Orbita – tor ciała niebieskiego krążącego wokół innego ciała niebieskiego. W Układzie Słonecznym Ziemia, inne planety, asteroidy, komety i mniejsze ciała podążają po swoich orbitach wokół Słońca. Także księżyce podążają po własnych orbitach wokół swoich planet.

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

Najogólniej, wypadkowa siła działająca na ciało jest równa iloczynowi jego masy i przyspieszenia, a siła przyciągania grawitacyjnego jest proporcjonalna do iloczynu mas ciał i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości pomiędzy nimi.

Istnieją analityczne sposoby rozwiązywania problemu dla trzech ciał (rozwiązanie Lagrange'a); dla większej ilości ciał ścisłe rozwiązanie analityczne jest niewyprowadzalne.

Ciała poruszają się wokół wspólnego środka masy. Jest to zauważalne w przypadku np. gwiazd podwójnych. Gdy jedno ciało jest znacznie cięższe niż pozostałe (jak np. Słońce w Układzie Słonecznym), wygodnie jest opisać ruch ciała lżejszego po orbicie wokół ciała cięższego w układzie współrzędnych umieszczonym w centrum ciała cięższego.

Dla układu dwóch ciał orbita jest krzywą na płaszczyźnie (jedną z krzywych stożkowych). Orbita może być otwarta (wtedy ciało nie powraca) lub zamknięta (ciało powraca), co zależy od całkowitej energii (kinetycznej + potencjalnej) układu.

ksztalty_orbit.png

Otwarte orbity maja kształt hiperboli (rzadziej paraboli); ciała zbliżają się na chwilę, zakrzywiają swój tor w pobliżu siebie - najbardziej w punkcie największego zbliżenia; następnie oddalają się od siebie na zawsze. Przypadek ten opisuje m.in. komety, które często zbliżają się do Słońca.

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

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

Parametry orbitalne

Ciało poruszające się w trójwymiarowej przestrzeni ma sześć stopni swobody (trzy dla pozycji i trzy dla prędkości). Jego orbita jest dokładnie określona przez sześć niezależnych parametrów. Zwykle używa się następujących parametrów:

• $a$ - półoś orbitalna (średnia odległość od centrum),
• $\backslash epsilon$ - ekscentryczność (mimośród),
• $i$ - inklinacja (nachylenie orbity),
• $\backslash omega$ - argument szerokości perycentrum (lub $\backslash omega^*$ - długość perycentrum dla i=0° lub i=180°),
• $\backslash Omega$ - długość węzła wstępującego i moment przejścia ciała przez perycentrum (średnia anomalia w danej epoce $\backslash frac\{t\_0\}\{n(t\_0-T)\}$ albo wartość $\backslash epsilon=\backslash omega^*\; +\; n(t\_0-T)$),
• $n$ - średni ruch dzienny.

Równanie biegunowe elipsy ma postać:

$r\; =\; \backslash frac\{a(1-\backslash epsilon^2)\}\{1+\backslash epsilon\backslash cos(\backslash phi)\}$

skąd łatwo można obliczyć najmniejszy i największy promień wodzący:

• odległość do perycentrum $r\_p\; =\; a(1-\backslash epsilon)$,
• odległość do apocentrum $r\_a\; =\; a(1+\backslash epsilon)$.

Okres obiegu po orbicie jest dany wzorem:

$P\; =\; 2\backslash pi\; \{\backslash sqrt\{\backslash frac\{r^3\}\{G(M\_1\; +\; M\_2)\}\}\}$,

gdzie $P$ oznacza okres orbitalny, $r$ jest odległością pomiędzy ciałami, $M\_1$ i $M\_2$ są masami ciał, a $G$ jest stałą grawitacji.

Orbity ziemskie:

• niska orbita ziemska
• orbita pośrednia
• orbita geostacjonarna

Zobacz też: przegląd zagadnień z zakresu astronomii, ruch wsteczny, satelita, SpaceShipOne, Sputnik, sztuczny satelita. Astronomia | Astronautyka

Umlaufbahn | কক্ষপথ (গ্রহ) | Planetarna putanja | Орбита | Òrbita | Oběžná dráha | Omløbsbane | Umlaufbahn | Orbiit | Planetary orbit | Órbita | Orbito | Orbite | Órbita | 궤도 | Orbito | Orbit | Orbita | Orbita | Pálya (csillagászat) | Baan (hemellichaam) | 軌道 (力学) | Órbita | Орбита | Orbit | Obežná dráha | Tir | Орбита | Kiertorata | Kretsbana | วงโคจร | Quỹ đạo | Yörünge | 行星轨道