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Las Orbitas
Orbitas de planetas
Orbitas de planetas
Orbitas de planetas
Orbitas de planetas
Orbitas de planetas
Orbitas de sátelites
Las orbitas de los satélites
Low Earth Orbit (LEO) ~ 400 km v= 8km/s T=90 minutes
Polar Orbits(passing through the poles) ~ 1000 km T= 100 minutes
Órbita Geosíncrona: R= 36,000 km (desde la superficie de la Tierra)
V=3 km/s
Transfer Orbits: Usadas para transferir un satélite de una órbita a
otra.
Resonances in the Solar System
Spin Resonance
Moon: t_spin / t_rev = 1/1
Mercurio: t_spin / t_rev = 2/3
Resonancia Orbital:
Periodo de las lunas de Jupiter
Io:Europa:Ganymede = 1:2:4
Orbitas de tres cuerpos
Puntos de Lagrange
En un sistema de referencia giratorio
que rota con el mimo período que los
cuerpos grandes, hay 3 puntos en la
linea que conecta los dos cuerpos
primarios, donde el potencial efectivo
es zero.
Si la taza de masa excede 24.96 hay 2
mas puntos en lugares que precede y
demora la segunda masa.
Orbitas de tres cuerpos
Lagrange points
Los puntos L4 y L5 se llaman ”Puntos
de Trojan” con el punto L4, que precede
Campamiento Griego y L5
Campamiento Trojano
Estos puntos son preferidos para las
satélites artificiales.
La estabiliad de las orbitas es variable y
depende de las ”órbitas Lissajous”
Orbitas de tres cuerpos
“Asteroides de Trojan” del
Sol-Júpiter L-puntos.
Orbitas de tres cuerpos
Puntos de Lagrange:
Tierra-Sol:
L1 Satélite SOHO, para observar el Sol
L2 Satélites WMAP, HERSCHEL, PLANCK, que
necesitan un lugar más frio.
Tierra-Luna:
L1 puede ser usado como punto intermedio en el
viaje a la Luna
Orbitas de tres cuerpos
Red Inter-planetaria de Transportación (ITN):
Un conjunto de órbitas que conecta diferentes puntos en el sistema solar,
que necesita zero o un poco de energia para trasferir los satélites desde
una órbita o otra (calculado por Belburno)
Uso:
Hitten: Sátelite de ISAS de Japon, para alcanzar la Luna, 1991
Genesis: NASA, desde L1 a L2 y regrasa a la Tierra
SMART-1: ESA Satélite SOHO, para observar el Sol
L2 Satélites WMAP, HERSCHEL, PLANCK, que
necesitan un lugar más frio.
Tierra-Luna:
L1 puede ser usado como punto intermedio en el viaje a la Luna
Orbitas de tres cuerpos
Red Inter-planetaria de Transportación (ITN):
Consecuencias observacionales de la teoria Heliocentrico
La Paralaje
Rotación de la Tierra
Stellar aberration
La Paralaje
La desviación angular de la posición aparente de un objeto desde
dos puntos distintos separadas por una línea de base
La distancia a un estrella que tiene una paralaje de 1 segundo de
arco por una línea de base de 1UA se define como 1 parsec
Por eso la distancia a una estrella con paralaje de X segundos
de arcos = 1/X parsec
Medición de UA
Por la paralaje de Venus al tiempo de transito.
Técnica de radar:
Transmitir un pulso de radiación y medir el tiempo lapso entre
los pulsos transmitido y recibido.
Usando esta técnica con Venus, la Unidad Astronómica fue
medio como 1.49E8 km
Rotación de la Tierra
Péndulo de Foucault :
(Leon Foucault 1851)
(Fuerza de Coriolis en un sistema de referencia giratorio)
Aberración Estelar
La diferencia entre la posición observada de una estrella y la posición real, por la
velocidad del observador perpendicular a la dirección de la estrella.
Velocidad promedio de la Tierra 30 km/s, la aberración = 21 segundo de arco
Estimacion de la velocidad de la luz
Velocidad de la luz
La conjunción del satélite Io del Júpiter retardaba/adelantaba depende de la
ubicación de la Tierra en su órbita, que Romer y Huygens interpretaron como, el
tiempo la luz toma para viajar la distancia adicional viajada por la Tierra.
Usando la observación la velociad de la luz fue calculada como 2.2E5 km/s.
Pero usando la aberración estelar, Bradley calculó como 2.9E5 km/s.