Introdução à física/Gravitação universal/Movimento dos corpos celestes: diferenças entre revisões
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Linha 5:
==Órbitas planetárias==
Conforme a primeira lei de Kepler, as orbitas dos planetas e dos satélites não são perfeitamente circulares. Elas apresentam excentricidade, e sua trajetória aproxima-se a formatos elípticos. Além disso, as estrelas não se localizam exatamente no centro da órbita. Dá-se o nome de ''afélio'' ao ponto em que o planeta está mais distante do sol, e ''periélio'' ao ponto onde o planeta está mais próximo ao sol. As órbitas também podem ter inclinação, o que dá origem a diferentes temperaturas no decorrer do ano planetário, em diferentes hemisférios. Em uma órbita perfeitamente circular, o deslocamento de um corpo celeste durante um ano astral é dado pela seguinte equação:
<center><math>S = 2\pi r</math></center>
Linha 13:
==Equação básica==
As três equações que representam o movimento dos
Ao mesmo tempo em que a estrala atrai o planeta para perto de si, o planeta faz uma força repulsória.
<math>F_c = F_g</math>
==Velocidade==
A velocidade que um corpo celeste segue em sua trajetória ao redor do sol ou de um planeta é variável. A segunda lei de Kepler descreve a velocidade. A velocidade média de um corpo celeste, que tenha sua órbita perfeitamente circular, é dada pela resultante das forças:
<math>F_c = F_g</math>
Linha 60:
<math>E_c = \frac {GMm} {2r}</math>
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Em um corpo celeste qualquer, o período sinódico (ou de revolução) é igual a um ano astral. Um ano equivale a uma volta completa de um planeta ao redor da estrela, ou de um satélite ao redor do planeta. O período orbital é descrito na terceira lei de Kepler. Em um corpo celeste que tenha sua órbita perfeitamente circular, o tempo de um ano é dado por:
<math>t =\frac {S} {v} </math>
Linha 83:
*M é a massa da estrela, em quilogramas.
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