Kas ir Saules sistēmas orbīta? Vēsture, veidi un daudz kas cits

Orbīta sastāv no trajektorijas, kāda Saules sistēmas objektam ir ap citu, piemēram, visas planētas ap Sauli. Nākamajā rakstā mēs uzzināsim vairāk par to, no kā sastāv orbītas. Saules sistēmas orbītas un vēl daudz vairāk.

Fizikas jomā orbītas definīcija ir ceļš, pa kuru fiziskais objekts iet ap citu, kamēr tas atrodas spēcīga centrālā spēka, piemēram, gravitācijas, ietekmē. Šo orbītu pārzināšana ir būtiska, lai izprastu dažādas Saules sistēmas planētu īpašības.

Vēsture

Tas sākas ar Johannesa Keplera lielo matemātisko ieguldījumu, kuram vajadzēja būt cilvēkam, kurš formulēja 3 viņa paša izstrādāto planētu kustības likumu izcilos rezultātus, kas ir:

• Klepera pirmais planētu kustības likums: Šeit viņš norādīja, ka visu Saules sistēmas planētu orbītas kļūst eliptiskas un ka tās nav apļveida vai, ja tas nav iespējams, epicikli, kā tika uzskatīts iepriekš, un ka Saule atrodas vienā no tās perēkļiem, nevis kā visiem. domā, ka tas atrodas planētu orbītu centrā.

• Klepera otrais planētu kustības likums: Šeit viņš apraksta, ka katras planētas orbītas ātrums nav biežs, kā arī tika uzskatīts, bet planētas ātrums būtu atkarīgs no ceļa veida starp planētu un Sauli.

• Klepera pirmais planētu kustības likums: Šeit Keplers atrada sava veida korelāciju universālā veidā starp katras planētas, kas riņķo ap Sauli, orbītas īpašībām. Katrai planētai ceļš starp to un Soli kubā (attālums) ³), parasti mēra astronomiskās vienībās, tas ir tāpat kā planētas perioda kvadrātā (Planētas periods ²), ko mēra Zemes gados.

Slavenais Īzaks Ņūtons bija tas, kurš pierādīja, ka diženā Johannesa Keplera likumi izriet no Ņūtona gravitācijas teorijas un ka kopumā katra ķermeņa orbītas, kas parasti reaģēja uz gravitācijas spēku, bija koniskas daļas. Turklāt viņa darbs ir bijis būtisks, lai izprastu Saules sistēmas planētas.

Tātad pats Īzaks Ņūtons arī norādīja, ka 2 ķermeņi turpina savu dimensiju orbītās, kas parasti ir apgriezti proporcionālas to attiecīgajām masām par to, kāds ir to parastais masas centrs. Kad viens ķermenis kļūst daudz lielāks un ar lielāku masu nekā otram, tiek panākta sava veida vienošanās, saskaņā ar kuru katras masas centrs tiek uzskatīts par ķermeņa centrālo punktu ar masu, kas ir daudz lielāka. lielāks vai lielāks.

Izmantojot zināšanas par orbītām, mēs varam uzzināt, piemēram, par Zemes kustības, tāpēc ir svarīgi zināt Kas ir orbīta? un viss, kas ar to saistīts.

Planētu orbītas

Kas ir planētu sistēma, kas sastāv no:

• Planētas
• Rūķu planētas
• Asteroīdi
• komētas
• Kosmosa atkritumi

Tās visas riņķo ap mūsu Saules sistēmas lielāko galveno zvaigzni, tas ir, Sauli. Piemēram, komēta, kas atrodas orbītā, ko sauc par parabolu vai pazīstama arī kā hiperboliska ap galveno vai centrālo zvaigzni, kas būtu Saulei nav gravitācijas saites ar minēto zvaigzni, tāpēc tā netiks uzskatīta par šīs galvenās zvaigznes planētu sistēmas daļu.

Komētas ar skaidri hiperboliskām orbītām Saules sistēmā nav vizualizētas. Ķermeņi, kuriem gravitācijas ziņā ir saikne ar katru planētu sistēmas planētu, neatkarīgi no tā, vai tās ir mākslīgas vai dabiskas, ir tie, kas veic tā sauktās eliptiskās orbītas ap planētu.

Divpusējo gravitācijas traucējumu dēļ katras planētas orbītas ekscentricitātes gadu gaitā mēdz atšķirties. Planētai Merkurs, kas ir mazākā planēta visā Saules sistēmā, atšķirībā no pārējām ir daudz ekscentriskāka orbīta. Nākamā ir Marss, Sarkanā planēta, savukārt pārējās planētas ar mazāku ekscentriskumu kļūst:

• planēta Venēra
• planēta neptūns

Kad divi objekti nonāk orbītā viens ap otru, tā sauktais periastrons ir sākuma punkts, kurā abi objekti atradīsies vistuvāk viens otram, un tā sauktā apoastrona gadījumā tas ir tad, kad abi objekti atrodas pēc iespējas tālāk viens no otra. Lai iegūtu plašāku informāciju, varat lasīt par ķermeņu darbība Saules sistēmā.

Eliptiskas orbītas gadījumā sistēmas masu centra punkts starp objektu, kas riņķo orbītā, un objektu, kas ir orbītā, atrodas 1 no jebkuras orbītas fokusiem, un starp tiem nav nekā cita. cits fokuss.

Brīdī, kad kāda no planētām tuvojas tā sauktajam periastronam, tad planēta palielina ātrumu. Pretēji tam, ka tad, kad planēta tuvojas savam apoastro, tā samazina ātruma intensitāti.

Intuitīvs skaidrojums

Ir vairāki veidi, kā izskaidrot orbītas darbību, daži no tiem ir šādi:

• Kad objekts (cita starpā planēta, asteroīds, komēta, satelīts) pārvietojas slīpi, tas nokrīt pret citu orbītā esošu objektu. Tomēr tas pārvietojas tik ātri, ka minētā orbītā objekta izliekums vienmēr būs zem tā.

• Spēcīgs spēks, piemēram, gravitācija, ir atbildīgs par objekta vilkšanu izliektā attālumā, vienlaikus cenšoties noturēt to taisnā līnijā.

• Kad objekts krīt, tas pārvietojas no vienas puses tik ātri, cik tam ir nepieciešamais tangenciālais ātrums, lai varētu izvairīties no orbītā esošā objekta.

Viens no visbiežāk izmantotajiem piemēriem, lai ilustrētu orbītu ap planētu, ir Ņūtona kanjons. Šajā piemērā mēs iedomāsimies lielgabalu, kas atrodas kalna virsotnē, kas šauj ar lielgabala lodēm, kurām ir horizontāla forma.

Tiks prasīts, lai kalnam nebūtu ļoti liels augstums, lai izvairītos no Zemes atmosfēras un tādā pašā veidā varētu ignorēt lielgabala lodes berzes radītās sekas.

Ja šis lielgabals izšautu lodi ar zemu sākuma ātruma klasi, lodes ceļš izliektos un sadurtos ar zemes virsmu (A). Palielinot sākotnējo ātrumu, lielgabala lode sadursies ar zemes virsmu, bet šoreiz daudz tālākā attālumā no lielgabala (B), jo aste tikmēr nolaižas, zemes virsma arī izlocīsies.

Šīs kustības tehniski tiek definētas kā orbītas, jo tās raksturo sava veida eliptisku virzienu ap smaguma centru, kas tomēr tiek pārtraukts sadursmes brīdī ar planētu Zeme. Ja lielgabala lode tiktu izšauta lielā ātrumā, zeme bumbai krītot pietiekami izliektos tā, lai lode nekad nesadurtos ar zemes virsmu.

Jāsaka, ka tas veic orbītu bez jebkāda veida pārtraukuma vai bez krustojuma. Tātad mēs varam uzsvērt, ka ir noteikts ātrums, kas radīs apļveida orbītu (C) katram augstumam virs centrālā gravitācijas punkta.

Ja detonācijas ātrums palielinās daudz par šo ātrumu, tiks izveidotas eliptiskas orbītas (D). Pie daudz lielāka ātruma to sauc par bēgšanas ātrumu, kas atkal būs atkarīgs no augstuma klases, no kurienes tiek uzspridzināta lode, kurai tiek radīta bezgalīga orbīta (E), pirmkārt, paraboliskajā klasē un daudz ātrāk nekā hiperboliskā. klasē.

2 bezgalīgo orbītu klašu gadījumā objektam izdodas aizbēgt no planētas gravitācijas un virzīties uz kosmosu bez jebkāda virziena.

Orbitālās kustības analīze

Mēs veiksim analīzi par to, kāda ir Saules sistēmas orbitālā kustība, sākot ar plaši pazīstamo klasisko Īzaka Ņūtona teoriju, pēc tam pārejam pie Einšteina relatīvistikas teorijas un vēlāk turpināsim orbītu analīzi. Ņūtona gadījums un Orbītas relativistiskajā gadījumā.

Īzaka Ņūtona klasiskā orbītas teorija

Sistēmai, kurā ir tikai aptuveni 2 ķermeņi, kas viens otru ietekmē tikai gravitācijas spēks, orbītas var aprēķināt, izmantojot labi zināmos Ņūtona likumus un tādā pašā veidā ar Einšteina universālās gravitācijas likumu, kas ir: Visu spēku summa būtu vienāda ar masu, kas reizināta ar ātrumu. Šis likums var palīdzēt mums saprast citu planētu gravitācija.

Gravitācijai ir tendence būt proporcionālai katras masas reizinājumam un apgriezti tā ir proporcionāla ceļa kvadrātam (šāda veida aprēķinos netiek ņemti vērā visi minimālie efekti, piemēram, katras formas un arī izmēri ķermeņiem, kas parasti nav aktuāli, ja šie ķermeņi riņķo daudz lielākā attālumā, salīdzinot ar saviem izmēriem, un tādā veidā ir iespējams ignorēt relatīvistiskos efektus, kas arī Saules sistēmas vispārējos apstākļos ir ļoti mazi) .

Lai veiktu katru no aprēķiniem, ir ērti spēt aprakstīt, kāda ir kustība tāda veida koordinātu sistēmā, kas ir vērsta uz to, kāds ir sistēmas smaguma centrs. Ja viens no ķermeņiem kļūst daudz lielāks par otru, smaguma centrs parasti sakrīt ar ķermeņa centra veidu, kas ir daudz smagāks, tāpēc var secināt, ka vieglākais ķermenis ir tas, kurš riņķo ap smagāko.

Īzaka Ņūtona teorija ir tāda, ka 2-ķermeņu problēmā 1 ķermeņa orbīta kļūst par sava veida konusveida sekciju. Orbīta var būt pat atvērta, ja objekts nekad neatgriežas, vai to var aizvērt, ja objekts atgriežas, viss būs atkarīgs no kopējās kinētiskās enerģijas summas un arī sistēmas potenciāla, kas iedarbojas uz planētas objektu. Šis orbītas veids var būt saistīts ar Saules sistēmas planētu veidi.

Einšteina relatīvisma teorija

Ir labi zināms, ka relativistiskā teorija ir lielā pretrunā ar to, kas ir Ņūtona gravitācijas teorija, jo momentānā ceļa darbība notiek pirmajā. Šis un daudzi citi iemesli bija tas, kas mudināja pašu Einšteinu meklēt vispārīgāku teoriju, kas kļuva pazīstama kā vispārējās relativitātes teorija, kas parasti ietver pareizu relativistisku gravitācijas lauka attēlojumu.

Šajā teorijā masas stāvoklis, kas atrodams kosmosā, saliek telpas laiku tā, ka tās ģeometrija pārstāj būt eiklīda ģeometrija, lai gan tā joprojām ir vairāk vai mazāk eiklīda, ja katra ķermeņa masas un ātrumi pieņemt dažas vērtības, piemēram, tās, kas tiek vizualizētas mūsu Saules sistēmā.

Tā sauktās planētu orbītas parasti nav stingri koniskas griezumi, bet drīzāk ir ģeodēziskās līknes, tas ir, tās ir sava veida neliela izliekuma līnija uz telpas un laika saliektās ģeometrijas. Šī teorija nekļūst lineāra, parasti ar to ir jāveic aprēķini, piemēram, lai varētu iegūt 2 ķermeņu ar identisku masu uzdevuma rezultātu.

Vēl viena lieta, ko mēs varam uzzināt, ir par Jupitera satelīti, kā tos sauc, kādas ir to orbītas un daudz kas cits par tiem.

Tomēr planētu sistēmām, piemēram, mūsu Saules sistēmai, kur centrālā zvaigzne, kas ir Saule, parasti ir daudz masīvāka nekā pārējām planētām, tāpēc telpas/laika izliekums ir vērsts uz Saule, salīdzinot ar citām planētām, un tādā veidā mēs varam pieņemt, ka visi pārējie objekti tāpēc ir mazāk masīvi un ka tie pārvietojas saskaņā ar pašas Saules saliekto ģeodēzisko ģeometriju.

Attiecībā uz vērtībām, kas pastāv mūsu Saules sistēmā, Einšteina teorijas kvantitatīvie rezultāti skaitliski ir aptuveni ļoti tuvi Ņūtona teorijai, tas ir, Ņūtona teorijai, tāpēc tas ir pamatots. vispraktiskākie mērķi ir izmantot Ņūtona teoriju, kas parasti ir daudz vienkāršāka skaitļošanas ziņā.

Tomēr Ņūtona teorija vēl nav spējusi izskaidrot noteikta veida faktus, kas ir atrisināti, izmantojot paša Einšteina relatīvistisko teoriju, tostarp perihēlijas, īpaši planētas Merkura, progresēšanas sekas. izskaidrojams ar izcilu Alberta Einšteina relativistiskās teorijas tuvinājumu, tomēr tas nav iespējams ar Ņūtona teoriju.

Orbītas Ņūtona gadījumā

Lai analizētu, kāda ir masas kustība liela spēka ietekmē, kas visu laiku pārvietojas no noteikta sākuma punkta, visizdevīgāk ir izmantot to polu koordinātas, kuru izcelsme sakrīt ar tās polu izcelsmi. pats spēka centrs. Šajā koordinātu sistēmā radiālās un šķērseniskās sastāvdaļas ir šādas:

Sakarā ar to, ka šis spēks ir pilnīgi radiāls un paātrinājums savukārt ir proporcionāls šim spēkam, tas nozīmē, ka šķērsvirziena ātrums kļūst vienāds ar (0) nulli.

Kā rezultātā: 

Pēc integrācijas tiks iegūts:

,

kas ir sava veida teorētisks pierādījums tam, kas ir Keplera 2. likums. Integrācijas konstante I kļūst par leņķisko iespēju uz masas vienību. Līdz ar to

Kur pievienots mainīgais:

 

Radiālais spēks kļūst par f(r) reizinātu ar vienību, kas ir a_r, pēc laika mainīgā izņemšanas no minētā vienādojuma radiālās komponentes, kas iegūta,

Gravitācijas gadījumā Īzaka Ņūtona īstenotais universālais gravitācijas likums nosaka, ka spēks tiek apgriezti pielāgots trajektorijas kvadrātam,

Kur (G) kļūst par universālās gravitācijas konstanti, (m) ir orbītā riņķojošā ķermeņa masa un (M) sastāv no centrālā ķermeņa masas. Aizstājot iepriekš sniegto vienādojumu, mēs iegūstam,

Gravitācijas spēka gadījumā jēdziens, kas atrodas pa labi no minētā vienādojuma, kļūs par sava veida konstanti, un, savukārt, vienādojums atgādinās harmonisko vienādojumu. Vienādojums, kas izveidots orbītai, ko apraksta daļiņa, sastāv no šādiem elementiem:

Kur p,e un θ₀ kļūt par integrācijas konstantēm,

Ja parametrs (e) kļūst mazāks par 1, tad (e) kļūst par ekscentriskumu un (a) kļūst par sava veida elipses daļēji galveno asi. Kopumā to var atpazīt kā konusa griezuma vienādojumu polu koordinātēs (r,θ).

Orbītas relatīvistiskā gadījumā

Relativistiskās teorijas gadījumā 2-ķermeņu problēmu pat var atrisināt, izmantojot to, kas ir Švarcšilda risinājums, kuram ir gravitācijas lauks, ko nosaka 1 ķermenis ar sfēriskās simetrijas klasi. Planētu orbīta laiktelpā kļūst par paša Švarcšilda metrikas ģeodēziju.

Iegūtajai orbītai no sava veida ģeodēzijas, kas ir tās Švarcšilda metrika, būtu ekvivalents, kam daļiņa pamanīs ļoti efektīvu radiālo ātrumu, ko nosaka:

Kur tas ir sadalīts šādi:

• g c Tā ir universālās gravitācijas un arī gaismas ātruma konstante.

• r, kļūst par Švarcšilda radiālo koordinātu.

• l, ir planētas orbītas leņķiskais impulss uz masas vienību.

Kustības konstantes ir saistītas ar enerģiju un leņķisko impulsu, kas ir:

Kustības vienādojums izmaina u = 1/r, kā tas ir klasiskajā gadījumā, kur tas ir šāds:

Katrai Saules sistēmai piederošajai planētai relativistiskā korekcija, ko dod 3. dalībnieka 2. termins, parasti ir minimāla salīdzinājumā ar citiem terminiem. Lai to visu demonstrētu, ir ērti ievietot bezizmēra parametra veidu, kas būtu: ∈ = 2 (GM/cl)² un izveidojot jaunu maiņas kursu mainīgajam ū = ul² / GM ar to, kas ir kustības vienādojums, ko pēc tam var pārrakstīt šādi:

Kur:

Planētas Merkurs gadījumā parametrs _∈ sastāv no maksimālā un vērtības, kas tiek sasniegta no ∈ = 5,09. 10 ^-8.

Tomēr minētā termina minimums nozīmē, ka relativistiskās korekcijas ir tās, kas rada tikai nelielas korekcijas, un šī paša iemesla dēļ Ņūtona teorija, ko sauc par Ņūtonu, sniedz tik labus tuvinājumus Saules sistēmai. Meklē katru no funkcijas ƒ (ū) saknēm, kur tiek ņemts vērā minētā parametra minimums, kas ir šāds:

Planētu orbītu gadījumā tās var noteikt ū₁ < ū < ū₂ gadījums u > ū₃ kas ir izslēgts, jo tas nozīmē, ka daļiņa nokritīs uz Saules ū → ∞. Vienādojuma atrisinājumu sniedz šādi:

Šāda veida integrāli var reducēt uz eliptisku integrāli, mainot mainīgo no v = ū₁ + 1/t², kas būs šāds:

kur² = 1/ (ū₂ - vai₁), b² = 1/ (ū₃ - vai₁). Izmantojot vienu no tā sauktajām eliptiskajām Jacobi funkcijām, integrāli var aizpildīt šādi: ∈ ^1/2 θ = bns ^-1 (t/a) ar moduli, kas dots ar k = √ b/a, izmantojot šāda veida rezultātu orbītas vienādojumam, ko var iegūt:

Kur:

K² = 2 e∈ + XNUMX (e²), kļūst par visu Jacobi elipses funkciju moduli orbītai. Ja ∈ = 0, tas nozīmē, ka A = 1 – e, B = 2e, n = ½, k = 0 un tādā gadījumā planētas orbīta ir pilnībā reducēta uz klasiskās Ņūtona teorijas gadījumu:

Ka tā ir sava veida ekscentriskuma elipse e. Tomēr relativistiskā orbīta parasti nav periodiska, bet tā ir kvazielipse, kas vienmērīgi griežas ap Sauli. To sauc par perihēlija virzību, kas parasti ir daudz izteiktāka, īpaši planētai Merkurs.

No tā, kas ir iepriekšējo vienādojumu atrisinājums, perihēlijs rodas pie θ = K/n, un nākamā vērtība, kurai ir dota, kļūst par θ = 3 K/n, kur k ir ¼ no perioda, kas ir radies, tāpēc tā ir eliptiska 1. kopējās sugas integrālis, kuram starp 2 perihēliju pagriešanas leņķis nav 2 π, bet gan lieluma klase, kas ir nedaudz lielāka par:

Planētas Merkurs gadījumā ar ∈ = 5, 09. 10^-8 norādītā perihēlija progresam izdodas aptuveni 41.07” gadsimtā, kopumā tā periods ir aptuveni 88 dienas, kas parasti ir eksperimentālā vērtība 42.98” gadsimtā. Tieši šāda veida vienošanās noteica teorijas sākotnējos lielos panākumus, kas deva tai plašu vispārēju apstiprinājumu.

Šajā jomā ir daudz ekspertu, kuri turpina strīdēties par to, kas ir Saules sistēmas zinātniskās atklāšanas raksts, kur galvenokārt ir noteikta Saules sistēmas orbīta un katrs no to veidojošajiem objektiem.

Orbitālais periods

Tā sauktais orbitālais periods sastāv no ilguma, kas nepieciešams kosmosa objektam vai planētai, lai varētu pilnībā izpildīt savu orbītu (ja mēs runājam par objektu, mēs cita starpā runājam par planētām, pavadoņiem, satelītiem). Šīm planētām vai objektiem, kas atrodas ap Sauli, ir dažādas orbitālo periodu klases:

• Pirmais: siderālais periods

Pirmais ir sidereālais periods, kas sastāv no laika, kas nepieciešams, lai objekts pilnībā nodotu savu orbītu ap Sauli attiecībā pret satelītiem vai zvaigznēm. Šāda veida periods tiek uzskatīts par patieso objektu.

• Otrais: Sinodiskais periods

Otrais sastāv no sinodiskā perioda, kas ir laiks, kas nepieciešams objektam, lai tas atkal parādītos sākotnējā kosmosa punktā attiecībā pret galveno zvaigzni, kas ir Saule, skatoties no planētas Zeme. Šis perioda veids ir tas, kas nosaka laiku starp 2 nepārtrauktām pieejām, un mēs varam arī teikt, ka tas ir minētā objekta fiktīvs orbitālais periods. Šis periods atšķiras no pirmā, jo zeme griežas arī ap Sauli.

• Trešais: drakoniskais periods

Drakonīta periods sastāv no laika, kas nepieciešams, lai viens un tas pats objekts divreiz izietu cauri tā augšupejošajam mezglam, kas ir tā orbītas punkts, kas šķērso ekliptikas orbītu no dienvidu puslodes daļas uz ziemeļiem. Šis perioda veids atšķiras no pirmā sānu perioda, jo mezgliņu līnija parasti mainās lēni.

• Ceturtais: anomālisks periods

Ceturtais ir anomālistiskais periods, kas sastāv no laika, kas nepieciešams, lai viens un tas pats objekts divreiz izietu cauri tā perihēlija zonai, kas ir vistuvāk Saulei. Šis ceturtais periods atšķiras no pirmā perioda, jo: tas, ka lielākie mezgliņi arī mainās lēnām.

• Piektais: tropu periods

5. ir par tropu periodu, kas sastāv no laika, kas nepieciešams, lai viens un tas pats objekts divreiz izietu cauri nulles (2) taisnās augšupejas zonai. Tas parasti ir nedaudz īsāks nekā pirmā sidereālā perioda gadījumā, jo notiek tā saukto ekvinokcijas precesija.

Orbītas ģeometriskie parametri

Orbītas noteikšanai nepieciešamie parametri ir tā sauktie orbitālie elementi, izmantojot divu masu modeļu veidu, kas pakļaujas Īzaka Ņūtona kustības likumiem. Tātad ir aptuveni 2 veidu būtiskie pamatparametri, tie ir pazīstami arī kā Keplera elementi, kas godina slaveno fiziķi Kepleru un sastāv no šādiem elementiem:

• Pirmais parametrs: Augošā mezgla garums = ( Ω )

• El Segundo Parametro: Augstums = ( i )

• Trešais Parametro: Arguments no perihēlija = ( ω )

• Ceturtais parametrs: Daļēji galvenā ass = ( a )

• Piektais parametrs: Ekscentriskums = ( e )

• Sestais parametrs: Vidējā laikmeta anomālija = ( M_o )

No otras puses, citi orbitālie elementi, kas tiek izmantoti papildus iepriekšminētajam, ir:

• Patiesa anomālija = (v)

• Daļēji mazā ass = (b)

• Lineārā ekscentricitāte = (∈)

• Ekscentriska anomālija = (E)

• Patiesais garums = (l)

• Orbitālais periods = (T)

Orbītu veidi

Mēs novērosim, kādi ir Saules sistēmā pastāvošo orbītu veidi, kurus iedala 2 galvenajos:

• Tā īpašībām.

• Tā centrālajam ķermenim.

Pēc īpašībām

Klasifikācijas gadījumā pēc tās īpašībām ir aptuveni 14 veidi, kas ir:

• Apļa orbīta

• Ekliptiskā orbīta

• Eliptiska orbīta

• Ļoti eliptiska orbīta vai ļoti ekscentriska orbīta

• Kapsētas orbīta

• Hohmaņa pārneses orbīta

• hiperboliskā trajektorija

• Slīpa orbīta

• paraboliskā trajektorija

• Uzņemiet orbītu

• Aizbēgt no orbītas

• Daļēji sinhronā orbīta

• Subsinhronā orbīta

• Sinhronā orbīta

Pēc centrālā ķermeņa

Otrās klasifikācijas gadījumā tas ir sadalīts 2 orbītu klasēs, kas ir:

• Zemes orbītas

• Marsa orbītas

• Mēness orbītas

• Saules orbītas

Zemes orbītas

Zemes orbītu gadījumā ir aptuveni 12 orbītu klases, kas ir:

• Ģeocentriskā orbīta

• Ģeosinhronā orbīta

• Ģeostacionārā orbīta

• Ģeostacionārā pārneses orbīta

• Zemā Zemes orbīta

• Vidēja Zemes orbīta

• Molnijas orbīta

• Netālu no ekvatoriālās orbītas

• mēness orbīta

• polārā orbīta

• Heliosinhronā orbīta

• Tundras orbīta

Marsa orbītas

Marsa orbītu gadījumā ir tikai 2 orbītu klases, kas ir:

• Areosinhronā orbīta

• Aerostacionārā orbīta

Mēness orbīta

Mēness orbītas gadījumā ir tikai 1, kas ir šāds:

• Mēness orbīta

Ja nezināt, kas Mēness kustības, Jūs varat to atklāt, lai uzzinātu, kāda ir Mēness orbīta un kā tā tiek izveidota.

Saules orbīta

Saules orbītas gadījumā, tāpat kā Mēness orbītā, ir tikai 1, kas ir:

• Heliocentriskā orbīta