Эта статья требует дополнительных ссылок для проверки . ( сентябрь 2014 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить это сообщение-шаблон ) |
Часть серии по |
Астродинамика |
---|
Инженерия и эффективность |
В астродинамике или небесной механике параболическая траектория является Kepler орбита с эксцентриситетом , равным 1 , и является несвязанным орбита точно на границе между эллиптическими и гиперболическими. При удалении от источника это называется орбитой ухода , иначе орбитой захвата . Его также иногда называют орбитой C 3 = 0 (см. Характеристическая энергия ).
Согласно стандартным предположениям, тело, движущееся по орбите убегания, будет двигаться по параболической траектории до бесконечности со скоростью относительно центрального тела, стремящейся к нулю, и поэтому никогда не вернется. Параболические траектории - это траектории убегания с минимальной энергией, отделяющие гиперболические траектории с положительной энергией от эллиптических орбит с отрицательной энергией .
Скорость [ править ]
Орбитальная скорость ( ) тела , движущегося по параболической траектории может быть вычислена как:
куда:
- - радиальное расстояние орбитального тела от центрального тела ,
- - стандартный гравитационный параметр .
В любом положении движущееся по орбите тело имеет космическую скорость для этого положения.
Если тело имеет убегающую скорость по отношению к Земле, этого недостаточно, чтобы покинуть Солнечную систему, поэтому вблизи Земли орбита напоминает параболу, но дальше она изгибается по эллиптической орбите вокруг Солнца.
Эта скорость ( ) тесно связана с орбитальной скоростью тела на круговой орбите с радиусом, равным радиальному положению орбитального тела на параболической траектории:
куда:
- - орбитальная скорость тела на круговой орбите .
Уравнение движения [ править ]
Для тела , движущегося по такого рода траектории орбитальное уравнение становится:
куда:
- - радиальное расстояние орбитального тела от центрального тела ,
- - удельный угловой момент движущегося на орбите тела ,
- это истинная аномалия орбитального тела,
- - стандартный гравитационный параметр .
Энергия [ править ]
При стандартных предположениях удельная орбитальная энергия ( ) параболической траектории равна нулю, поэтому уравнение сохранения орбитальной энергии для этой траектории принимает вид:
куда:
- - орбитальная скорость движущегося по орбите тела,
- - радиальное расстояние орбитального тела от центрального тела ,
- - стандартный гравитационный параметр .
Это полностью эквивалентно тому, что характеристическая энергия (квадрат скорости на бесконечности) равна 0:
Уравнение Баркера [ править ]
Уравнение Баркера связывает время полета с истинной аномалией параболической траектории. [1]
Где:
- D = tan (ν / 2), ν - истинная аномалия орбиты
- t - текущее время в секундах
- T - время прохождения периапсиса в секундах
- μ - стандартный гравитационный параметр
- p - полушатая прямая кишка траектории (p = h 2 / μ)
В более общем смысле, время между любыми двумя точками на орбите равно
В качестве альтернативы уравнение может быть выражено через перицентрическое расстояние на параболической орбите r p = p / 2:
В отличие от уравнения Кеплера , которое используется для нахождения истинных аномалий на эллиптических и гиперболических траекториях, истинная аномалия в уравнении Баркера может быть решена непосредственно относительно t. Если сделаны следующие замены [2]
тогда
Радиальная параболическая траектория [ править ]
Радиальная параболическая траектория - это непериодическая траектория на прямой, где относительная скорость двух объектов всегда является скоростью убегания . Возможны два случая: тела удаляются друг от друга или навстречу друг другу.
Есть довольно простое выражение для положения как функции времени:
куда
- μ - стандартный гравитационный параметр
- соответствует экстраполированному времени фиктивного начала или окончания в центре центрального тела.
В любой момент средняя скорость от в 1,5 раза больше текущей скорости, т. Е. В 1,5 раза больше местной скорости убегания.
Чтобы иметь на поверхности, примените временной сдвиг; для Земли (и любого другого сферически-симметричного тела с такой же средней плотностью) в качестве центрального тела этот временной сдвиг составляет 6 минут 20 секунд; через семь из этих периодов высота над поверхностью в три раза больше радиуса и т. д.
См. Также [ править ]
- Орбита Кеплера
- Парабола
Ссылки [ править ]
- ^ Бейт, Роджер; Мюллер, Дональд; Белый, Джерри (1971). Основы астродинамики . Dover Publications, Inc., Нью-Йорк. ISBN 0-486-60061-0. 188 стр.
- ^ Монтенбрук, Оливер; Пфлегер, Томас (2009). Астрономия на персональном компьютере . Springer-Verlag Berlin Heidelberg. ISBN 978-3-540-67221-0. 64 стр.