ОРБІТА в астрономії, - шлях небесного тіла в просторі. Хоча орбітою можна називати траєкторію будь-якого тіла, зазвичай мають на увазі відносний рух взаємодіючих між собою тіл: наприклад, орбіти планет навколо Сонця, супутників навколо планети або зірок в складній зоряній системі щодо загального центру мас. Штучний супутник «виходить на орбіту», коли починає рухатися по циклічної траєкторії навколо Землі чи Сонця. Термін «орбіта» використовується також в атомній фізиці при описі електронних конфігурацій.
Абсолютні і відносні орбіти
Абсолютною орбітою називають шлях тіла в системі відліку, яку в якомусь сенсі можна вважати універсальною і тому абсолютної. Такою системою вважають Всесвіт в великому масштабі, узяту як ціле, і називають її «інерційної системою». Відносної орбітою називають шлях тіла в такій системі відліку, яка сама рухається по абсолютній орбіті (по викривленій траєкторії зі змінною швидкістю). Наприклад, у орбіти штучного супутника зазвичай вказують розмір, форму і орієнтацію відносно Землі. У першому наближенні це еліпс, в фокусі якого знаходиться Земля, а площину нерухома відносно зірок. Очевидно, це відносна орбіта, оскільки вона визначена по відношенню до Землі, яка сама рухається навколо Сонця. Віддалений спостерігач скаже, що супутник рухається щодо зірок по складній гвинтовий траєкторії; це його абсолютна орбіта. Ясно, що форма орбіти залежить від руху системи відліку спостерігача.
Необхідність розрізняти абсолютну і відносну орбіти виникає тому, що закони Ньютона вірні тільки в інерціальній системі відліку, тому їх можна використовувати тільки для абсолютних орбіт. Однак ми завжди маємо справу з відносними орбітами небесних тіл, бо спостерігаємо їх рух з обертається довкола Сонця і Землі, що обертається. Але якщо абсолютна орбіта земного спостерігача відома, то можна або перевести все відносні орбіти в абсолютні, або представити закони Ньютона рівняннями, вірними в системі відліку Землі.
Абсолютну і відносну орбіти можна проілюструвати на прикладі подвійної зірки. Наприклад, Сіріус, здається неозброєним оком одиночній зіркою, при спостереженні з великим телескопом виявляється парою зірок. Шлях кожної з них можна простежити окремо по відношенню до сусідніх зірок (беручи до уваги, що і самі вони рухаються). Спостереження показали, що дві зірки не тільки звертаються одна навколо іншої, а й переміщаються в просторі так, що між ними завжди є точка, що рухається по прямій лінії з постійною швидкістю (рис. 1). Цю точку називають центром мас системи. Практично з нею пов'язана інерціальна система відліку, а траєкторії зірок щодо неї представляють їх абсолютні орбіти. Чим далі відходить зірка від центру мас, тим вона легше. Знання абсолютних орбіт дозволило астрономам обчислити окремо маси Сиріуса А і Сіріуса В.
Якщо ж вимірювати становище Сиріуса В щодо Сіріуса А, то отримаємо відносну орбіту. Відстань між цими двома зірками завжди дорівнює сумі їх відстаней від центру мас, тому відносна орбіта має ту ж форму, що і абсолютні, а за розміром дорівнює їх сумі. Знаючи розмір відносної орбіти і період обертання, можна, використовуючи третій закон Кеплера, обчислити лише сумарну масу зірок.
Більш складний приклад представляє рух Землі, Місяця і Сонця. Кожне з цих тіл рухається по своїй абсолютній орбіті щодо загального центру мас. Але оскільки Сонце значно перевершує всіх по масі, прийнято зображати Місяць і Землю у вигляді пари, центр мас якої рухається по відносній еліптичній орбіті навколо Сонця. Однак ця відносна орбіта досить близька до абсолютної.
Рух Землі відносно центру мас системи Земля - Місяць найточніше вимірюється за допомогою радіотелескопів, що визначають відстань до міжпланетних станцій. У 1971 під час польоту апарату «Марінер-9» до Марса по періодичним варіаціям відстані до нього визначили амплітуду руху Землі з точністю 20-30 м. Центр мас системи Земля - Місяць лежить всередині Землі, на 1700 км нижче її поверхні, а відношення мас Землі і Місяця складає 81,3007. Знаючи їх сумарну масу, знайдену за параметрами відносної орбіти, можна легко знайти і масу кожного з тіл.
Говорячи про відносний рух, ми можемо довільно вибирати точку відліку: відносна орбіта Землі навколо Сонця в точності така, як відносна орбіта Сонця навколо Землі. Проекцію цієї орбіти на небесну сферу називають «екліптикою». Протягом року Сонце пересувається по екліптиці приблизно на 1 ° на добу, а якщо дивитися від Сонця, то так само точно рухається Земля. Площина екліптики нахилена до площини небесного екватора на 23 ° 27 ', тобто такий кут між земним екватором і її орбітальної площиною. Всі орбіти в Сонячній системі вказують відносно площини екліптики.
Орбіти Місяця і планет
На прикладі Місяця покажемо, як описується орбіта. Це відносна орбіта, площину якої нахилена приблизно на 5 ° до екліптиці. Цей кут називають «нахилом» місячної орбіти. Площина місячної орбіти перетинає екліптики по «лінії вузлів». Той з них, де Місяць проходить з півдня на північ, називають «висхідним вузлом», а інший - «низхідним».
Якби Земля і Місяць були ізольовані від гравітаційного впливу інших тіл, вузли місячної орбіти завжди мали б незмінне положення на небі. Але через вплив Сонця на рух Місяця відбувається зворотний рух вузлів, тобто вони переміщаються по екліптиці на захід, здійснюючи повний оборот за 18,6 років. Подібно до цього, вузли орбіт штучних супутників переміщаються через обурює впливу екваторіального здуття Землі.
Земля розташована не в центрі місячної орбіти, а в одному з її фокусів. Тому в певній точці орбіти Місяць найближче до Землі; це «перигей». У протилежній точці вона найдалі від Землі; це «апогей». (Відповідні терміни для Сонця - «перигелій» і «афелій».) Напівсумі відстаней в перигеї і апогеї називають середнім відстанню; воно дорівнює половині найбільшого діаметра (великий осі) орбіти, тому його називають «велика піввісь». Перигей і апогей називають «апсидами», а з'єднує їх лінію - велику вісь - «лінією апсид». Якби не обурення від Сонця і планет, лінія апсид мала б фіксоване напрямок в просторі. Але через збурень лінія апсид місячної орбіти рухається на схід з періодом 8,85 років. Те ж відбувається з лініями апсид штучних супутників під впливом екваторіального здуття Землі. У планет лінії апсид (між перигелієм і афелием) рухаються вперед під впливом інших планет.
Розмір орбіти визначається довжиною велика піввісь, а її форма -Величина, званої «ексцентриситетом». Ексцентриситет місячної орбіти обчислюється за формулою:
(Відстань в апогеї - Середня відстань) / Середня відстань
або за формулою
(Середня відстань - Відстань в перигеї) / Середня відстань
Для планет апогей і перигей в цих формулах заміняють на афелій і перигелій. Ексцентриситет кругової орбіти дорівнює нулю; у всіх еліптичних орбіт він менше 1,0; у параболічної орбіти він в точності дорівнює 1,0; у гіперболічних орбіт він більше 1,0.
Орбіта повністю визначена, якщо вказані її розмір (середня відстань), форма (ексцентриситет), нахил, положення висхідного вузла і положення перигею (для Місяця) або перигелію (для планет). Ці величини називають «елементами» орбіти. Елементи орбіти штучного супутника задаються так само, як для Місяця, але зазвичай по відношенню не до екліптики, а до площини земного екватора.
Місяць обертається навколо Землі за час, зване «сидерическим періодом» (27,32 діб); після закінчення його вона повертається на вихідне місце щодо зірок; це її істинний орбітальний період. Але за цей час Сонце переміщається по екліптиці, і Місяці потрібно ще дві доби, щоб опинитися в початковій фазі, тобто в колишньому положенні відносно Сонця. Цей проміжок часу називають «синодичним періодом» Місяця (бл. 29,5 сут). Так само і планети обертаються навколо Сонця за сидеричний період, а проходять повний цикл конфігурацій - від «вечірньої зірки» до «ранкової зірки» і назад - за синодичний період. Деякі елементи орбіт планет вказані в таблиці.
Середня відстань супутника від головного компонента визначається його швидкістю на деякому фіксованому відстані. Наприклад, Земля звертається по майже круговій орбіті на відстані 1 а.о. (Астрономічна одиниця) від Сонця зі швидкістю 29,8 км / с; будь-яке інше тіло, що має на це ж відстані таку ж швидкість, буде також рухатися по орбіті із середнім відстанню від Сонця 1 а.о. незалежно від форми цієї орбіти і напрямки руху по ній. Таким чином, для тіла в заданій точці розмір орбіти залежить від значення швидкості, а її форма - від напрямку швидкості (див рис.).
Це має безпосереднє відношення до орбіт штучних супутників. Щоб вивести супутник на задану орбіту, необхідно доставити його на певну висоту над Землею і повідомити йому певну швидкість в певному напрямку. Причому зробити це потрібно з високою точністю. Якщо потрібно, наприклад, щоб орбіта проходила на висоті 320 км і не відхилялася від неї більш ніж на 30 км, то на висоті 310-330 км його швидкість не повинна відрізнятися від розрахункової (7,72 км / с) більш ніж на 5 м / с, а напрям швидкості має бути паралельно земної поверхні з точністю 0,08 °
Сказане вище стосується і до комет. Зазвичай вони рухаються по дуже витягнутих орбітах, ексцентриситети яких нерідко досягають 0,99. І хоча їх середні відстані і орбітальні періоди дуже великі, в перигелії вони можуть наближатися до великих планет, наприклад до Юпітера. Залежно від напрямку, з якого комета підлітає до Юпітера, він може своїм тяжінням збільшити або зменшити її швидкість (див рис.). Якщо швидкість зменшиться, то комета перейде на орбіту меншого розміру; в цьому випадку говорять, що вона «захоплена» планетою. Всі комети з періодами менше кількох мільйонів років, ймовірно, були захоплені саме таким чином.
Якщо ж швидкість комети щодо Сонця збільшиться, то і орбіта її зросте. Причому з наближенням швидкості до певної межі зростання орбіти стрімко прискорюється. На відстані 1 а.о. від Сонця ця гранична швидкість дорівнює 42 км / с. З більшою швидкістю тіло рухається по гіперболічної орбіті і ніколи вже не повертається до перигелію. Тому дану граничну швидкість називають «швидкістю тікання» з земної орбіти. Ближче до Сонця швидкість втечі вище, а далеко від Сонця - менше.
Якщо комета наближається до Юпітера з великої відстані, її швидкість близька до швидкості втечі. Тому, пролітаючи поблизу Юпітера, комети досить лише трохи збільшити свою швидкість, щоб перевищити межу і ніколи більше не повернутися в околиці Сонця. Такі комети називають «викинутими».
Швидкість тікання від Землі
Поняття про швидкість тікання дуже важливо. До речі, нерідко її називають також швидкістю «догляду» або «вислизання», а ще «параболічної» чи «другою космічною швидкістю». Останній термін застосовують в космонавтиці, коли мова йде про запуски до інших планет. Як вже було сказано, для руху супутника по низькій круговій орбіті йому потрібно повідомити швидкість близько 8 км / с, яку називають «першою космічною». (Точніше, якби не заважала атмосфера, у поверхні Землі вона була б дорівнює 7,9 км / с.) Зі збільшенням швидкості супутника в земної поверхні його орбіта стає все більш витягнутою: її середня відстань зростає. Коли буде досягнута швидкість втечі, апарат покине Землю назавжди.
Розрахувати цю критичну швидкість досить просто. Поблизу Землі кінетична енергія тіла повинна дорівнювати роботі сили тяжіння при переміщенні тіла з поверхні Землі «на нескінченність». Оскільки тяжіння швидко зменшується з висотою (обернено пропорційно квадрату відстані), то можна обмежитися роботою на відстані радіуса Землі:
Тут зліва кінетична енергія тіла маси рухається зі швидкістю, а справа робота сили тяжіння mg на відстані радіуса Землі (R = 6371 км). З цього рівняння знайдемо швидкість (причому це не наближене, а точне її вираження):
Оскільки прискорення вільного падіння біля поверхні Землі становить g = 9,8 м / с2, швидкість втечі буде дорівнює 11,2 км / с.
Саме Сонце разом з оточуючими його планетами і малими тілами Сонячної системи рухається по своїй галактичної орбіті. По відношенню до найближчих зірок Сонце летить зі швидкістю 19 км / с в напрямку точки в сузір'ї Геркулеса. Цю точку називають «апексом» сонячного руху. А в цілому вся група найближчих зірок, включаючи Сонце, обертається навколо центру Галактики по орбіті радіусом 251016 км зі швидкістю 220 км / с і періодом 230 млн. Років. Ця орбіта має досить складний вид, оскільки рух Сонця постійно піддається обуренню з боку інших зірок і масивних хмар міжзоряного газу.