Disciplina : Física
Professor : Felipe
Turma : 1º Ano
Grupo : Christian Monteiro
Clayce
Bernardo
Herlanny Santana
Sara
Araujo
Paula
Manuella
O movimento dos corpos celestes ao redor das estrelas é dado
pela lei da gravitação universal, em que o campo gravitacional da estrela atrai
os demais corpos celestes. O mesmo ocorre com os satélites planetários: o campo
gravitacional do sol e do planeta faz o satélite o orbitar.
Órbitas planetárias
Conforme a primeira lei de Kepler, as orbitas dos
planetas e dos satélites não são perfeitamente circulares. Elas apresentam
excentricidade, e sua trajetória aproxima-se a formatos elípticos. Além disso,
as estrelas não se localizam exatamente no centro da órbita. Dá-se o nome de
afélio ao ponto em que o planeta está mais distante do sol, e periélio ao ponto
onde o planeta está mais próximo ao sol. As órbitas também podem ter
inclinação, o que dá origem a diferentes temperaturas no decorrer do ano
planetário, em diferentes hemisférios. Em uma órbita perfeitamente circular, o
deslocamento de um corpo celeste durante um ano astral é dado pela seguinte
equação:
Na qual:
• S é o
deslocamento;
• r é o
raio da órbita.
Equação básica
As três equações que representam o movimento dos corpos
celestes, são baseadas em uma equação básica. Nesta, considera-se que a órbita
dos corpos celestes é circularmente perfeita, e que somente a força da estrela
define o movimento.
Ao mesmo tempo em que a estrala atrai o planeta para
perto de si, o planeta faz uma força repulsória. No caso dos satélites, os
planetas os atraem. Já em um corpo celeste de órbita perturbada, este somente
terá uma órbita imutável quando a força resultante for zero. Assim:
Velocidade
A velocidade que um corpo celeste segue em sua trajetória
ao redor do sol ou de um planeta é variável. A segunda lei de Kepler descreve a
velocidade. A velocidade média de um corpo celeste, que tenha sua órbita
perfeitamente circular, é dada pela resultante das forças:
Então:
Eliminado-se as mesmas variáveis:
Logo,
Em que:
• v é a
velocidade, em metros por segundo;
• G é a
constante gravitacional, igual a 6,67 x 10-11;
• M é a
massa da estrela, em quilogramas;
• r é o
raio da órbita, em metros;
Observe que, em planetas de um mesmo sistema, o que
define a velocidade é o raio entre o plaenta e a estrela.
Energia cinética
A energia cinética pode ser descoberta:
Como
Então
Assim,
Período sinódico
Em um corpo celeste qualquer, o período sinódico (ou de
revolução) é igual a um ano astral. Um ano equivale a uma volta completa de um
planeta ao redor da estrela, ou de um satélite ao redor do planeta. O período
orbital é descrito na terceira lei de Kepler. Em um corpo celeste que tenha sua
órbita perfeitamente circular, o tempo de um ano é dado por:
Substituindo-se:
Logo,
Então:
Onde:
• t é o
tempo em segundos;
• r é o
raio da órbita, em metros;
• G é a
constante gravitacional, igual a 6,67 x 10-11;
• M é a
massa da estrela, em quilogramas.