Траектория к звездам

По направлению к этой системе движется тело С небольшой массы по траектории СО. Траектория рассчитана так, что тело С подходит близко к звезде В в тот момент, когда эта звезда движется навстречу телу С. Тогда тело С совершит оборот вокруг звезды и далее будет двигаться с увеличенной скоростью. От этого маневра получится почти такой же эффект, как от упругого столкновения тела С со звездой В скорость тела С будет приблизительно равна Ъ. Источником энергии при таком маневре является гравитационный потенциал тел А и В. Если тело С-космический аппарат, то он таким образом получает для дальнейшего полета энергию от поля тяжести за счет взаимного притяжения двух звезд. Таким образом, возможен разгон КА до скорости в тысячи километров в секунду. [c.119]

Но если нужно отправить космический зонд к звезде, находящейся в плоскости, сколько-нибудь наклоненной к плоскости эклиптики, то для этого потребуется большая стартовая скорость. Так, например, если угол наклона доходит до 20 , то минимальная стартовая скорость возрастает до 20,7 км сек. По мере увеличения наклона плоскостей минимальная стартовая скорость для отлета в бесконечность становится все больше и больше, и когда угол наклона достигает 45°, эта скорость составляет уже 31,8 км сек (четвертая космическая скорость). При еще большем наклоне плоскости параболической траектории четвертая космическая скорость, естественно, уже недостаточна. Наконец, для полета по параболической траектории в плоскости, перпендикулярной к земной орбите, требуется пятая космическая скорость, составляющая 52,8 км сек. С помощью этой скорости может быть достигнута любая точка в плоскости, перпендикулярной к орбите Земли. А поскольку наша планета обращается вокруг Солнца, то в течение полугода эта плоскость пересекает все звезды на небосводе. Таким образом, при выжидании момента старта до полугода любая звезда Вселенной может быть достигнута с помощью пятой космической скорости. Можно также отправиться к любой звезде в произвольный момент, но в таком случае стартовую скорость придется иногда увеличить до шестой космической скорости, равной 72,7 км сек. [c.235]

То обстоятельство, что имеет место закон площадей для проекции движения на плоскость, проведенную через звезду Е перпендикулярно к радиусу ТЕ, соединяющему Землю со звездой, показывает (п. 208), что сила, действующая на звезду-спутник, постоянно пересекает прямую ТЕ. Так как это справедливо для всех двойных звезд и так как положение, занимаемое в пространстве Землей, никак не связано е двойными звездами, то естественно допустить, что сила, действующая на звезду-спутник, постоянно пересекает главную звезду Е. Так как сила центральная, то траектория будет плоско и так как ее проекция — эллипс, то она сама является эллипсом. В таком случае можно попытаться дать себе отчет и а природе силы, вызывающей это движение. Так как на каждую звезду-спутник действует сила, направленная к главной звезде и заставляющая звезду-спутник описывать эллипс, то закон этой силы, очевидно, таков, что движение спутника по коническому сечению, не зависит от того, каковы были начальные условия дви> е-ния спутника. Для нахождения этой силы необходимо решить следующую задачу. [c.343]

Из наблюдений за сгорающими в атмосфере метеорами ( падающие звезды ) известно, что их траектории мало отличаются от прямых линий и, следовательно, влияние силы тяжести на закон движения метеора пренебрежимо мало по сравнению с силой аэродинамического сопротивления. При такой схематизации мы приходим к простой задаче динамики точки. Если принять экспоненциальный закон изменения плотности атмосферы и постоянство аэродинамического коэффициента сопротивления, то мы получаем простую, решаемую Б квадратурах задачу, исследование которой позволяет разъяснять любознательным студентам многие вопросы входа объектов в [c.29]

Приближенная методика может привести к ошибочному выводу и тогда, когда точка Р долго движется вне сферы действия меньшей звезды, но вблизи от этой сферы действия. На расстояниях от границы сферы действия того же порядка, что и радиус сферы действия, на траектории точки Р еще достаточно сильно будет сказываться влияние меньшей звезды. [c.212]

Орбитальное движение Земли приводит также к явлению звездной аберрации, которое было открыто Брэдли (1725—1728). Б своих наблюдениях он пытался обнаружить годичный параллакс, т. е. кажущуюся траекторию, которую описывает проекция звезды на небесный свод из-за изменения положения наблюдателя при движении Земли по орбите (рис. 8.1, а). В общем случае такая траектория должна быть эллипсом, вырождающимся в окружность для звезды, расположенной вблизи полюса эклиптики (как на рис. 8.1, а), или в отрезок прямой для звезды, лежащей в плоскости эклиптики. Брэдли нашел, что звезда действительно описывает эллипс, большая ось которого равна 41", однако направление углового отклонения звезды совершенно иное, чем должно быть при параллаксе (рис. 8.1,6) когда Земля находится в точке А, ее наблюдаемое положение смещено не в точку Л , а в точку Лг, т. е. отклонение происходит в направлении движения Земли. Кроме того, отклонение не зависит от расстояния до звезды и значительно больше, чем параллактическое смещение даже ближайших звезд. Существование параллакса неподвижных звезд было твердо установлено Бесселем лишь сто лет спустя. [c.393]

Из наблюдений за сгорающими в атмосфере метеорами ( падающие звезды ) известно, что их траектории мало отличаются от прямых линий и, следовательно, влияние силы тяжести на закон движения метеора пренебрежимо мало по сравнению с силой аэродинамического сопротивления. Мы приходим при такой схематизации к простой задаче динамики точки. Если допустить экспоненциальный закон изменения плотности атмосферы и постоянство аэродинамического коэффициента сопротивления, то мы получаем простую, решаемую е квадратурах задачу, исследование которой позволяет разъяснить любознательным студентам многие вопросы входа объектов в атмосферу Земли (в частности, рассчитать максимальную перегрузку и определить законы изменения высоты и скорости объекта). [c.11]

Заметим прежде всего, что мы наблюдаем не истинную траекторию относительного движения, а ее ортогональную проекцию на плоскость, перпендикулярную к прямой соединяющей землю Т с главной звездой 5. Наблюдения показали, что главная звезда не находится ни в центре, ни в фокусе наблюдаемой траектории. [c.286]

Действительно, при оптимальной коррекции, в зависимости от исправляемых ошибок, корректирующий импульс моя ет быть направлен в пространстве любым образом. Это означает, что у космического аппарата должна быть предусмотрена соответствующая система ориентации, имеющая по меньшей мере две степени свободы относительно неподвижных звезд. Более простой является система ориентации, имеющая лишь одну степень свободы и допускающая вращение космического аппарата вокруг некоторой оси. Ось вращения при этом может быть направлена на какое-либо яркое светило, например, на Солнце, а корректирующий импульс может располагаться в плоскости, перпендикулярной к этому направлению. Коррекция в этом случае может быть названа двухкомпонентной, так как имеются только две свободные компоненты корректирующего импульса, исправляющие не более двух независимых параметров траектории. [c.313]

Третья теория представляется наиболее предпочтительной из всех. Согласно ей, в общем поле звезд две звезды могут оказаться на орбитах друг относительно друга при тесном сближении. Мы уже видели, что космический корабль, приближающейся к планете по гиперболической траектории, затем удаляется от нее (при наличии положительной энергии) по другой ветви гиперболы. Для того чтобы быть захваченным планетой, корабль должен потерять избыток кинетической энергии. Для этой цели на корабле используется ракетный двигатель в случае [c.475]

Для определения формы траектории необходимо еще определить величину мгновенной угловой скорости. С этой целью нужно наблюдать изменение с течением времени наклонения солнечных лучей по отношению к прибору, подвешенному на кардане и удерживаемому в определенном положении относительно звезд с помощью гироскопов. (Для того чтобы избежать вращения самого корабля, необходимо предусмотреть компенсирующие гироскопы, вращающиеся в противоположном направлении.) Обозначив через и Гз (рис. 30) последовательные расстояния от Солнца, измеренные с помощью термометра, и через а — угол, образуемый двумя лучами, измеренный гироскопическим прибором С, найдем, что расстояние между двумя рассматриваемыми положениями аппарата будет равно [c.97]

Теоретический интерес представляют минимальные скорости, необходимые для достижения звезд. Любая звезда на небосводе может быть достигнута космическим аппаратом, летящим вдоль параболической траектории, с Солнцем в фокусе. Если улететь в направлении орбитального движения Земли с третьей космической скоростью, космический аппарат будет двигаться вдоль ветви параболы, лежащей в плоскости эклиптики. Вследствие же движения Земли по своей орбите в каждый момент можно улететь по иной ветви параболы и в течение года подобрать такую траекторию, которая ведет к любой звезде, лежащей в упомянутой плоскости. [c.235]

На траектории полета к Земле экипаж производил навигационные расчеты по звездам. Луне, земным ориентирам, проводил испытание радиосвязи с Землей и контрольные испытания [c.122]

Существенной особенностью содержания кинематики служит то, что движения тел происходят в системах координат (системах отсчета), движущихся друг по отношению к другу. В кинематике переход от одной системы координат к другой, движущейся по отношению к первой, приобретает самостоятельное II важное значение. Это служит основанием теории относительных движений, в которой устанавливаются связи между кинематическими характеристиками движений (траекториями, скоростями II ускорениями) в двух произвольно движущихся друг по отношению к другу системах координат. В этой теории одна какая-то координатная система принимается условно за абсолютно неподвижную , а другие — за движущиеся по отношению к ней относительные системы координат. В отличие от динамики, абсолютная неподвижность какой-то одной, положенной в основу рассуждений системы отсчета не имеет объективного значения. Только в динамике стремление к установлению такой абсолютно неподвижной системы приобретает смысл. Так, среди всех возможных систем координат выделяют гелпо-центрическую систему с центром в Солнце, а осями координат, ориентированными на так называемые неподвижные звезды. В динамике рассматриваются также инерциальные , или галилеевы , системы координат, движущиеся поступательно, прямолинейно и равномерно по отношению к системе, выбранной за абсолютно неподвижную , а следовательно, и друг по отношению к другу. [c.143]

Период обращения спутника по круговой орбите Т = Например, для рассчитанного выше случая, когда == 6,7-10 /ш и = 7,8 кмкек, период Т 91 Спутник движется по орбите, в плоскости которой лежит центр Земли (в одном из фокусов эллипса). Поэтому сила тяготения, действующая на спутник и направленная к центру Земли, также лежит в плоскости орбиты и не может изменить положения этой плоскости относительно Солнца и звезд. Дело здесь обстоит так же, как и с плоскостью качании маятника Фуко, установленного на полюсе ( 27). Плоскость орбиты сохраняет неизменным свое положение относительно Солнца и звезд, а Земля вращается под нею вокруг своей оси ). Если за один оборот Земли вокруг своей оси спутник делает много оборотов по своей орбите, то траектория спутника относительно Земли представляет собой ряд витков , сдвинутых по экватору на тот угол, на который Земля успевает повернуться за один оборот спутника. Угол, который образуют вптки с экватором, зависит от угла между плоскостью орбиты и осью Земли (который можно считать неизменным, поскольку можно счи1ать, что плоскость орбиты сохраняет свое положение относительно Солнца и звезд), [c.330]

Но этого еще недостаточно для того, чтобы привести доступные нам эксперименты к той схематической простоте, которая позволила бы выяснить характеристические свойства, присущие понятию о силе. Все тела обладают известным протяжением) мы видели при изучении кинематики, что даже в частном случае движения твердой системы кинематические элементы (скорости, ускорения, траектории) отдельных точек, вообще говоря, отличаются друг от друга. Поскольку мы здесь предполагаем сделать общие индуктивные выводы о характере. сил путем анализа их динамического эффекта, совершенно ясно, что указанное многообразие одновременных кинематических особенностей неизбежно должно маскировать явления и даже отвлекать наше внимание от возможного схематического изображения всего процесса в целом. Чтобы элиминировать. это многообразие усложняющих обстоятельств, целесообразно ограничиться сначала телами настолько малыми (по сравнению с размерами области, в которой происходит движение), чтобы положение тела можно было определить без значительной погрешности геометрической точкой. 13сякое тело, рассматриваемое о этой точки зрения, принято называть материальной точкой. Это название не только не противоречит нашим наглядным представлепяям о конкретных явлениях, но, как было уже указано в кинематике (II, рубр. 1), соответствует уже установившимся взглядам так, например, положение судна на море обыкновенно определяют долготой и широтой места но в действительности эти координаты определяют только одну геометрическую точку на земной поверхности, которую мы отолсествляем с нашим судном в силу его незначительных размеров по сравнению с размерами земли точно так же, чтобы привести пример, еще лучше соответствующий приведенному выше определению, мы изображаем все звезды точками на небесной сфере, хорошо зная, как велики их размеры по сравнению с телами на земле. [c.300]

Кроме того, ньютонова теория неприменима и к расчёч у движения частиц даже в слабом поле Т., удовлетворяющем условию (4), если частицы, пролетающие вблизи массивных тел, уже вдали от этих тел имели скорость, сравнимую со скоростью света. В частности, теория Ньютона неприменима для расчёта траектории свега в поле Т, Наконец, теория Ньютона не используется при расчётах переменного поля Т., создаваемого движущимися ге.шми (напр., двойными звёздами) на расстояниях г>>. = ( т, где т — характерное время движения в системе (напр., период обращения в системе двойной звезды). Действительно, согласно ньютоновой теории, поле Т. на любом расстоянии от системы определяется положением масс в тот же момент времени, в к-рый определяется поле. Это означает, что при движении тел в системе изменения гравитац. поля, связанные с перемещением тед, мгновенно передаются на любое расстояние г. Но, согласно спец. теории относительности, изменение поля не может распространят ься со скоростью, больщей с. [c.189]

Двия ение планет Евдокс объясняет с помощью четырех сфер. Внешняя сфера, совершающая, как и в случае Луны, одно движение, совпадающее с суточным движением неподвижных звезд, служит для объяснения суточного движения планет. Вторая сфера, участвуя в движении первой, совершает оборот вокруг полюсов эклиптики за время, равное периоду обращения планеты. Вращения третьей и четвертой сфер служат для объяснения прямого и возвратного движений планет. Третье вращение, полюсами которого служат две неподвижные точки на эклиптике, совершается перпендикулярно ей. Плоскость четвертого вращения наклонена к плоскости третьего. В результате этих двух движений траектория планеты [c.38]

Пример 2. Движение тел Солнечной системы в неподвижной системе координат. Пренебрегая притяжением далеких звезд, нашу Солнечную систему можно считать изолированной, т. е. считать, что на тела Солнечной системы действуют только внутренние силы. По второму следствию теоремы о движении центра масс центр масс Солнечной системы, расположенный вблизи центра Солнца, находится в покое или двигается прямолинейно и рав- номерно. Наблюдения показывают, что он перемещается со скоростью 20 км/сек к некоторой точке небесной сферы, расположенной вблизи звезды Веги и называемой апексом. Таким образом, движение планет Солнечной системы является сложным их траектории относительно системы отсчета, связанной с центром масс Солнечной системы, — эллипсы (если пренебречь силами взаимного тяготения планет), а траектории относительно далеких звезд — пространственнее эллиптические спирали. [c.186]

Укажем, однако, один факт, которого закон всемирного тяготения не смог объяснить. В 1845 г. Леверрье обнаружил, что перигелий Меркурия (т. е. точка траектории, ближайшая к Солнцу), перемещается относительно неподвижных звезд это перемещение составляет 42,6 угловых секунды за 100 лет (аналогичное перемещение для перигелия Земли составляет 4 секунды за 100 лет). Для объяснения этого перемещения перигелия Меркурия было внесено предложение — в знаменателе формулы (2.25), выражающей закон всемирного тяготения, поставить вместо показателя 2 показатель 2,00000015 — однако тогда для всех планет, кроме Меркурия, получилось бы расхождение между наблюдаемыми и вычисленными движениями. [c.58]

Чтобы найти, например, таким методом отклонение падающей точки благодаря вращению Земли, мы вводим инерциальную систему отсчета с началом в центре Земли, причем оси этой системы направлены на три неподвижные звезды движение точки относительно этой системы происходит под действием ньютони-анского притяжения к центру Земли, причем известно начальное положение точки и ее начальная скорость Уо = (i + ft) со os ф. Зная силу и начальные условия, находим эллиптическую траекторию у нашей точки, закон движения по этой траектории ) и точку пересечения М2 этой последней с поверхностью земного шара после этого легко найти точные формулы для искомых отклонений точки М2 от точки Mi на Земле, находившейся в начальный момент времени на одной вертикали с точкой Л1 ). [c.121]

АСТРОИДА (от греч. а51гоп — звезда). Кривая, имеющая вид четырехконечной звезды относится к гипоциклоидам. Образуется как траектория точки окружности ра- [c.11]

Другой случай ограниченности выбора корректирующих импульсов характерен для такой системы ориентации, которая обеспечивает свободу поворота вокруг некоторой оси, направленной на какую-нибудь яркую звезду или Солнце. Эта система ориентации также технически достаточно проста, но теперь корректирующий импульс может лишь располагаться в плоскости, перпендикулярной к направлению на светило, или, во всяком случае, обязан образовывать с этим направлением заданный угол (двигатель жестко скреплен с космическим аппаратом). Несмотря на указанную ограниченность, двухразовая коррекция при такой системе ориентации позволяет изменить три параметра траектории. При полетах к внешним планетам существуют участки траектории, где подобная коррекция дает не худшие результаты, чем коррекция, обладающая полной свободой выбора направления импульса [4.23]. [c.340]

Если длительное время наблюдать за Солнцем, то можно обнаружить, что оно помимо видимого суточного движения вокруг Земли совершает также движение среди звезд в восточном направлении (в направлении увеличения прямого восхождения) со скоростью около Г в сутки, возвращаясь в свое исходное положение через один год. Траектория этого движения представляет собой больпюи круг, называемый эклиптикой, который лежит в плоскости орбиты Землн вокруг Солнца, от большой круг является основной плоскостью эклиптической системы координат. Он пересекает небесный экватор в точках весеннего (Т) и осеннего (г г) равноденствий под углом 23 27, который обычно обозначается и называется наклонением эклиптики. Полюс эклиптики К отстоит На такой же угол от северного полюса мира. [c.37]

Вероятность столкновения с астероидом или метеоритом в значительной мере зависит от того, какая траектория будет выбрана для полета космического корабля в мировое пространство. Большие скопления падающих звезд (Леониды, Персеиды и т. д.) и множество астероидов можно избежать благодаря значительному накоплению их пути к эклиптике, намного отличающемуся от наклонения траектории корабля, совершающего путь к планетам. Нетрудно также избегнуть столкновения и с другими небесными телами, пути движения которых нам известны. Однако в мировом пространстве [c.194]

К косвенным методам относятся наблюдения за полярными сияниями (включая спектральный анализ полярных сияний), за свечением ночного неба, за траекториями метеоров, за распространением радиоволн (в том числе радиоволн, излучаемых Солнцем, звездами и туманностями), за распространением атмосфериков и звукометрические измерения. [c.184]

Притр 2. Движение тел Солнечной системы в неподвижной си стеме координат. Пренебрегая притяжением далеких звезд, наш Солнечную систему можно считать изолированной, т. е. считать, чт на тела Солнечной системы действуют только внутренние силы По второму следствию теоремы о движении центра масс центр мае Солнечной системы, расположенный вблизи центра Солнца, нахо дится в покое или двигается прямолинейно и равномерно. Паблюд ння показывают, что он перемещается со скоростью 20 км/с к нек торой точке небесной сферы, расположенной вблизи звезды Вег н называемой апексом. Таким образом, движение плаиет Солнечно системы является сложным нх траектории относительно систем [c.396]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...