Tekst źródłowy strony Orbita

{{Inne znaczenia|ciał niebieskich|inne znaczenia terminu [[Orbita (ujednoznacznienie)|orbita]]}}
[[Plik:Orbit2.gif|mały|Dwa ciała orbitują wokół [[środek masy|środka masy]] układu]]
[[Plik:Closed orbits shapes.svg|mały|Orbity zamknięte: a) eliptyczna, b) kołowa oraz orbity otwarte: c) paraboliczna i d) hiperboliczna]]

'''Orbita''' – [[Tor ruchu|tor]] ciała poruszającego się pod wpływem [[Grawitacja|ciążenia]]<ref name=Flis>{{Cytuj książkę |autor = Jan Flis | autor link = Jan Flis | tytuł = Szkolny słownik geograficzny |data = 1985 |data dostępu = 2023-01-28 |isbn = 83-02-00870-2 |wydanie = 3 |miejsce = [[Warszawa]] |wydawca = [[Wydawnictwa Szkolne i Pedagogiczne]] | oclc = 37645138 | strony = 25}}</ref>, np. [[Ciało niebieskie|ciała niebieskiego]] lub [[Sztuczny satelita|sztucznego satelity]]. W [[Układ Słoneczny|Układzie Słonecznym]] [[Ziemia]], inne [[planeta|planety]], [[planetoida|planetoidy]], [[kometa|komety]] i mniejsze ciała poruszają się po swoich orbitach wokół [[Słońce|Słońca]]. Z kolei [[Naturalny satelita|księżyce]] krążą po orbitach wokół planet macierzystych.

Orbity dwóch ciał przyciągających się tylko [[grawitacja|siłą grawitacji]] daje się wyznaczyć z [[zasady dynamiki Newtona|newtonowskich praw ruchu]]. Można w ten sposób opisać ruch większości planet Układu Słonecznego. W przypadku dużych [[masa (fizyka)|mas]] położonych blisko siebie lub poruszających się ze znacznymi [[prędkość|prędkościami]] konieczne jest zastosowanie [[ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]]. Przykładem może być tutaj [[Merkury]], którego ruch orbitalny odbiega na tyle od praw newtonowskich, że jest to widoczne w pomiarach [[astronomia|astronomicznych]].

[[Isaac Newton|Izaak Newton]] podał analityczne rozwiązanie równań ruchu dla układu dwóch [[punkt materialny|punktów materialnych]] oddziałujących pomiędzy sobą siłą grawitacji. Uzyskano też rozwiązanie dla płaskiego, ograniczonego problemu trzech ciał (rozwiązanie [[Joseph Louis Lagrange|Lagrange’a]]); dla większej ilości ciał ścisłe rozwiązanie analityczne jest niewyprowadzone.

Ciała poruszają się wokół wspólnego [[środek masy|środka masy]]. Staje się to wyraźnie widoczne, gdy masy ciał są porównywalne jak to ma miejsce w przypadku np. [[gwiazda podwójna|gwiazd podwójnych]]. Gdy jedno ciało jest znacznie masywniejsze niż pozostałe (jak np. Słońce w Układzie Słonecznym), wówczas środek masy układu znajduje się bardzo blisko środka najmasywniejszego składnika układu. Można wówczas w przybliżeniu opisywać ruch ciała o mniejszej masie tak, jakby krążyło ono wokół nieruchomego ciała masywniejszego.

W przypadku dwóch kulistych ciał (lub ciał na tyle małych w stosunku do odległości pomiędzy nimi, że można je traktować jako punkty materialne), orbita jest krzywą płaską (jedną z krzywych stożkowych). Orbita może być otwarta (wtedy ciało nie powraca) lub zamknięta (ciało powraca), co zależy od całkowitej energii ([[energia kinetyczna|kinetycznej]] + [[energia potencjalna|potencjalnej]]) układu.

Otwarte orbity mają kształt [[Hiperbola (matematyka)|hiperboli]] (czasem bardzo bliskiej [[Parabola (matematyka)|paraboli]]); ciała zbliżają się na chwilę, zakrzywiają swój tor w pobliżu siebie – najbardziej w punkcie największego zbliżenia; następnie oddalają się od siebie na zawsze. W ten sposób poruszają się niektóre [[kometa|komety]], tzw. jednopojawieniowe.

Zamknięte orbity mają kształt [[Elipsa|elipsy]] (w szczególnym przypadku [[okrąg|okręgu]]). Punkt, w którym krążące ciało jest najbliżej okrążanego, nazywany jest [[Apsyda (astronomia)|perycentrum]], a gdy jest najdalej – [[Apsyda (astronomia)|apocentrum]]. Punkty te mają również swoje własne nazwy ze względu na okrążany obiekt, np. dla gwiazd jest to [[Apsyda (astronomia)|peryastron]] i [[Apsyda (astronomia)|apoastron]], a dla księżyców [[Apsyda (astronomia)|peryselenium]] i [[Apsyda (astronomia)|aposelenium]]. Nazwy takie istnieją również dla konkretnych ciał niebieskich, np. dla Ziemi jest to [[Apsyda (astronomia)|perygeum]] i [[apsyda (astronomia)|apogeum]], a dla Słońca [[peryhelium]] i [[aphelium]].

Nazwy takie tworzone są również dla [[planeta|planet]] (więcej w artykułach [[Apsyda (astronomia)|perycentrum]] i [[Apsyda (astronomia)|apocentrum]]).

Krążące po zamkniętych orbitach ciała powtarzają swój ruch po elipsie w stałych odstępach czasu. Ten ruch jest opisany empirycznymi [[prawa Keplera|prawami Keplera]], które mogą być wyprowadzone matematycznie z [[Zasady dynamiki Newtona|praw Newtona]].

== Elementy orbity ==
{{osobny artykuł|Elementy orbitalne}}
Punkt materialny poruszający się w trójwymiarowej przestrzeni ma sześć stopni swobody (trzy dla pozycji i trzy dla prędkości). Jego orbita jest dokładnie określona przez sześć niezależnych parametrów. Siódmy parametr pozwala określić chwilowe położenie punktu materialnego na orbicie. Zwykle używa się następujących parametrów:
* <math>a</math> – [[półoś wielka]] (średnia odległość od centrum),
* <math>\epsilon</math> – [[Ekscentryczność (fizyka)|ekscentryczność]] (mimośród),
* <math>i</math> – [[inklinacja]] (nachylenie orbity),
* <math>\omega</math> – [[argument perycentrum]] (lub <math>\omega^*</math> – długość perycentrum dla i = 0° lub i = 180°),
* <math>\Omega</math> – [[długość węzła wstępującego]]
* <math>n</math> – średni ruch dzienny,
* <math>t_0</math> – moment przejścia ciała przez perycentrum ([[anomalia średnia]] w danej epoce <math>\frac{t_0}{n(t_0-T)}</math> albo wartość <math>\epsilon=\omega^* + n(t_0-T)</math>).

Równanie biegunowe elipsy ma postać:
: <math>r = \frac{a(1-\epsilon^2)}{1+\epsilon\cos(\phi)},</math>

skąd łatwo można obliczyć najmniejszą i największą długość promienia wodzącego:
* odległość do perycentrum <math>r_p = a(1-\epsilon),</math>
* odległość do apocentrum <math>r_a = a(1+\epsilon).</math>

Okres obiegu po orbicie jest dany wzorem:
: <math>P = 2\pi {\sqrt\frac{r^3}{G(M_1 + M_2)}},</math>

gdzie:
: <math>P</math> – okres orbitalny,
: <math>r</math> – odległość pomiędzy ciałami,
: <math>M_1</math> i <math>M_2</math> – masy ciał,
: <math>G</math> – [[stała grawitacji]].

== Orbity okołoziemskie ==
[[Plik:Comparison_satellite_navigation_orbits.svg|thumb|link={{filepath:comparison_satellite_navigation_orbits.svg}}|Porównanie orbit okołoziemskich.<br>Kliknij obrazek, aby powiększyć i zobaczyć animację.]]
Satelity i stacje kosmiczne stworzone przez człowieka zazwyczaj wynoszone są na orbity okołoziemskie (skrótowo używa się określenia „orbita ziemska”, choć ściśle oznacza ono orbitę Ziemi wokół Słońca). Znajdują się one w różnej odległości od Ziemi; ze względu na wysokość nad powierzchnią Ziemi wyróżniane są:
* [[niska orbita okołoziemska]] (na wysokości od 200 do 2000 km nad Ziemią),
* [[średnia orbita okołoziemska]] (powyżej 2000 km i poniżej orbity geostacjonarnej – 35&nbsp;786 km),
* [[orbita geostacjonarna]] (35&nbsp;786 km nad równikiem), będąca szczególnym przypadkiem [[orbita geosynchroniczna|orbity geosynchronicznej]],
* wysoka orbita okołoziemska (powyżej orbity geostacjonarnej).

== Zobacz też ==
{{Wikisłownik|orbita}}
* [[orbita heliosynchroniczna]]
* [[ruch wsteczny]]
* [[satelita]]
* [[sztuczny satelita]]

== Przypisy ==
{{przypisy}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Orbity| ]]
[[Kategoria:Astronautyka]]