної орбіти становить 1,5 × 10 11 м. Чому дорівнює маса Сонця?

Зазвичай це завдання викликає утруднення, так як дана всього лише один параметр, але потрібно пам'ятати, що Земля навколо Сонця робить один оборот за 365 днів, в добі у нас 24 години і в кожній годині 3600 секунд, так що нам відомий період обертання Землі як супутника Сонця. Тому записуємо короткий умову задачі і рішення.

Відповідь: 2 × 10 30 кг.

Сила, з якою Земля притягується до Сонця, призводить до доцентровому прискоренню, тому застосовуємо формулу, яка виражається через період обертання. З іншого боку, це сила тяжіння, і згідно із законом всесвітнього тяжіння виражається через гравітаційну постійну, масу Землі і масу Сонця, поділені на квадрат відстані між ними. Скорочуємо масу Землі в двох останніх членах цієї рівності, невідомим залишається тільки маса Сонця, яку ми можемо обчислити, підставляючи всі дані.

Розглянемо ще одну задачу.

В результаті переходу з однієї кругової орбіти на іншу доцентровийприскорення супутника Землі зменшується. Як змінюються в результаті цього переходу радіус орбіти супутника, швидкість його руху по орбіті і період обертання навколо Землі? Для кожної величини визначте відповідний характер зміни:

1. збільшилася; 2. зменшилася; 3. не змінилася.

При вирішенні завдань з вибором відповіді необхідно перед рішенням виписати формули величин, які фігурують в умові завдання. Сказано про те, що доцентровийприскорення зменшилася, а доцентровийприскорення супутника є не що інше, як прискорення вільного падіння на його орбіті: gh = g 0 · (R з / R з + h) 2, якщо g зменшилася, значить, h збільшилася .

Швидкість супутника на орбіті, що знаходиться на висоті, - V h =, якщо h збільшується, то швидкість зменшується.

Формулу для періоду звернення застосовуємо Т h = Т про () 3/2, по якій видно без обчислень, що відбулися зміни.

Відповідь: в результаті переходу радіус орбіти супутника збільшився, швидкість його руху по орбіті зменшилася, період обертання навколо Землі збільшився.

Наявність всесвітнього тяжіння пояснює стійкість Сонячної системи, рух планет та інших небесних тіл. З відкриттям закону всесвітнього тяжіння до людей прийшло розуміння принципу будови всесвіту. Найяскравішим прикладом застосування закону всесвітнього тяжіння є запуск штучного супутника Землі. Супутник весь час знаходиться на рівній відстані від поверхні Землі. Земля притягує однаково в усіх напрямках.

Список літератури

Тихомирова С.А., Яворський Б.М. Фізика (базовий рівень) - М .: Мнемозина, 2012.
Генденштейн Л.Е., Дік Ю.І. Фізика 10 клас. - М .: Мнемозина, 2014.
Кикоин І.К., Кикоин А.К. Фізика - 9, Москва, Просвещение, 1990..

Refoteka.ru ().
Physics.ru ().
Koledj.ru ().

Домашнє завдання

Сформулюйте закон всесвітнього тяжіння. Поясніть його фізичний зміст.
Які формули прискорення вільного падіння слідують із закону всесвітнього тяжіння?

Інструкція

Виміряйте за допомогою секундоміра час, потрібний обертається тілу, щоб прийти в вихідну точку. Це і буде період його обертання. Якщо виміряти обертання тіла важко, то виміряйте час t, N повних звернень. Знайдіть відношення цих величин, це і буде період обертання даного тіла T (T = t / N). Період вимірюється в тих же величинах, що і час. У міжнародній системі виміру це секунда.

Якщо відома частота обертання тіла, то знайдіть період, поділивши число 1 на значення частоти ν (T = 1 / ν).

Якщо тіло обертається по круговій траєкторії і відома його лінійна швидкість, розрахуйте період його обертання. Для цього виміряйте радіус R траєкторії, по якій обертається тіло. Переконайтеся, що модуль швидкості не змінюється з часом. Потім зробіть розрахунок. Для цього поділіть довжину окружності, по якій рухається тіло, яка дорівнює 2 ∙ π ∙ R (π≈3,14), на швидкість його обертання v. Результатом буде період обертання даного тіла по колу T = 2 ∙ π ∙ R / v.

Якщо потрібно розрахувати період обертання планети, яка рухається навколо зірки, використовуйте третій закон Кеплера. Якщо дві планети обертаються навколо однієї зірки, то квадрати періодів їх обігу відносяться як куби великих піввісь їх орбіт. Якщо позначити періоди обертання двох планет T1 і T2, великі півосі орбіт (вони еліптичності), відповідно, a1 і a2, то T1² / T2² = a1³ / a2³. Дані розрахунки вірні в тому випадку, якщо маси планет значно поступаються масі зірки.

Приклад: Визначте період обертання планети Марс. Щоб розрахувати цю величину, знайдіть довжину більшої півосі орбіти Марса, a1 і Землі, a2 (як планети, яка теж обертається навколо Сонця). Вони рівні a1 = 227,92 ∙ 10 ^ 6 км і a2 = 149,6 ∙ 10 ^ 6 км. Період обертання землі T2 = 365,25 доби (1 земний рік). Тоді знайдіть період обертання Марса, перетворивши формулу з третього закону Кеплера, для визначення періоду обертання Марса Т1 = √ (T2² ∙ a1³ / a2³) = √ (365,25² ∙ (227,92 ∙ 10 ^ 6) ³ / (149,6 ∙ 10 ^ 6) ³) ≈686,86 діб.

Марсзаймає четверте місце по віддаленості то Сонця і сьоме за розмірами планет Сонячної системи. Свою назву отримав на честь давньоримського бога війни. іноді Марсназивається червоною планетою: червонуватий відтінок поверхні надає оксид заліза, що міститься в грунті.

Вам знадобиться

Аматорський телескоп або потужний бінокль

Інструкція

Протистояння Землі і Марса
Коли Земля знаходиться точно між Сонцем і Марсом, тобто на мінімальній відстані, рівному 55.75 млн км, це співвідношення планет називають протистоянням. При цьому сам Марсзнаходиться в напрямку, протилежному Сонцю. Такі протистояння повторюються кожні 26 місяців в різних точках орбіт Землі та Марса. Це найбільш сприятливі моменти для спостережень червоної планети в любительські телескопи. Раз в 15-17 років відбуваються великі протистояння: при цьому відстань до Марса мінімально, а сама планета досягає свого найбільшого кутового розміру і яскравості. Останнє велике протистояння було 29 січня 2010 року. Наступне буде 27 липня 2018.

умови спостережень
При наявності аматорського телескопа слід шукати Марсв небі в періоди протистоянь. Деталі поверхні доступні для спостережень лише в ці періоди, коли кутовий діаметр планети досягає максимального значення. Великому любительського телескопа доступні багато цікаві деталі на поверхні планети, сезонна еволюція полярних шапок Марса й ознаки марсіанських пилових бур. У невеликий телескоп можна побачити «темні плями» на поверхні планети. Можна розглядати і полярні шапки, але тільки під час великих протистоянь. Багато що залежить і від досвіду спостережень, і від атмосферних умов. Так, чим більше Спостережницьку досвід, тим менше може бути телескоп для «уловлювання» Марса й деталей його поверхні. Відсутність досвіду не завжди компенсується дорогим і потужним телескопом.

У космосі гравітація забезпечує силу, через яку супутники (такі, як Місяць) обертаються по орбітах навколо більших тел (таких, як Земля). Ці орбіти в загальному випадку мають форму еліпса, на найчастіше, цей еліпс не сильно відрізняється від кола. Тому в першому наближенні можна вважати орбіти супутників круговими. Знаючи масу планети та висоту орбіти супутника над Землею, можна розрахувати, якою має бути швидкість руху супутника навколо Землі.

Розрахунок швидкості руху супутника навколо Землі

Обертаючись по круговій орбіті навколо Землі, супутник в будь-якій точці своєї траєкторії може рухатися тільки з постійною за модулем швидкістю, хоча напрямок цієї швидкості буде постійно змінюватися. Яка ж величина цієї швидкості? Її можна розрахувати за допомогою другого закону Ньютона і закону тяжіння.

Для підтримки кругової орбіти супутника маси відповідно до другого закону Ньютона потрібно доцентрова сила:, де - доцентрове прискорення.

Як відомо, доцентровийприскорення визначається за формулою:

де - швидкість руху супутника, - радіус кругової орбіти, по якій рухається супутник.

Доцентрову силу забезпечує гравітація, тому відповідно до закону тяжіння:

де кг - маса Землі, м 3 ⋅кг -1 ⋅с -2 - гравітаційна постійна.

Підставляючи всі в вихідну формулу, отримуємо:

Висловлюючи шукану швидкість, отримуємо, що швидкість руху супутника навколо Землі дорівнює:

Це формула швидкості, яку повинен мати супутник Землі на заданому радіусі (тобто відстані від центру планети) для підтримки кругової орбіти. Швидкість не може змінюватися по модулю, поки супутник зберігає постійний орбітальний радіус, тобто поки він продовжує обертатися навколо планети по круговій траєкторії.

При використанні отриманої формули слід враховувати кілька деталей:

Штучні супутники Землі, як правило, звертаються навколо планети на висоті від 500 до 2000 км від поверхні планети. Розрахуємо, з якою швидкістю повинен рухатися такий супутник на висоті 1000 км над поверхнею Землі. В цьому випадку км. Підставляючи числа, отримуємо:

Матеріал підготовлений, Сергієм Валерійовичем

2.2.2. Рух під дією сили тяжіння (супутники)

При русі супутників (з вимкненим двигуном) по круговій орбіті на них діє тільки одна сила - сила тяжіння супутника до планети.

На супутник, який має масу m і рухається по круговій орбіті на висоті h над поверхнею планети (рис. 2.2), діє тільки сила тяжіння.

Мал. 2.2

Ця сила спрямована до центру планети і повідомляє супутнику доцентровийприскорення. У цьому випадку справедливо співвідношення

G m M r 2 = m v 2 r,

що дозволяє отримати формулу для розрахунку першої космічної швидкостісупутника:

де G = 6,67 ⋅ 10 -11 Н ⋅ м 2 / кг 2 - універсальна гравітаційна стала; m - маса тіла; r = R + h - радіус орбіти; R - радіус планети; h - висота супутника над поверхнею планети.

Розрізняють першу, другу і третю космічні швидкості. Для планети Земля:

перша космічна швидкість- мінімальна швидкість, повідомлена супутнику поблизу поверхні Землі, при якій він може вийти на кругову орбіту і почати обертання навколо Землі на навколоземній орбіті (h ≈ 0),

v 1 ≈ 7,9 км / с;

друга космічна швидкість- мінімальна швидкість, повідомлена супутнику поблизу поверхні Землі, при якій він може піти від Землі на велику відстань і стати супутником Сонця,

v 2 ≈ 11,2 км / с;

третя космічна швидкість- мінімальна швидкість, повідомлена супутнику поблизу поверхні Землі, при якій він може покинути Сонячну систему; її значення приблизно дорівнює 16,6 км / с.

Коли говорять про першу космічну швидкість для планети, то мають на увазі, що супутник рухається на висоті h ≈ 0, тобто радіус орбіти супутника r збігається з радіусом планети R:

r = R.

Період обертання супутниканавколо планети (час одного обороту) можна визначити як відношення довжини орбіти до першої космічної швидкості:

де L = 2πr - довжина орбіти радіусом r (довжина кола); v - перша космічна швидкість супутника на цій орбіті.

Приклад 5. У скільки разів період обертання штучного супутника, що здійснює рух по круговій орбіті на висоті, рівній подвоєному радіусу Землі, перевищує період обертання супутника, що обертається на навколоземній орбіті?

Рішення. Період обертання супутника, що здійснює рух по круговій орбіті на висоті h 1 = 2R, визначається формулою

T 1 = 2 π (R + h 1) v 1,

де R - радіус Землі; v 1 - перша космічна швидкість супутника на висоті h 1.

Період обертання супутника, що здійснює рух на навколоземній орбіті (h 2 ≈ 0), визначається формулою

T 2 = 2 π (R + h 2) v 2,

де v 2 - перша космічна швидкість супутника на навколоземній орбіті.

Підстановка значень h 1 = 2R і h 2 = 0в формули для обчислення відповідних періодів дає:

T 1 = 6 π R v 1 і T 2 = 2 π R v 2.

відношення періодів

T 1 T 2 = 3 v 2 v 1

виражається через відношення перших космічних швидкостей супутника на відповідних орбітах.

Перші космічні швидкості визначаються наступними формулами:

для висоти h 1 = 2R

v 1 = G M R + h 1 = G M R + 2 R = G M 3 R;

для висоти h 2 ≈ 0 (навколоземну орбіту)

v 2 = G M R + h 2 = G M R + 0 = G M R,

де G = 6,67 ⋅ 10 -11 Н · м 2 / кг 2 - універсальна гравітаційна стала; M - маса Землі.

Підставляючи v 1 і v 2 в формулу для відносини періодів, отримаємо

T 1 T 2 = 3 v 2 v 1 = 3 G M R ⋅ 3 R G M = 3 3 ≈ 5,2.

тобто період обертання супутника, що здійснює рух на висоті, що дорівнює двом радіусів, перевищує період обертання супутника на навколоземній орбіті приблизно в 5,2 рази.

Приклад 6. Радіус деякої планети в 3 рази більший за радіус Землі, а щільність в 9 разів менше щільності Землі. Визначити відношення перших космічних швидкостей супутників для Землі і для планети.

Рішення. Порівнюються наступні перші космічні швидкості:

для поверхні Землі

v 1 = G M З R З,

для поверхні планети

де G = 6,67 ⋅ 10 -11 Н · м 2 / кг 2 - універсальна гравітаційна стала; M З - маса Землі; R З - радіус Землі; M - маса планети; R - радіус планети.

Ставлення швидкостей дорівнює

v 1 v 2 = M З R З R M.

Вважаючи, що Земля і планета мають кулясту форму, отримаємо формули для обчислення відповідних мас:

для Землі

M З = ρ З V З = 4 3 π ρ З R З 3,

для планети

M = ρ V = 4 3 π ρ R 3,

де ρ З - щільність Землі; ρ - щільність планети.

Підставами вираження для мас в формулу для відносини швидкостей:

v 1 v 2 = 4 3 π ρ З R З 3 R З 3 4 R π ρ R 3 = ρ З R З 2 ρ R 2 = R З R ρ З ρ.

За умовою завдання R = 3R З і ρ З = 9ρ; отже, шукане відношення швидкостей дорівнює

v 1 v 2 = R З 3 R З 9 ρ ρ = 1,

тобто швидкості супутника однакові для поверхні Землі і для поверхні планети.

Приклад 7. Навколо деякої планети по круговій орбіті радіусом 20 000 км обертається супутник зі швидкістю 12 км / с. Визначити величину прискорення вільного падіння на поверхні планети, якщо її радіус дорівнює 12 000 км.

Рішення. Прискорення вільного падіння на поверхні планети знайдемо за формулою

де G = 6,67 ⋅ 10 -11 Н · м 2 / кг 2 - універсальна гравітаційна стала; M - маса планети; R - радіус планети.

Радіус планети заданий в умові завдання, твір (GM) можна виразити з формули для першої космічної швидкості:

v = G M R + h = G M r,

де r - радіус орбіти супутника; звідси шукане твір

GM = v 2 r.

Підставами (GM) в вираз для обчислення g 0:

g 0 = v 2 r R 2.

Розрахунок дозволяє отримати значення прискорення вільного падіння на поверхні планети:

g 0 = (12 ⋅ 10 3) 2 ⋅ 2, 0 ⋅ 10 7 (12 ⋅ 10 6) 2 = 20 м / с 2.

Подібно до того, як місця в театрі дозволяють по-різному поглянути на уявлення, різні орбіти супутників дають перспективу, кожна з яких має своє призначення. Одні здаються висячими над точкою поверхні, вони забезпечують постійний огляд одного боку Землі, в той час як інші кружляють навколо нашої планети, за день пролітаючи над безліччю місць.

типи орбіт

На якій висоті літають супутники? Розрізняють 3 типи навколоземних орбіт: високі, середні і низькі. На високій, найбільш віддаленої від поверхні, як правило, знаходяться багато погодні і деякі супутники зв'язку. Сателіти, що обертаються на середньої навколоземній орбіті, включають навігаційні та спеціальні, призначені для моніторингу конкретного регіону. Більшість наукових в тому числі флот системи спостереження за поверхнею Землі НАСА, знаходиться на низькій орбіті.

Від того, на якій висоті літають супутники, залежить швидкість їх руху. У міру наближення до Землі гравітація стає все сильніше, і рух прискорюється. Наприклад, супутнику НАСА Aqua потрібно близько 99 хвилин, щоб облетіти навколо нашої планети на висоті близько 705 км, а метеорологічного апарату, віддаленого на 35 786 км від поверхні, для цього буде потрібно 23 години, 56 хвилин і 4 секунди. На відстані 384 403 км від центру Землі Місяць завершує один оборот за 28 днів.

аеродинамічний парадокс

Зміна висоти супутника також змінює його швидкість руху по орбіті. Тут спостерігається парадокс. Якщо оператор супутника хоче підвищити його швидкість, він не може просто запустити двигуни для прискорення. Це збільшить орбіту (і висоту), що призведе до зменшення швидкості. Замість цього слід запустити двигуни в напрямку, протилежному напрямку руху супутника, т. Е. Зробити дію, яке на Землі б уповільнило рухомий транспортний засіб. Така дія перемістить його нижче, що дозволить збільшити швидкість.

характеристики орбіт

На додаток до висоти, шлях руху супутника характеризується ексцентриситетом і нахилом. Перший відноситься до форми орбіти. Супутник з низьким ексцентриситетом рухається по траєкторії, близькій до кругової. Ексцентрична орбіта має форму еліпса. Відстань від космічного апарату до Землі залежить від його положення.

Нахил - це кут орбіти по відношенню до екватора. Супутник, який обертається безпосередньо над екватором, має нульовий нахил. Якщо космічний апарат проходить над північним і південним полюсами (географічними, а не магнітними), його нахил складає 90 °.

Всі разом - висота, ексцентриситет і нахил - визначають рух сателіта і то, як з його точки зору буде виглядати Земля.

висока навколоземну

Коли супутник досягає рівно 42164 км від центру Землі (близько 36 тис. Км від поверхні), він входить в зону, де його орбіта відповідає обертанню нашої планети. Оскільки апарат рухається з тією ж швидкістю, що і Земля, т. Е. Його період обертання дорівнює 24 год, здається, що він залишається на місці над єдиною довготою, хоча і може дрейфувати з півночі на південь. Ця спеціальний високий орбіта називається геосинхронной.

Супутник рухається по круговій орбіті прямо над екватором (ексцентриситет і нахил дорівнюють нулю) і відносно Землі стоїть на місці. Він завжди розташований над однією і тією ж точкою на її поверхні.

Орбіта "Блискавка" (нахил 63,4 °) використовується для спостереження в високих широтах. Геостаціонарні супутники прив'язані до екватора, тому вони не підходять для далеких північних або південних регіонів. Ця орбіта досить ексцентрична: космічний апарат рухається по витягнутому еліпсу з Землею, розташованої близько до одного краю. Так як супутник прискорюється під дією сили тяжіння, він рухається дуже швидко, коли знаходиться близько до нашої планети. При видаленні його швидкість сповільнюється, тому він більше часу проводить на вершині орбіти в найдальшому від Землі краю, відстань до якого може досягати 40 тис. Км. Період обертання становить 12 год, але близько двох третин цього часу супутник проводить над однією півкулею. Подібно полусінхронной орбіті сателіт проходить по одному і тому ж шляху через кожні 24 год. Використовується для зв'язку на крайній півночі чи півдні.

низька навколоземну

Більшість наукових супутників, багато метеорологічні і космічна станція знаходяться на майже круговій низькій навколоземній орбіті. Їх нахил залежить від того, моніторингом чого вони займаються. TRMM був запущений для моніторингу опадів в тропіках, тому має відносно низький нахил (35 °), залишаючись поблизу екватора.

Багато з супутників системи спостереження НАСА мають майже полярну високонаклонную орбіту. Космічний апарат рухається навколо Землі від полюса до полюса з періодом 99 хв. Половину часу він проходить над денною стороною нашої планети, а на полюсі переходить на нічну.

У міру руху супутника під ним обертається Земля. На той час, коли апарат переходить на освітлену ділянку, він знаходиться над областю, прилеглої до зони проходження своєї останньої орбіти. За 24-годинний період полярні супутники покривають більшу частину Землі двічі: один раз вдень і один раз вночі.

Сонячно-синхронна орбіта

Подібно до того як геосинхронной супутники повинні знаходитися над екватором, що дозволяє їм залишатися над однією точкою, полярно-орбітальні мають здатність залишатися в одному часі. Їх орбіта є сонячно-синхронній - при перетині космічним апаратом екватора місцевий сонячний час завжди одне і те ж. Наприклад, супутник Terra перетинає його над Бразилією завжди о 10:30 ранку. Наступне перетин через 99 хв над Еквадором або Колумбією відбувається також о 10:30 за місцевим часом.

Сонячно-синхронна орбіта необхідна для науки, так як дозволяє зберігати кут падіння сонячного світла на поверхню Землі, хоча він буде змінюватися в залежності від сезону. Така сталість означає, що вчені можуть порівнювати зображення нашої планети одного пори року протягом декількох років, не турбуючись про занадто великих перегонах в освітленні, які можуть створити ілюзію змін. Без сонячно-синхронній орбіти було б складно відстежувати їх з плином часу і збирати інформацію, необхідну для вивчення змін клімату.

Шлях супутника тут дуже обмежений. Якщо він знаходиться на висоті 100 км, орбіта повинна мати нахил 96 °. Будь-яке відхилення буде неприпустимим. Оскільки опір атмосфери і сила тяжіння Сонця і Місяця змінюють орбіту апарату, її необхідно регулярно коригувати.

Виведення на орбіту: запуск

Запуск супутника вимагає енергії, кількість якої залежить від розташування місця старту, висоти і нахилу майбутньої траєкторії його руху. Щоб дістатися до віддаленої орбіти, потрібно затратити більше енергії. Супутники зі значним нахилом (наприклад, полярні) більш енерговитратних, ніж ті, які кружляють над екватором. Виведенню на орбіту з низьким нахилом допомагає обертання Землі. рухається під кутом 51,6397 °. Це необхідно для того, щоб космічним човників і російським ракетам було легше дістатися до неї. Висота МКС - 337-430 км. Полярні супутники, з іншого боку, від імпульсу Землі допомоги не отримують, тому їм потрібно більше енергії, щоб піднятися на таку ж відстань.

коригування

Після запуску супутника необхідно докласти зусиль, щоб утримати його на певній орбіті. Оскільки Земля не є ідеальною сферою, її гравітація в деяких місцях сильніше. Ця нерівномірність, поряд з притяганням Сонця, Місяця і Юпітера (наймасивнішою планети Сонячної системи), змінює нахил орбіти. Протягом усього свого терміну служби становище супутників GOES коректувалося три або чотири рази. Низькоорбітальні апарати НАСА повинні регулювати свій нахил щорічно.

Крім того, на навколоземні супутники впливає атмосфера. Самі верхні шари, хоча і досить зріджені, надають досить сильний опір, щоб притягати їх ближче до Землі. Дія сили тяжіння призводить до прискорення супутників. Згодом вони згорають, по спіралі опускаючись все нижче і швидше в атмосферу, або падають на Землю.

Атмосферний опір сильніше, коли Сонце активно. Так само, як повітря в повітряній кулі розширюється і піднімається при нагріванні, атмосфера піднімається і розширюється, коли Сонце дає їй додаткову енергію. Розріджені піднімаються, а їх місце займають більш щільні. Тому супутники на орбіті Землі повинні змінювати своє положення приблизно чотири рази на рік, щоб компенсувати опір атмосфери. Коли сонячна активність максимальна, положення апарату доводиться коригувати кожні 2-3 тижні.

Космічне сміття

Третя причина, яка змушує змінювати орбіту - космічне сміття. Один з комунікаційних супутників Iridium зіткнувся з не функціонує російським космічним апаратом. Вони розбилися, утворивши хмару сміття, що складається з більш ніж 2500 частин. Кожен елемент був доданий в базу даних, яка сьогодні налічує понад 18000 об'єктів техногенного походження.

НАСА ретельно відстежує всі, що може виявитися на шляху супутників, т. К. Через космічне сміття вже кілька разів доводилося міняти орбіти.

Інженери центру управління польотами відстежують положення космічного сміття і сателітів, які можуть перешкодити руху і в міру необхідності ретельно планують маневри ухилення. Ця ж команда планує і виконує маневри по регулюванню нахилу і висоти супутника.