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Notación y velocidades de escapeAntes de comenzar, ayudará establecer una notación para las cantidades usadas aquí. Aún cuand algunas de ellas son vectores, solamente sus magnitudes serán utilizadas. Negrita es solamente utilizada para acentuar, nunca para indicar el carácter del vector. Como antes, r1 = 1 AU es la distancia de la Tierra desde el Sol, r2 = 1.523691 AU la de Marte, y (como aproximación) se asume que ambos planetas se mueven en círculos. Velocidad V será medida en kilómetros por segundo (km/s), y diferentes velocidades son identificadas con subíndices. Minúscula v identifica velocidades asociadas con órbitas alrededor de la Tierra antes que alrededor del Sol. La sección anterior también
introdujo
la velocidad órbital V0 de la tierra
alrededor
del Sol, alcanzando alrededor de 30 km/s (más precisamente, 29.77 km/s), mucho mayor que v0 ~ 8 km/s (aprox.) requerida por un satélite para rodear la Tierra sobre su superficie
(ignorando la atmósfera).En la sección #21 notamos que la velocidad de escape ve desde una órbita tan baja es obtenida multiplicando v0 por la raíz cuadrada de 2, igual a 1.41421356.... aproximada aquí en 1.414. Esto dá
Tal astronave, sin embargo, aún no es libre de moverse a cualquier punto en el espacio. La velocidad ve ha obtenido su libertad de la gravedad Terrestre, pero no libertad de la atracción del Sol, alrededor del cual continúa moviéndose en una órbita similar a la de la Tierra, a V0 =30 km/s . La situación ahora es completamente análoga a escapar de una órbita de baja altitud (solo que el costo es mayor!) Para liberarse de una órbita circular alrededor del sol y abandonar el sistema solar, la nave espacial necesita expandir su velocidad a una "segunda velocidad de escape".
Para alcanzar Ve ésta debe de alguna manera incrementar su velocidad en 12.42 km/s adicionales--más de lo que se necesita para escapar de la gravedad de la Tierra, comenzando desde el resto de la superficie! Afortunadamente, existen maneras (tratadas en la Sección #35) de hacer que el movimiento de los planetas (o de la Luna) provean parte de este impulso. Otras velocidades que entran en el cálculo son la velocidad V1 con la cual la nave espacial parte desde cerca de la Tierra y entra a la elipse de Hohmann (distancia r1 desde el Sol), y la velocidad V2 con la cual ésta alcanza la órbita de Marte (distancia r2). Además, V3 será la velocidad de Marte en su órbita, asumiendo que ésta tiene una magnitud constante (i.e asumiendo que la órbita de Marte es circular). Si V2 > V3, la nave espacial sobrepasa a Marte, mientras que con V2 < V3 ésta está siendo sobrepasada. |
Ecuaciónes requeridas(1) Ley de Kepler
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El dibujo aquí muestra la órbita de Marte (sólida) y la elipse de translado (línea partida), con radios (r1, r2) a los puntos (perigeo, apogeo), en los cuales la velocidad de la nave espacial es (V1, V2). Los segmentos cortos dibujados en esas posiciones representan la distancia cubierta por la nave espacial en el siguiente segundo después de pasar perigeo o apogeo, y por la definición de velocidad ("distancia por segundo") ellos también igualan a V1 y V2. En realidad, esos segmentos deberían ser curvos como la órbita, pero siendo tan cortos, difieren en forma insignificante de las líneas rectas. Completamos entonces los triángulos largos y delgados, que tienen como base esas líneas. Note que cada uno de estos triángulos tiene un ángulo recto en la parte inferior, porque en el apogeo y perigeo (y en ningún otro lugar), la línea del Sol es perpendicular a la órbita. En el perigeo, la altura del triángulo es r1, la longitud de su base es V1, entonces por la ecuación para el área A1 de un triángulo
obtenemos En el apogeo, la altura es r2, la base V2, y el área es Cada uno de estos triángulos es barrido en un segundo, entonces, por la segunda ley de Kepler sus áreas pueden ser establecidas como iguales. Multiplicando amboslados de esa equivalencia por 2 productos
La ecuación es numerada para ayudar a referirnos a ella mas tarde. Por favor note que la relación solamente de la órbita, el ángulo entre el radio y la órbita no es 900, y el área también depende de su exacto valor. La tercera ley de Kepler ya fué usada para determinar el periodo órbital. La necesitaremos nuevamente al final. (2) La Ecuación de La Energía En la sección #12 fué establecido que la energía E de un satélite de masa m órbitando la Tierra, en cualquier punto de su órbita, es
donde r es la distancia del punto desde el centro de la Tierra, V es la velocidad del satélite en ese punto, y k es alguna constante relacionada con la aceleración gravitacional g. Debido a que la energía E es conservada , la expresión de la derecha tiene el mismo valor en cualquier lugar de la órbita. . Una relación similar se mantiene para órbitas alrededor del Sol, aunque el valor de k es diferente. Podemos expresar k en ese caso usando un simple truco, basado en la velocidad de escape. Como notamos anteriormente, para que un objeto en la órbita terrestre escape completamente de la órbita del Sol (solo apenas!), necesita una velocidad Ve = 1.414..V0 = 42.42 km/s. Sea E0 la energía de tal objeto. Entonces si
Debido a que éste tiene velocidad de
escape,
si esperamos un largo, largo tiempo, este objeto estará
extremadamente
lejos de la Tierra, y, habiendo agotado
prácticamente
toda
su energía, su velocidad será muy
cercana
a cero.
Entonces ambos términos del lado derecho de la
ecuación
(2) tienden a cero, sugiriendo
Entonces tenemos
Dividiendo por m y cambiando el término negativo Ve a la derecha
por lo cual el valor de k
podría ser
escrito
CalculosVolviendo ahora a la nave espacial en la órbita de transferencia de Marte, su energía debería ser la misma en el perigeo P y en el apogeo A, entonces por la ecuación (2)
Dividimos ambos lados por m ("cancela m") y multiplicamos ambos lados por 2
Transfiriendo términos (mediante la adición de cantidades convenientes en ambos lados) y sustituyendo (3) da
  A esta altura, ayudaría dar un paso atrás y tener una visión mas amplia. Tenemos dos --y solo dos--cantidades desconocidas, V1 y V2 , y también tenemos dos ecuaciónes separadas que los involucran, numeradas (1) y (4). en matemáticas, en general, dos ecuaciónes son suficientes para determinar dos desconocidos. No es garantizado, pero usualmente dos ecuaciónes serán suficientes para este propósito, y aqui por cierto lo son.
Como primer paso, use la ecuación: (1) para expresar V2 :
Elevando al cuadrado Sustituyendo esto en el lado izquierdo de (4)
= V12 (r22 - r12) / r22 Esto podría ser establecido como igual al lado derecho de (4), y luego tenemos ya una ecuación para el paso (2)--solo una ecuación, con solamente una incógnita , a saber V1. Pero en lugar de apresurarse, es conveniente separar tantos factores como sea posible. Quizás algo se simplificará! Por una identidad bien conocida (vea también "Identidades")
entonces Guarde la ec. (6) para referencia y considere seguidamente el lado derecho de (4). Podríamos introducir alli un común denominador r2: Por (4), expresiones (6) y (7) son iguales:
Nuestra premonición ha sido correcta: ambos lados pueden ser divididos por (r2-
r1), eliminando ese término, y ambos lados pueden también ser multiplicados por r2 , creando mas simplificaciones. Si nos hubiésemos apurado anteriormente, nuestras Expresiones podrían haber sido mucho mas tremendas! Lo que queda es
Multiplique por r2, divida
por
(r2
+ r1), y la cantidad incógnita queda
sola--al cuadrado, pero está bien:
Es hora de incluir los números:
entonces Sacando raíces cuadradas de ambos
lados (primera
ley de álgebra)
Si V0 = 30 km/s mostrando que necesitamos adicionar solo 2.966 km/s, una pizca menos de 3 km/s ó 10% de la velocidad orbital. Llegada a MarteLa velocidad V2 a la cual la nave llega a Marte es encontrada en (5)Ha resignado una parte de su energía kinética para contrarrestar la atracción del Sol y moverse lejos del Sol. La gran pregunta ahora es --cómo se compara esto con la velocidad V3 de Marte en su órbita? Para obtener velocidades en km/s, las distancias deben ser suministradas en kilómetros, y los tiempos en segundos, pero para "beneficio de los peatones", dividimos los cálculos, evitando números grandes y la notación científica. Comenzamos con la 3er. ley de Kepler para órbitas circulares, con distancia r en AU y periodo órbital T en años. Como surge de la sección precedente, (y también en la sección #10), en estas unidades
Para Marte, r = 1.523691, T2 = (1.523691)3 = 3.53745
Vayamos con el número aceptado 1.8822 (se hicieron algunas aproximaciones). Asumiendo 365.25 dias por año (Juliano):
Durante ese tiempo la nave espacial cubre
Dividiendo por T, esto llega a Cada dia tiene (24)(3600) = 86400 segundos, entonces la distancia órbital cubierta por Marte cada segundo es Distancia por segundo es por supuesto la definición de velocidad. Por lo tanto
Comparando con Vemos que Marte es el que se mueve mas rápido, y estára pasando a la nave espacial. Para igualar velocidades con Marte, la nave debe general un impulso extra de 2.545 km/s . |
Próxima parada: #21d. Vuelo a Marte: el Viaje de Regreso
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Creada y mantenida por: Dr.
David P. Stern
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(En Inglés por favor).
Traducción al Español por Marina Berti
Ultima actualización 12 Enero 2001