(34) Órbitas en el Espacio
Órbitas SincrónicasTodas las órbitas espaciales obedecen a las leyes de Kepler y de Newton. Como ya se dijo en otra sección, la 3ª ley de Kepler para las órbitas circulares se puede escribir así:T = 5063 segundos R3/2 = 5063 segundos R * SQRT(R) donde T es el período orbital, * indica la multiplicación,
R
es le radio de la órbita en radios terrestres
(= 6371 km.) y SQRT(R) es la raíz cuadrada de R.
A partir de aquí vemos que para T = 86400 s. = 24 horas y R = 6.6 radios terrestres. A esa distancia un satélite ecuatorial tiene un período de 24 horas y por lo tanto, cuando la Tierra gira, estará siempre sobre el mismo punto sobre el ecuador de la Tierra. Esta órbita es la ideal para las comunicaciones por satélite, por eso una antena parabólica conectada con él no necesita seguirlo por el cielo, sino que puede estar apuntando a una dirección fija. Fue el escritor de ciencia ficción británico Arthur Clarke
quien propuso por vez primera el uso de esta órbita "sincrónica",
mucho antes de los primeros satélites artificiales. Clarke escribió
posteriormente el libro "Las Fuentes del Paraíso" (ambientado en
Sri Lanka, a donde se había trasladado) en el que unos cables finos
traban satélites sincrónicos al suelo. Un material lo suficientemente
fuerte y ligero para dichos cables no existe y está tan lejos de
algo conocido que, probablemente, es algo imposible; pero construyó
una buena historia. Unos 200 satélites están en órbitas
sincrónicas, algunos propiedad de los gobiernos para su propio uso
y otros muchos operados por compañías de telecomunicaciones.
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Re-entrada AtmosféricaLa fórmula de Kepler también se aplica al movimiento elíptico, a condición de que R sea reemplazado por el eje semi-mayor de la órbita. Sin embargo, a lo largo del tiempo, las órbitas se desvían de la exactitud de la elipse kepleriana debido a fuerzas adicionales, como la atracción de la Luna y la del Sol. Para las elipses alargadas, esto es la causa de que el punto más bajo de la órbita, el "perigeo", se mueva arriba y abajo, alcanzando al final la atmósfera y causando la perdida del satélite.La fricción atmosférica también causa en los satélites de baja altitud que hagan su re-entrada antes o después: todos estos, cuando pierden energía, descienden más y más en la atmósfera y finalmente alcanzan regiones densas, donde se queman. Esta fue el destino de la estación espacial Skylab en 1980: La NASA esperaba usar la Lanzadera Espacial para empujarla hacia una órbita superior, pero no estuvo preparada a tiempo. Entretanto llegó el pico de 11 años del ciclo de manchas solares, un pico más activo de lo que la NASA esperaba, que trajo una gran intensidad de rayos x solares y radiación ultravioleta extrema. Estas radiaciones son absorbidas en las franjas superiores de la atmósfera, calentándose y expandiéndose hacia fuera, más en el "máximo solar" que en otras veces. Su expansión incrementó la resistencia del aire, "drag", del movimiento del Skylab y causó su perdida. La Protuberancia de la TierraSi la Tierra fuese una esfera perfecta, los cálculos orbitales supondrían que toda su masa estaría concentrada en su centro: la fuerza, al menos fuera de la Tierra, debería ser exactamente la misma. Sin embargo, la fuerza centrífuga asociada con la rotación de la Tierra, la hace ligeramente irregular, unos pocos kilómetros más ancha en el ecuador que entre los polos.Esto modifica las órbitas de los satélites, por lo que debe tenerse en cuenta. Cuando el plano orbital está inclinado con respecto al ecuador, el abultamiento ecuatorial lo hace trasladarse alrededor de la Tierra. Una línea perpendicular al plano de la órbita traza gradualmente un cono. Pero es interesante saber que existe una situación donde se puede uno aprovechar de esta rotación. |
| Normalmente, la órbita de un satélite está fijada en el espacio, y cuando la Tierra se mueve alrededor del Sol, la orientación relativa de la órbita con respecto al Sol cambia constantemente. Tome, por ejemplo, el caso de un satélite a baja altitud cuyo plano orbital contenga el eje de la Tierra (p.e. pasa directamente sobre los polos norte y sur). Si en Junio ese plano está alineado, casualmente, en la dirección amanecer-crepúsculo ( p.e. la división entre las caras iluminada y oscura de la Tierra), en Setiembre apuntará en la dirección mediodía-medianoche, un giro de 90º. Se debe observar que la órbita de Junio cuenta con 24 horas de luz solar, pero la de Setiembre no. |  |
| Sin embargo existen ciertas órbitas que pasando a unos grados
de los polos, sus planos son girados por el abultamiento de la Tierra exactamente
un giro anual. Tales órbitas "sincrónicas con el sol", se
pueden producir para enfrentarse siempre al Sol, o ir siempre enteramente
en medianoche. Los satélites DMSP tienen esas órbitas
(la
foto de aquí , de la aurora sobre los Grandes Lagos, fue tomada
por uno de esos satélites; observe Florida en la parte inferior
derecha), y también lo ha hecho el
Magsat.
Los satélites de observación terrestres como el Landsat
y el SPOT
(Satellite Pour l'Observation de la Terre) también prefieren órbitas
sincronizadas con el Sol, que aseguran que las imágenes de diferentes
fechas siempre son tomadas a la misma hora. Sin esto, la diferencia en
sus sombras puede confundir su interpretación.
Puntos Lagrangianos |
| Por la 3ª Ley de Kepler, un vehículo moviéndose alrededor del Sol en un círculo menor que la órbita de la Tierra, tendrá siempre un período más corto y se moverá más rápido, y si se lanza desde la Tierra, su distancia crecerá hasta que él y la Tierra estén muy separados. No obstante existe una forma de mantenerlos juntos. |  |
| Si el vehículo está situado entre el Sol y la Tierra,
la atracción opuesta de la Tierra reduce la atracción efectiva
del Sol, permitiendo al vehículo orbitar al Sol más despacio.
Si se escoge la distancia apropiada, el movimiento orbital se emparejará
con el de la Tierra, permitiendo a los dos permanecer juntos a través
del viaje anual alrededor del Sol.
El punto donde ocurre esto es en el punto Lagrangiano L1 (por Joseph Lagrange, el matemático francés que apuntó eso). Es unas 4 veces más distante que la Luna, a 1/100 de la distancia al Sol. Pulse aquí para hacer el cálculo de la distancia L1, usando resultados de las secciones (20),(21) y (M-5). El punto L1 proporciona una posición muy útil para la vigilancia del viento solar antes de que alcance la Tierra y también para otros propósitos. Actualmente están estacionados cerca de L1 dos vehículos, el ACE, que estudia "rayos cósmicos anómalos" y que también observa el viento solar, y el SOHO, que observa el Sol. El WIND que ha ocupado también esta región se ha movido a una nueva órbita.
Existen cuatro puntos Lagrangianos más en el sistema Sol-Tierra, incluyendo el L2, simétrico al L1 en la parte oscura de la Tierra. La NASA quiere colocar su "Next Generation Space Telescope" (NGST) (Telescopio Espacial de Nueva Generación), el sucesor del telescopio en órbita Hubble, en o cerca del punto L2. Para más detalles sobre estos puntos y las misiones espaciales asociadas, pulse aquí. El sistema Tierra-Luna tiene también sus puntos Lagrangianos. Los puntos de mayor interés aquí son los L4 y L5, sobre la órbita de la Luna, pero 60º fuera de la línea Tierra-Luna (visto desde encima del polo norte, el L5 esta 60º hacia la derecha y el L4 60º hacia la izquierda). Estos puntos se han propuesto como lugares para "colonias espaciales" independientes. La prueba matemática de que los objetos en esos lugares mantienen un ángulo fijo hacia la línea Tierra-Luna es mucho más larga, pero si está familiarizado con el álgebra y la trigonometría, puede mirar aquí. Navegar a través del Sistema SolarPara escapar de la Tierra un vehículo espacial necesita una velocidad de: 8 km/s para entrar en una órbita terrestre, y 11.2 km/s para escapar de la Tierra totalmente. La única forma conocida de alcanzar esas velocidades es por medio de los cohetes.Pero aún cuando un vehículo escapa de la Tierra, continúa sujeto por la gravedad solar. Aunque no continúe atado a la Tierra, podría continuar en la órbita del Sol, casi a la misma distancia que antes. Para trasladarse por el sistema solar, se necesita una velocidad adicional. El objeto más difícil de alcanzar es el mismo Sol. Nuestro vehículo imaginario, liberado de la Tierra, se moverá como la Tierra, alrededor del Sol, a unos 30 km/s. La única forma de alcanzar el Sol es, de algún modo, eliminar esa velocidad, por ejemplo, por medio de un cohete generando 30 km/s. en la dirección opuesta; si se consigue, el vehículo será atraído por el Sol. La gente que propuso enviar los residuos nucleares por medio de cohetes hacia el Sol, ¡no parecen conocer mucho de órbitas! Considerando la gran dificultad de conferir al vehículo espacial incluso los 8 km/s requeridos para una baja órbita a la Tierra, el cohete de gran potencia necesario para alcanzar los planetas distantes es un serio obstáculo. Felizmente, se puede uno aprovechar a menudo de maniobras de oscilación planetaria, como se abordan en la próxima sección. |
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Author and Curator: Dr. David P. Stern
Last updated 13 December 2001
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