DINÂMICA ORBITAL
Profª. Drª. Cláudia Celeste Celestino
Claudia.celeste@ufabc.edu.br
PROBLEMA DE TRÊS CORPOS
- Conceito de esfera de influência
- O problema restrito de três corpos - Pontos de equilíbrio lagrangeano - Atividades
CONCEITO DE ESFERADE INFLUÊNCIA
Análise de uma missão complexa, envolvendo um veículo espacial (V/E) e vários corpos celestes como uma sequencia de P2C.
Justificativa: V/E é suficientemente próximo a um corpo celeste, tal como da Terra, de modo que a força de atração gravitacional dos outros corpos (Sol, Lua e outros planetas) pode ser desprezada, ou seja, P2C - Terra-veiculo espacial. A região dentro da qual esta aproximação é válida é chamada
Esfera de Influência (SOI) da Terra.
No sistema solar, se um corpo está fora da SOI de
planetas e lua, considera-se a órbita em torno do Sol.
Assim, poderia ser possível a aproximação de uma
missão complexa como uma sequência de P2C
usando-se as cônicas para descrever as várias fases da
missão.
Considerando o caso do Sol e da Terra de modo que a força no V/E devido à Terra é maior que a força no V/E devido ao Sol. A superfície ao longo da qual as 2 forças são iguais seria a Esfera de Influência (SOI).
U. A.
Lua fora da SOI da Terra: Lua deveria estar orbitando em torno do Sol como um asteroide Definição Incorreta.
Terra – Lua ~ 384.405 km
Definição Correta de SOI Laplace no Séc. 18.
Considere o V/E como um satélite de um corpo central – calcula - se a perturbação da aceleração deste movimento devido a atração do outro corpo.
Fazendo isto para cada corpo, é possível determinar a esfera de influência, comparando a razão entre as acelerações.
Com isso, a expressão correta para SOI,
O PROBLEMA RESTRITO DE TRÊS CORPOS
No Problema Restrito de 3C Circular (PR3C) temos 2 primários de massas m1 e m2 movendo-se em órbita circular em torno de do centro de massa comum a estes corpos e um terceiro corpo (3o corpo) que move-se na presença do campo gravitacional dos
Unidades canônicas
𝜇 =
𝑚
2𝑚
1+ 𝑚
2𝑚
1+ 𝑚
2= 1
𝑚
2= 𝜇
𝑚
1= 1 − 𝜇
𝑚
1> 𝑚
2 Unidade de massa Unidade de distância 𝒓𝟏𝟐 = 𝒓𝟐 − 𝒓𝟏 = 𝟏Unidade de tempo – período orbital de 𝑚1em torno do centro de massa comum é 2𝜋.
As equações que descrevem o movimento do corpo de massa m3, ሷ 𝑋 = − 1−𝜇 (𝑋 − 𝑋1) Ԧ 𝑟133 - 𝜇 (𝑋 − 𝑋2) Ԧ 𝑟233 ሷ𝑌 = − 1−𝜇 (𝑌 − 𝑌1) Ԧ 𝑟133 - 𝜇 (𝑌 − 𝑌2) Ԧ 𝑟233 ሷ 𝑍 = − 1−𝜇 (𝑍 − 𝑍1) Ԧ 𝑟133 - 𝜇 (𝑍 − 𝑍2) Ԧ 𝑟233 Ԧ𝑟132 = (𝑋 − 𝑋1)2+(𝑌 − 𝑌1)2+(𝑍 − 𝑍1)2 Ԧ𝑟232 = (𝑋 − 𝑋2)2+(𝑌 − 𝑌2)2+(𝑍 − 𝑍2)2
Dois tipos: caso planar e o caso espacial.
❖ Caso planar: 3 corpos num mesmo plano.
❖ Caso espacial: 2 primários em um plano e 3o corpo no
espaço 3D.
Usualmente, o movimento é visto em um referencial girante x-y, de modo que os primários parecem estáticos.
As equações de movimento são dadas por: Em que, + + − − = − − 3 23 1 2 3 13 2 1 2 r x r x x y x
y r r y x y + − = − + 3 23 2 3 13 1 2
r13 = [(x + µ2) 2+ y 2 ] ½ r23 = [(x – µ1) 2+ y 2 ] 1/2Seja (x,y), a posição do 3o corpo no sistema baricêntrico
sinódico.
𝜇2 = 𝜇 𝜇1 = 1 − 𝜇
Os Pontos lagrangeanos
O PCR3C não tem solução analítica em forma fechada.
Contudo, existem 5 pontos de equilíbrio em que a solução é o caso em que os corpos encontram-se localizados nos vértices de um triângulo equilátero e ainda o caso em que os corpos são colineares (Lagrange, 1772).
Estes pontos são definidos pelas condições,
Após solução da equação de movimento tem-se;
i) Os pontos lagrangeanos L4 e L5 – em que as distâncias da partícula (m3) aos primários são iguais à distância entre os primários (m1 e m2). Ou seja, os corpos m1, m2 e m3 localizam-se nos vértices de um triângulo equilátero no plano do movimento dos primários.
ii) Os pontos lagrangeanos L1, L2 e L3 - em que as distâncias da partícula (m3) aos primários são dadas pelos pontos colineares (linha que une os primários - eixo x).
Após solução da equação de movimento tem-se que as coordenadas dos pontos lagrangeanos L4 e L5, em unidades normalizadas, 𝐿4 = (−𝜇 + 1 2 ; 3 2 ; 0) 𝐿5 = (−𝜇 + 1 2 ; − 3 2 ; 0)
- Esta relação foi obtida utilizando a equação de movimento e
considerando as condições
Os demais pontos lagrangeanos (pontos colineares) L1, L2 e L3são obtidos a partir da solução da equação,
𝑓 𝑥 = 𝑥 − 1−𝜇
𝑥+𝜇 3 𝑥 + 𝜇 −
𝜇
𝑥−1+𝜇 3 𝑥 − 1 + 𝜇 = 0 Observações:
- A solução pode ser obtida utilizando o método de Newton-Raphson.
- Esta equação foi obtida utilizando a equação de movimento e considerando as condições de y = 0 e z = 0 .
Pontos de equilíbrio lagrangeanos
• 3 colineares:
L1, L2 e L3 localizados ao longo do eixo-x (pontos sela-centro); Equilíbrio instável - um corpo situado nele permanecerá em repouso desde que não sofra perturbações de forças externa.
• 2 triangulares:
L4 e L5 estão nos vértices de triângulos equiláteros, (estáveis, se m1/m2>24,96) e permitem que satélites (com massa desconsideráveis em relação aos corpos m1 e m2) ali permaneçam com gasto mínimo de combustível.
- De fato é o que ocorre com centenas de asteroides com menos de 300 km de diâmetro, chamados asteroides troianos, que executam a órbita de algum planeta e permanecem situados nos pontos lagrangeanos L4 e L5.
Solução para o sistema Terra - Lua 𝑚1 = 5,974 × 1024 kg 𝑚2 = 7, 348 × 1022 kg 𝑟12 = 3,844 × 105𝑘𝑚 𝜇2 = 𝑚2 𝑚1+𝑚2 = 0,01215
𝐿4, 𝐿5: 𝑥 = 𝑟12
2 − 𝜇2𝑟12, y = ± 3
2 𝑟12, 𝑧 = 0 Usando Newton-Raphson para obter as raízes;
𝐿1: 𝑥 = 0,8369𝑟12 = 3,217 × 105𝑘𝑚 𝐿2: 𝑥 = 1,156𝑟12 = 4,444 × 105𝑘𝑚 𝐿3: 𝑥 = −1,005𝑟12 = −3,863 × 105𝑘𝑚
Localização dos ponto lagrangeanos
O PR3C contem um integral de movimento, denominada constante de Jacobi, Cj. A constante de Jacobi define as superfícies de velocidade zero e a expressão é dada por:
j
C
z
y
x
r
r
z
y
x
−
−
−
=
+
+
+
+
2 2 2 23 2 13 1 2 2 22
= 0As curvas de velocidade zero
r13 = [(x + µ2) 2+ y 2 ] ½ r23 = [(x – µ1) 2+ y 2 ] 1/2
Os valores das constantes de Jacobi associados com os pontos lagrangeanos
Teoria da nossa lua - 50 milhões de anos após o nascimento do nosso sistema solar, a lua pode ter sido formada a partir dos restos de uma colisão entre a Terra e um corpo do tamanho de Marte, chamado Theia. Para que isso seja verdade, Theia teria de ter batido na Terra a uma velocidade relativamente baixa. Isso só poderia ter acontecido se Theia tivesse se originado em um ponto de Lagrange. (A descoberta dos planetas KOI-730 mostra que isso é possível).
Do Ponto L1:
✓ A SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) (Esa-Nasa) foi estacionada em uma Órbita Halo em L1.
✓ Fácil acesso a órbitas lunares e terrestres, com variação mínima de velocidade e seria ideal a uma estação espacial localizada no meio do percurso, dedicada a auxiliar no transporte de cargas e pessoas, para a ida e volta da Lua.
Do Ponto L2:
✓ É um ponto ideal para observatórios espaciais, pois um objeto em torno de L2 manterá a mesma orientação com relação ao Sol e a Terra, tornando a calibração e manutenção muito mais simples.
✓ Seria uma boa localização para um satélite de comunicação cobrindo o lado mais distante da Lua.
Do Ponto L3:
✓ É altamente instável, devido às forças gravitacionais dos demais planetas mais importantes que a Terra (Vênus, por ex., aproxima-se dentro de 0,3 UA de L3 a cada 20 meses).
Dos Pontos L4 e L5
✓ Estão ocupados por muitos milhares de asteroides, os chamados Asteroides Troianos.
Atividade computacional
Obtenha as curvas de velocidade zero considerando o sistema dinâmico Sol-Júpiter-partícula. Analise os pontos de equilíbrio lagrangeano em relação aos objetos troianos.
Atividade de pesquisa
Pesquise, pelo menos cinco missões, que usaram (passado, presente ou futuro) os pontos de equilíbrio lagrangeano explicando a missão.
Atividade computacional para entregar até o dia 06/12/2019 – Material impresso e os códigos via email de acordo com modelo:
• assunto email: curvasdevelocidadezero • arquivo:CVZeroaluno.pdf