Diferenças entre edições de "Órbita"

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[[Ficheiro:Parabolic orbit.gif|thumb|150px|Órbita [[Parábola|parabólica]]]]
 
Em [[física]], '''órbita''' é a trajetória que um corpo percorre ao redor de outro sob a influência de alguma [[força]] (normalmente [[gravidade|gravítica]]). Segundo as leis do movimento planetário de [[Johannes Kepler]], as órbitas são aproximadamente [[elipse|elípticas]]<ref name="brauenig">[http://www.braeunig.us/space/orbmech.htm Orbit Mechanics], ''site'' Rocket and Space Technology</ref>, embora os planetas próximos ao [[Sol]] ao redor do qual orbitam tenham órbitas quase circulares. <ref>[http://www.britannica.com/EBchecked/topic/431123/orbit Órbita (astronomia) - Enciclopédia Britannica Online] {{en}}</ref> Mais tarde, [[Isaac Newton]] demonstrou que algumas órbitas, como as de certos [[cometa]]s, são [[Hipérbole|hiperbólicas]] e outras [[Parábola|parabólicas]]. [[Albert Einstein]], mais tarde, foi capaz de mostrar que a gravidade existe devido a curvatura do [[espaço-tempo]], e que as órbitas dependem de [[geodésica]]s e esta é a alternativa mais aceita nos tempos modernos.
 
Dentro de um [[sistema solar]], os [[planeta]]s, [[asteróide]]s, cometas e outros objetos de menor tamanho percorrem órbitas aproximadamente elípticas ao redor do Sol, enquanto que as [[lua]]s e outros satélites fazem o próprio ao redor dos planetas. Seja qual for a órbita seguida pelo objeto, o corpo ao redor de que descreve sua trajetória se encontra situado no foco da cónica descrita, de modo que sempre podem definir-se dois pontos singulares, como o de maior afastamento ou [[apoastro]], e o de maior aproximação ou [[periastro]].
 
Quando o [[problema dos dois corpos]] mutuamente atraídos pela gravidade é considerada, pode ser transformada usando as [[coordenadas de Jacobi]] para que um 'problema dos dois corpos' equivalentes atraia ao [[baricentro]] dos dois corpos. A força gravitacional e a força centrífuga então, aparecem na equação orbital planetária. A força gravitacional aparece como um termo da lei do inverso do quadrado interior radialmente, enquanto a força centrífuga aparece como um termo da lei do inverso do cubo exterior radialmente.<ref name=Taylor306>See Eq. 8.37 in {{cite book |author=John R Taylor |url=http://books.google.com/books?id=P1kCtNr-pJsC&pg=PA306 |page=306 |title=Classical Mechanics |publisher=University Science Books |isbn=189138922X |year=2005}}
</ref><ref name="Linton285">Linton 2004, p. 285.</ref><ref name=Goldstein3_12> Herbert Goldstein 'Classical Mechanics', equation 3-12</ref> A equação radial então, torna-se:
 
::<math>\mu \ddot r = -k/r^{2} + \frac{\ell^{2}}{\mu r^{3}} \ ,</math>
 
onde a variável ''r'' é a distância radial do baricentro para um único corpo equivalente, ''ℓ'' é o [[momento angular]] (que é fixo), ''μ'' é a [[massa reduzida]], e ''k'' é um parâmetro relacionado à força da gravidade. As soluções dessa equação fornecem órbitas que são ao mesmo tempo elípticas, parabólicas e hiperbólicas, dependendo da energia inicial e o momento angular. A solução não é única até os valores de ''r'' e ''dr / dt'' serem especificados em algum tempo particular ''t''.<ref name=Taylor299>
* [[Órbita geossíncrona]]
 
{{ref-sectionreferências}}
 
{{Glossário-astronomia}}
 
{{DEFAULTSORT:Orbita}}
 
[[Categoria:Dinâmica]]
[[Categoria:Astrofísica]]
 
{{Link FA|mk}}
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