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Notazioni varie e velocità di fugaPrima di iniziare, è opportuno stabilire le notazioni per le quantità che verranno considerate. Anche se alcune di esse sono di tipo vettoriale, ne verranno considerate solo le grandezze. Le notazioni in grassetto vengono usate soltanto per evidenziare meglio alcune quantità, ma non indicano mai il carattere vettoriale. Come in precedenza, r1 = 1 UA è la distanza della Terra dal Sole, r2 = 1,523691 UA quella di Marte, e (facendo una certa approssimazione) si assumerà che entrambi i pianeti si muovano su orbite circolari. La velocità V sarà misurata in chilometri al secondo (km/s), e le diverse velocità saranno contrassegnate con un indice. Le lettere v minuscole indicheranno le velocità associate alle orbite attorno alla Terra anziché attorno al Sole. Nella precedente sezione è stata già introdotta la velocità orbitale V0 della Terra attorno al Sole, pari a circa 30 km/s (più precisamente 29,77 km/s), molto più grande di v0 ~ 8 km/s (appross.) richiesta da un satellite per orbitare attorno alla Terra appena al di sopra della superficie (trascurando l'atmosfera!). Nella sezione 21 era stato notato che la velocità di fuga vf da una tale orbita bassa si ottiene moltiplicando v0 per la radice quadrata di 2, pari a 1,41421356.... che approssimeremo qui a 1,414. Si ottiene così
Un tale veicolo spaziale, tuttavia, non è ancora libero di muoversi verso ogni punto nello spazio. La velocità vf lo ha liberato dalla gravità terrestre, ma non dall'attrazione del Sole, attorno al quale continuerà a muoversi in un'orbita simile a quella terrestre, a circa V0 = 30 km/s. La situazione è ora completamente analoga alla fuga da un'orbita bassa attorno alla Terra (solo che ora il costo è più alto!). Per liberarsi da un'orbita circolare attorno al Sole e lasciare il Sistema Solare, l'astronave deve lanciare i suoi razzi a una "seconda velocità di fuga"
Per raggiungere Vf il razzo deve in qualche modo aumentare la sua velocità di ulteriori 12,42 km/s, più di quanto non sia necessario per sfuggire alla gravità della Terra, partendo da uno stato di quiete sulla sua superficie! Per fortuna, esistono dei modi (discussi nella Sezione 35) di sfruttare il moto dei pianeti (o della Luna) per ottenere, almeno in parte, una tale spinta. Altre velocità che entrano nei calcoli sono la velocità V1 con cui l'astronave parte dalle vicinanze della Terra per entrare nell'ellisse di Homann (a una distanza r1 dal Sole), e la velocità V2 con cui raggiunge l'orbita di Marte (a una distanza r2). Inoltre, V3 sarà la velocità di Marte nella sua orbita, assumendo che tale velocità abbia una grandezza costante (cioè assumendo che l'orbita di Marte sia circolare). Se V2 > V3, l'astronave sorpasserà Marte, mentre se V2 < V3 ne sarà sorpassata. |
Equazioni richieste(1) Le leggi di Keplero
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Il disegno qui a fianco mostra l'orbita di Marte (linea continua) e l'ellisse di trasferimento (linea tratteggiata), con raggi (r1, r2) nei punti (perigeo, apogeo), a cui la velocità dell'astronave è (V1, V2). I piccoli segmenti disegnati in queste locazioni rappresentano la distanza percorsa dall'astronave durante il secondo successivo al passaggio per il perigeo o all'apogeo, e, per la definizione di velocità ("distanza percorsa durante un secondo"), queste distanze sono anche uguali a V1 e V2. In realtà, questi segmenti dovrebbero essere un po' incurvati come l'orbita, ma, data la loro piccola lunghezza, si può trascurare la differenza rispetto a segmenti di retta. Completiamo quindi i triangoli lunghi e sottili, che hanno come base queste linee. Notiamo che ciascuno di questi triangoli ha un angolo retto alla sua base, poiché all'apogeo e al perigeo (ma non in altri punti), la linea che va verso il Sole è perpendicolare all'orbita. Al perigeo, l'altezza del triangolo è r1, la lunghezza della sua base è V1, per cui dalla formula dell'area A1 di un triangolo
otteniamo All'apogeo, l'altezza è r2, la base V2, e l'area è
Ciascuno di questi triangoli viene "spazzato" in un secondo, per cui, dalla 2ª legge di Keplero, le loro aree devono essere uguali. Moltiplicando ambo i membri per 2 si ottiene
Indichiamo con un numero questa equazione, per poterci riferire ad essa in seguito. Va notato che questa relazione vale soltanto al perigeo e all'apogeo. Negli altri punti dell'orbita, l'angolo tra il raggio vettore e l'orbita non è 90°, e anche l'area dipende dal suo esatto valore. La terza legge di Keplero era stata già usata per determinare il periodo orbitale. Ne avremo bisogno ancora alla fine.
Nella sezione (12) si è detto che l'energia E di un satellite di massa m in orbita attorno alla Terra, in ogni punto della sua orbita, è
dove r è la distanza del punto dal centro della Terra, V è la velocità del satellite in quel punto, e k è una certa costante, legata all'accelerazione di gravità g. Poiché l'energia E si conserva, l'espressione a secondo membro ha lo stesso valore in qualunque punto dell'orbita. Una relazione simile vale per le orbite attorno al Sole, benché il valore di k sia differente. Possiamo esprimere k in questo caso usando un piccolo trucco, basato sulla velocità di fuga. Come si è notato prima, perché un oggetto in orbita attorno alla Terra possa sfuggire completamente alla gravità del Sole (ma soltanto appena appena!), occorre che abbia una velocità Vf = 1,414...×V0 = 42,42 km/s. Sia E0 l'energia di un tale oggetto. Allora, poiché
otteniamo (per un'orbita attorno alla Terra) Poiché possiede esattamente la velocità di fuga, se aspettiamo per un tempo lunghissimo, questo oggetto arriverà estremamente lontano dalla Terra, e, avendo praticamente esaurito tutta la sua energia cinetica, la sua velocità sarà molto prossima allo zero. Allora entrambi i termini a secondo membro dell'equazione (2) tenderanno a zero, per cui
Pertanto si ha
Dividendo per m e spostando il termine negativo Vf a secondo membro
da cui si può ricavare il valore di k
Un po' di calcoliRitorniamo ora alla nostra astronave nella sua orbita di trasferimento verso Marte. La sua energia deve essere la stessa al perigeo P e all'apogeo A, per cui, dall'equazione (2)
Dividendo ambo i membri per m ("eliminando m") e moltiplicandoli per 2
Spostando alcuni termini (aggiungendo opportune quantità ad entrambi i membri) e sostituendovi il valore di k della (3), si ottiene
  = 2 V02 (1 – (r1/r2))   (4)   A questo punto è opportuno fermarci un momento per avere una visione più ampia. Abbiamo ora due -- e soltanto due -- quantità incognite, V1 e V2 , ed abbiamo anche due equazioni separate che le contengono, indicate con i numeri (1) e (4). In matematica, in generale, due equazioni sono sufficienti per trovare due incognite. Non è una garanzia assoluta, ma usualmente due equazioni vanno bene, e in questo caso è così.
Come primo passo, usiamo l'equazione (1) per esprimere V2 :
Elevando a quadrato Sostituendo questa espressione a primo membro della (4)
= V12 (r22 – r12) / r22 Questo può essere posto uguale al secondo membro della (4), e quindi abbiamo già un'equazione per il punto 2 della "ricetta" -- una sola equazione in una sola incognita, cioè V1. Ma invece di procedere in modo troppo affrettato, è opportuno separare il maggior numero possibile di fattori. Forse qualcosa si potrà semplificare! Da una ben nota identità (ved. anche "Identità")
si ha Conserviamo l'equazione (6) per un uso futuro e consideriamo il secondo membro della (4). Possiamo introdurvi un denominatore comune r2: Per la (4), le espressioni (6) e (7) sono uguali:
Il nostro trucchetto ha funzionato: ora entrambi i membri possono essere divisi per (r2- r1), si può eliminare quel termine e moltiplicare poi entrambi i membri per r2 , ottenendo una ulteriore semplificazione. Se fossimo andati troppo di fretta poco fa, le nostre espressioni sarebbero state molto più complicate! Quello che resta è
Moltiplicando per r2, e dividendo per (r2 + r1), la quantità incognita resta isolata -- è al quadrato ma questo non importa:
A questo punto sostituiamo i valori numerici:
da cui Possiamo estrarre la radice quadrata da entrambi i membri (una delle prime regole algebriche) e quindi
e questo mostra che dobbiamo aggiungere soltanto 2,966 km/s, appena meno di 3 km/s pari al 10% della velocità orbitale. L'arrivo vicino a MarteLa velocità V2 con cui l'astronave arriva nelle vicinanze di Marte si ricava dalla (5)
L'astronave ha ceduto un po' della sua energia cinetica per contrastare l'attrazione solare e spostarsi più lontano dal Sole. La questione importante è ora di confrontare questa velocità con quella V3 di Marte sulla sua orbita. Per ricavare una velocità in km/s, le distanze devono essere espresse in chilometri e i tempi in secondi, ma "a beneficio dei principianti", suddividiamo il calcolo, evitando i numeri grandi e la notazione scientifica. Iniziamo con la 3ª legge di Keplero per orbite circolari, con la distanza r espressa in UA e il periodo orbitale T espresso in anni. Come si è visto nella precedente sezione (e anche nella sezione 10), con queste unità
Per Marte: r = 1,523691 T2 = (1,523691)3 = 3,53745
Usiamo il valore numerico classico 1,8822 (poiché qui avavamo fatto alcune approssimazioni) e assumiamo 365,25 giorni per l'anno (giuliano). Si ha quindi:
Durante questo tempo l'astronave percorre
Dividendo per T, si ottiene Ogni giorno ha (24)(3600) = 86400 secondi, per cui il tratto di orbita percorso da Marte ogni secondo è La "distanza-per-secondo" non è altro che la definizione di velocità. Pertanto
Confrontandola con vediamo che è Marte quello che si muove più rapidamente, e sorpasserà l'astronave. Per accordare la sua velocità con quella di Marte, l'astronave dovrà generare una ulteriore spinta di 2,545 km/s. |
Il prossimo argomento: #21d. Il volo verso Marte: il viaggio di ritorno
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Autore e Curatore: Dr. David P. Stern
Ci si può rivolgere al Dr. Stern per posta elettronica (in inglese,
per favore!):
stargaze("chiocciola")phy6.org
Traduzione in lingua italiana di Giuliano Pinto
Aggiornato al 21 Ottobre 2005