Órbita: diferenças entre revisões
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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.
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No [[geocentrismo|modelo geocêntrico]] do [[sistema solar]], mecanismos como o [[equante|deferente e epiciclo]] eram originalmente utilizados para explicar o movimento dos planetas em condições de esferas perfeitas ou anéis.
A base para a compreensão das órbitas foi, primeiramente, formulada por [[Johannes Kepler]], cujos resultados foram sumarizados em suas [[Leis de Kepler|três leis da monção planetária]]. Primeiro, ele descobriu que as órbitas dos planetas no nosso sistema solar são [[elipse|elípticas]], não circulares (ou [[epiciclo|epicíclicas]]), tal como tinha sido anteriormente aceito, e que o [[Sol]] não está localizado no centro das órbitas, mas sim em seu [[foco (geometria)|foco]].<ref name="Kepler's Laws of Planetary Motion">{{
[[Isaac Newton]] demonstrou que as leis de Kepler eram derivadas de sua teoria gravitacional e que, em geral, as órbitas de corpos sujeitos à gravidade eram cônicas se a força da gravidade se propagasse instantaneamente. Newton mostrou que, para um par de corpos, os tamanhos das órbitas eram inversamente proporcionais a suas massas, e que os corpos giram sobre seus centros comuns de massa. Quando um corpo é bem mais maciço que um outro, é conveniente uma aproximação para ter o centro da massa coincidindo com o centro do corpo mais maciço.
[[Albert Einstein]] foi capaz de mostrar que a gravidade existia devido à uma curvatura do [[espaço-tempo]] e foi capaz de remover a hipótese de Newton de que a força da gravidade se propaga instantaneamente. Na [[teoria da relatividade]], as órbitas seguem trajetórias geodésicas, as quais se aproximam muito das previsões Newtonianas. No entanto, há diferenças e estas podem ser usadas para determinar qual das duas teorias concordam com a realidade. Essencialmente, todas as evidências experimentais concordam com a
== Órbitas planetárias ==
{{revisão|data=junho de 2015}}
<!-- ortografia, principalmente //--> 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> See, for example, Eq. 8.20 in {{cite book |author=John R Taylor |url=http://books.google.com/books?id=P1kCtNr-pJsC&pg=PA299 |pages=299 ''ff'' |title=op. cit. |isbn=189138922X |year=2005}}</ref>
Enquanto ''[[Sir]]'' [[Isaac Newton]] é normalmente creditado como tendo descoberto a relação da lei inverso do quadrado para gravidade, na verdade foi [[Gottfried Leibniz]] quem primeiramente descobriu a equação acima com o termo centrífugo da lei do inverso do cubo adicional.<ref>Swetz et al. 1997, p. 268.</ref>
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== Classes ==
As órbitas podem classificar-se de acordo a seu relação com o corpo que orbitam.
* [[Órbita polar]]
* [[Órbita equatorial]]
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* [[Órbita geossíncrona]]
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== Ligações externas ==
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