Вторая космическая скорость

Втора́я косми́ческая ско́рость (параболи́ческая ско́рость, ско́рость освобожде́ния, ско́рость убега́ния) — наименьшая скорость, которую необходимо придать стартующему с поверхности небесного тела объекту (например, космическому аппарату), масса которого пренебрежимо мала по сравнению с массой небесного тела (например, планеты), для преодоления гравитационного притяжения этого небесного тела и покидания замкнутой орбиты вокруг него. Предполагается, что после приобретения телом этой скорости оно более не получает негравитационного ускорения (двигатель выключен, атмосфера отсутствует).

Анализ первой и второй космической скорости по Исааку Ньютону. Снаряды A и B падают на Землю. Снаряд C выходит на круговую орбиту, D — на эллиптическую. Снаряд E улетает в открытый космос.

Вторая космическая скорость определяется радиусом и массой небесного тела, поэтому она своя для каждого небесного тела (для каждой планеты) и является его характеристикой. Для Земли вторая космическая скорость равна 11,2 км/с. Тело, имеющее около Земли такую скорость, покидает окрестности Земли и становится спутником Солнца. Для тела на поверхности Солнца вторая космическая скорость составляет 617,7 км/с.

Параболической вторая космическая скорость называется потому, что тела, имеющие при старте скорость, в точности равную второй космической, движутся по параболе относительно небесного тела. Однако, если энергии телу придано чуть больше, его траектория перестает быть параболой и становится гиперболой. Если чуть меньше, то она превращается в эллипс. В общем случае все они являются коническими сечениями.

Если тело запущено вертикально вверх со второй космической и более высокой скоростью, оно никогда не остановится и не начнёт падать обратно.

Эту же скорость приобретает у поверхности небесного тела любое космическое тело, которое на бесконечно большом расстоянии покоилось, а затем стало падать.

Впервые вторая космическая скорость была достигнута коcмическим аппаратом Луна-1 (СССР) 2 января 1959 года.

ВычислениеПравить

Для получения формулы второй космической скорости удобно обратить задачу — спросить, какую скорость получит тело на поверхности планеты, если будет падать на неё из бесконечности. Очевидно, что это именно та скорость, которую надо придать телу на поверхности планеты, чтобы вывести его за пределы её гравитационного влияния.

Запишем затем закон сохранения энергии^[1]^[2]

\text{[math]}

{\frac {mv_{2}^{2}}{2}}-G{\frac {mM}{R}}=0,

где слева стоят кинетическая и потенциальная энергии на поверхности планеты (потенциальная энергия отрицательна, так как точка отсчета взята на бесконечности), справа то же, но на бесконечности (покоящееся тело на границе гравитационного влияния — энергия равна нулю). Здесь $\text{[math]}$ m — масса пробного тела, $\text{[math]}$ M — масса планеты, $\text{[math]}$ r — радиус планеты, $\text{[math]}$ h — высота тела над поверхностью планеты, $\text{[math]}$ R = h + r — расстояние от центра планеты до тела, $\text{[math]}$ G — гравитационная постоянная, $\text{[math]}$ v₂ — вторая космическая скорость.

Решая это уравнение относительно $\text{[math]}$ v₂, получим

\text{[math]}

v_{2}={\sqrt {2G{\frac {M}{R}}}}.

Между первой и второй космическими скоростями существует простое соотношение:

\text{[math]}

v_{2}=\surd 2v_{1}.

Квадрат скорости убегания в данной точке (например, на поверхности небесного тела) равен с точностью до знака удвоенному ньютоновскому гравитационному потенциалу в этой точке:

\text{[math]}

v_{2}^{2}=-2\Phi =2{\frac {GM}{R}}.

Вторая космическая скорость для различных объектовПравить

Вторая космическая скорость на поверхности некоторых небесных тел
Небесное тело	Масса (в единицах массы Земли, $\text{[math]}$ M_⊕)	2-я космическая скорость $\text{[math]}$ v, км/с	$\text{[math]}$ v/v_Земли
Плутон	0,002	1,2	0,11
Луна	0,0123	2,4	0,21
Меркурий	0,055	4,3	0,38
Марс	0,107	5,0	0,45
Венера	0,815	10,22	0,91
Земля	1	11,2	1
Уран	14,5	22,0	1,96
Нептун	17,5	24,0	2,14
Сатурн	95,3	36,0	3,21
Юпитер	318,35	61,0	5,45
Солнце	333 000	617,7	55,2
Млечный Путь*	(4,3 ± 1,0) × 10¹⁷ ^[3]	551+32 −22 ^[4]	49,2+2,9 −2,0 ^[4]

* Для неподвижного тела на галактоцентрической орбите Солнца, на расстоянии 8,20 ± 0,09 килопарсек от центра Галактики. В отличие других примеров в таблице, здесь точка, для которой указана скорость убегания, находится не на поверхности тела, а в глубине диска Галактики.

См. такжеПравить

ПримечанияПравить

↑ Кабардин О. Ф., Орлов В. А., Пономарева А. В. Факультативный курс физики. 8 класс. — М. : Просвещение, 1985. — С. 176. — 143 500 экз.
↑ Савельев И. В. Курс общей физики. — М. : Наука, 1987. — Т. 1 : Механика. Молекулярная физика. — С. 179.
↑ McMillan P. J. The mass distribution and gravitational potential of the Milky Way (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2017. — Vol. 465, iss. 1. — P. 76—94. — doi:10.1093/mnras/stw2759. — Bibcode: 2017MNRAS.465...76M. — arXiv:1608.00971.
↑ ¹ ² Kafle P.R., Sharma S., Lewis G.F., Bland-Hawthorn J. On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2014. — Vol. 794, iss. 1. — P. 59. — doi:10.1088/0004-637X/794/1/59. — Bibcode: 2014ApJ...794...59K. — arXiv:1408.1787.

[1] Кабардин О. Ф., Орлов В. А., Пономарева А. В. Факультативный курс физики. 8 класс. — М. : Просвещение, 1985. — С. 176. — 143 500 экз.

[2] Савельев И. В. Курс общей физики. — М. : Наука, 1987. — Т. 1 : Механика. Молекулярная физика. — С. 179.

[McMillan2016-3] McMillan P. J. The mass distribution and gravitational potential of the Milky Way (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2017. — Vol. 465, iss. 1. — P. 76—94. — doi:10.1093/mnras/stw2759. — Bibcode: 2017MNRAS.465...76M. — arXiv:1608.00971.

[Kafle2014-4] ¹ ² Kafle P.R., Sharma S., Lewis G.F., Bland-Hawthorn J. On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2014. — Vol. 794, iss. 1. — P. 59. — doi:10.1088/0004-637X/794/1/59. — Bibcode: 2014ApJ...794...59K. — arXiv:1408.1787.

[1]

[2]

[3]

[4]