Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Кеплер орбитасы, эксцентрициті бірден кем
Kepler orbit with an eccentricity of less than one
Астродинамикада немесе аспан механикасында эллипстік орбита – эксцентрициті 1-ден кем Кеплер орбитасы; бұл эксцентрициті 0-ге тең шеңберлік орбитаны да қамтиды. Нақтырақ айтқанда, бұл эксцентрициті 0-ден артық және 1-ден кем Кеплер орбитасы (соның салдарынан шеңберлік орбита емес). Кең мағынасында, бұл теріс энергияға ие Кеплер орбитасы. Бұған эксцентрициті 1-ге тең радиалды эллипстік орбита да кіреді. Теріс энергиялы гравитациялық екі дене проблемасында екі дене де ортақ барицентрдің айналасында бірдей орбиталық кезеңмен ұқсас эллипстік орбиталармен қозғалады. Сондай-ақ, бір дененің екіншісіне қатысты салыстырмалы қозғалысы эллипстік орбита бойымен жүзеге асады. Эллипстік орбиталардың мысалдарына Хоман трансферлік орбиталары, Молния орбиталары және тундра орбиталары жатады.
In astrodynamics or celestial mechanics, an elliptic orbit or elliptical orbit is a Kepler orbit with an eccentricity of less than 1; this includes the special case of a circular orbit, with eccentricity equal to 0. In a stricter sense, it is a Kepler orbit with the eccentricity greater than 0 and less than 1 (thus excluding the circular orbit). In a wider sense, it is a Kepler orbit with negative energy. This includes the radial elliptic orbit, with eccentricity equal to 1. In a gravitational two body problem with negative energy, both bodies follow similar elliptic orbits with the same orbital period around their common barycenter. Also the relative position of one body with respect to the other follows an elliptic orbit. Examples of elliptic orbits include Hohmann transfer orbits, Molniya orbits, and tundra orbits.
Орбиталық параметрлері
Орбиталық дененің кез келген сәттегі күйі орбиталық дененің орталық дененің қатысындағы орны және жылдамдығымен анықталады, оны үш өлшемді Декарт координаталарымен (орбиталық дененің x, y және z арқылы көрсетілген орны) және орбиталық дененің жылдамдығының ұқсас Декарт компоненттерімен бейнелеуге болады. Бұл алты айнымалының жиынтығы, уақытпен бірге, орбиталық күй векторлары деп аталады. Екі дененің массалары белгілі болса, олар толық орбитаны анықтайды. Бұл 6 еркіндік дәрежесіне ие екі ең жалпы жағдай – эллипстік және гиперболалық орбиталар. Аз еркіндік дәрежесіне ие ерекше жағдайлар – дөңгелек және параболалық орбиталар. Осы параметрлер жиынтығымен эллипстік орбитаны толық бейнелеу үшін кем дегенде алты айнымалы қажет болса, онда кез келген параметрлер жиынтығымен орбитаны бейнелеу үшін де алты айнымалы қажет. Орбиталық элементтер – тағы бір жиі қолданылатын алты параметрлер жиынтығы.
The state of an orbiting body at any given time is defined by the orbiting body's position and velocity with respect to the central body, which can be represented by the three dimensional Cartesian coordinates (position of the orbiting body represented by x, y, and z) and the similar Cartesian components of the orbiting body's velocity. This set of six variables, together with time, are called the orbital state vectors. Given the masses of the two bodies they determine the full orbit. The two most general cases with these 6 degrees of freedom are the elliptic and the hyperbolic orbit. Special cases with fewer degrees of freedom are the circular and parabolic orbit. Because at least six variables are absolutely required to completely represent an elliptic orbit with this set of parameters, then six variables are required to represent an orbit with any set of parameters. Another set of six parameters that are commonly used are the orbital elements.
Күн жүйесі
Күн жүйесінде планеталар, астероидтар, көптеген кометалар және кейбір ғарыш қалдықтары Күнді айнала эллипстік орбиталармен қозғалады. Қатаң айтқанда, екі дене де эллипстің бір фокусының айналасында айналады, бұл фокус ең үлкен массалы денеге жақын орналасқан. Бірақ егер бір дененің массасы екіншісінен әлдеқайда үлкен болса, мысалы, Күн Жерге қатысты, онда фокус үлкен дене ішінде болуы мүмкін, сондықтан кіші дене оны айналып өтеді. Төмендегі кестеде планеталардың, кіші планеталардың және Галлей кометасының перигелийі мен афелийі көрсетілген, бұл олардың эллипстік орбиталарының эксцентриктігінің өзгеруін көрсетеді. Күннен бірдей қашықтықтағы кең жолақтар эксцентриктіктің жоғары деңгейін білдіреді. Жер мен Венераның эксцентриктігі Галлей кометасы мен Эриске қарағанда дерлік нөлге жуық екеніне назар аударыңыз.
In the Solar System, planets, asteroids, most comets, and some pieces of space debris have approximately elliptical orbits around the Sun. Strictly speaking, both bodies revolve around the same focus of the ellipse, the one closer to the more massive body, but when one body is significantly more massive, such as the sun in relation to the earth, the focus may be contained within the larger massing body, and thus the smaller is said to revolve around it. The following chart of the perihelion and aphelion of the planets, dwarf planets, and Halley's Comet demonstrates the variation of the eccentricity of their elliptical orbits. For similar distances from the sun, wider bars denote greater eccentricity. Note the almost zero eccentricity of Earth and Venus compared to the enormous eccentricity of Halley's Comet and Eris.
Радиалды эллипстік траектория
Радиалды траектория екі сызық сегментінен тұруы мүмкін, бұл жартылай кіші осі = 0 және эксцентриситеті = 1 болатын дегенеративті эллипс. Эксцентриситеті 1 болғанымен, бұл параболалық орбита емес. Эллипстік орбиталардың көптеген қасиеттері мен формулалары қолданылады. Дегенмен, орбита жабық бола алмайды. Бұл денелер бір-біріне жанасып, бір-бірінен алыстағанда және қайтадан жанасқанға дейінгі дегенеративті эллипстің бөлігіне сәйкес келетін ашық орбита. Нүктелік массалар жағдайында, сингулярлықтан басталып, осы сингулярлықта аяқталатын толық орбита мүмкін. Бастапқы және соңғы жылдамдықтар қарама-қарсы бағытта шексіз, ал потенциалдық энергия теріс шексіздікке тең. Радиалды эллипстік траектория – кейбір сәтте жылдамдығы нөлге тең болатын екі денелік проблеманың шешімі, мысалы, затты тастағандағы жағдай (ауа кедергісін ескермей).
A radial trajectory can be a double line segment, which is a degenerate ellipse with semi minor axis = 0 and eccentricity = 1. Although the eccentricity is 1, this is not a parabolic orbit. Most properties and formulas of elliptic orbits apply. However, the orbit cannot be closed. It is an open orbit corresponding to the part of the degenerate ellipse from the moment the bodies touch each other and move away from each other until they touch each other again. In the case of point masses one full orbit is possible, starting and ending with a singularity. The velocities at the start and end are infinite in opposite directions and the potential energy is equal to minus infinity. The radial elliptic trajectory is the solution of a two body problem with at some instant zero speed, as in the case of dropping an object (neglecting air resistance).
Тарих
Бабылдықтар Күннің эклиптика бойымен қозғалысы біркелкі емес екенін бірінші болып байқаған, бірақ оның себебін білмеді; қазір бұл Жердің Күнді эллипстік орбитамен айналып өтуінен туындайтыны белгілі, Жер перигелийде Күнге жақын болғанда жылдам, ал афелийде алыс болғанда баяу қозғалады. 17 ғасырда Иоганн Кеплер планеталардың Күнді айналатын орбиталары Күннің бір фокусінде орналасқан эллипс екенін ашты және бұл туралы планеталық қозғалыстың бірінші заңында сипаттады. Кейін Исаак Ньютон мұны жалқы ғаламдық тартылыс заңының салдары ретінде түсіндірді.
The Babylonians were the first to realize that the Sun's motion along the ecliptic was not uniform, though they were unaware of why this was; it is today known that this is due to the Earth moving in an elliptic orbit around the Sun, with the Earth moving faster when it is nearer to the Sun at perihelion and moving slower when it is farther away at aphelion. In the 17th century, Johannes Kepler discovered that the orbits along which the planets travel around the Sun are ellipses with the Sun at one focus, and described this in his first law of planetary motion. Later, Isaac Newton explained this as a corollary of his law of universal gravitation.