Uydu Yörüngelerine Giriş

Transkript

1 Uydu Yörüngelerine Giriş

2 Niçin Uydular Dolanıyor? Merkezcil kuvvet ile çekim kuvveti t ye bağlı değişim göstermezse yörünge dairesel olur. Eğer hız biraz fazla veya az ise, yani t ye bağlı değişiyorsa o zaman yörünge eliptik olur. Slayt No: 2

3 Ateşlendiği Andaki Hızı Slayt No: 3

4 Yörünge Türleri Slayt No: 4

5 Yörünge Türleri Slayt No: 5

6 Van Allen Işınım Kuşakları 1950 lerin sonunda uydulara yerleştirilen Geiger sayaçları sayesinde varlığı van Allen tarafından keşfedilmiştir. Jeomanyetik fırtınalarda ve uydular üzerinde bu kuşağın etkisi önemlidir. Dış kuşak ~3 10 R_Yer aralığındadır, en yoğun olduğu yer 4-5 R_Yer arasındadır. Bu dış kuşak elektronlar tarafından oluşturulmuştur. İç kuşak ~1.2 3 R_Yer aralığındadır, en yoğun olduğu yer 4-5 R_Yer arasındadır. Güneş aktivitesi fazla olduğunda ya da SAA civarında alt sınırı birkaç yüz km yüksekliğe kadar iner. Bu kuşakta, çok enerjik elektronlar, protonlar ve iyonlar bulunur. Slayt No: 6

7 Yörünge Türleri Slayt No: 7

8 Kepler Yasaları 1. Tüm gezegenler odaklarının birinde Güneş bulunan bir elips yörünge üzerinde hareket ederler. 2. Güneş ile gezegeni birleştiren yarıçap vektörü eşit zamanlarda eşit alanlar süpürür. 3. Dolanma döneminin karesinin yarı büyük eksen uzunluğunun küpüne oranı güneş etrafında dolanan her gezegen için aynıdır.(a^3/t^2) = sbt tir. 4. Gezegen yerine uyduyu ve güneş yerine dünyayı koyarsak yasa geçerlidir fakat sadece orantı katsayısı farklıdır. Slayt No: 8

9 Elips Slayt No: 9

10 Elips Geometrisi a = Yarıbüyük eksen ε = Dışmerkezlik (0-1) θ = Gerçek anomali r = Yarıçap r (1 ε ) = a 1+ ε cosθ 2 ε = r r eö eö r + r eb eb Elipsin parametrik denklemi Slayt No: 10

11 1. Kepler Yasası Slayt No: 11

12 2. Kepler Yasası Slayt No: 12

13 2. Kepler Yasası Slayt No: 13

14 Newtonun İkinci Yasası Newton un ikinci yasasının matematik ifadesini anımsayalım. F = ma = m dv dt Burada F kuvvet, m kütle, a ivme, v hız ve t zamandır. Slayt No: 14

15 Newton un Evrensel Çekim Yasası Aralarındaki uzaklık r olan iki noktasal kütlenin ( m u ve m d ) birbirlerine uyguladıkları kuvvet, F = Gm m Burada G evrensel çekim sabiti olup sabittir ve değeri ( x N m 2 kg -2 ) dır. r u 2 d Uydu üzerine uygulanan merkezcil kuvvet ise F = mv u r 2 Slayt No: 15

16 Newton un Evrensel Çekim Yasası Uydunun düşmemesi için her iki kuvvetin birbirine eşit olması gerekir: 2 Gmd v = r Yol, hız ile zamanın çarpımına eşit olduğundan Yol Hız = ve Yol = 2π r olduğundan Zaman v = 2π r T v 2 4π r = 2 T 2 2 Slayt No: 16

17 Uyduların Dönemi Hızın bu karşılığını birinci denklemde yerine koyalım T r = 4π Gm Bizi üçüncü Kepler yasasına götürür. Bu denklem yardımıyla biz her uydunun yere olan yüksekliğini bilirsek dünyayı ne kadar zamanda dolanacağını bulabiliriz. d Slayt No: 17

18 LEO Yörünge Hızı Alçak yörünge (~500 km yükseklikteki) uyduların hızları: 3. Kepler yasası: a^3/p^2 = G(m1+m2)/(4π^2) formülünden P ~90 dk bulunur. O halde çizgisel hız: V= (2πR)/P = [2π(6375 km+500 km)]/(1.5 sa) V = km/saat! Ödev: Yer merkezinden km uzaklıktaki haberleşme uydularının hızını hesaplayın. Çarşamba Slayt No:18

19 Dairesel Yörünge Örneği 2 Merkezcil mv Gme = Kuvvet 2 r r m Çekimsel Kuvvet Gm e = m 3 s -2 Dönem 2π r T T v = π Gm T 4π = r 3 Gm ( + m) e r 3 NOAA uydularının yörüngeleri yeryüzünden yaklaşık 850 km yukarıdadır (r = 7228 km) ve bu nedenle dönemleri 102 dakikadır. Slayt No: 19

20 Uyduların Dönemi h (km) R (km) P V(km/s) h 24 m h 26 m h 34 m h 45 m h 07 m h 48 m h 56 m d Slayt No: 20

21 Yüzey Çekim İvmesi Yüzeydeki noktasal kütlenin değeri 1 olursa elde edilen çekim kuvvetine alanın şiddeti denir. g m = G r 2 Değeri 9.8 m/s 2 dir. Aşağıdaki her üç denklem de, uydunun kütlesine bağlı değildir! Gmd m T 4π v= g = G = r r r Gm 2 2 d 2 3 d Slayt No: 21

22 g nin farklı h lar için değeri Konum Yer merkezinden uzaklık g nin değeri (m/s 2 ) Yer yüzeyi 6.38 x 10 6 m km yükseklikte 7.38 x 10 6 m km yükseklikte 8.38 x 10 6 m km yükseklikte 9.38 x 10 6 m km yükseklikte 1.04 x 10 7 m km yükseklikte 1.14 x 10 7 m km yükseklikte 1.24 x 10 7 m km yükseklikte 1.34 x 10 7 m km yükseklikte 1.44 x 10 7 m km yükseklikte 1.54 x 10 7 m km yükseklikte 1.64 x 10 7 m km yükseklikte 5.64 x 10 7 m 0.13 Slayt No: 22

23 Kepler in Üçüncü Yasası Mars yörüngesinin yarı-büyük ekseni 1.52 GB ve dönemi ise 1.88 yıldır = =3.53 Jüpiter in dolanma dönemi yıl olduğuna göre Jüpiter in Güneş ten uzaklığı ne kadardır? P 2 =(11.86) 2 =140.7 Bu nedenle yarı-büyük eksen nın küpkökü olması gerekir. (5.20)^3=140.7 olduğundan D=5.20 GB. Slayt No: 23

24 Dünyanın Kütlesi Dünya nın kütlesini bulmak için örneğin Uluslararası Uzay İstasyonunu kullanalım. Bu yapay uydu yer yüzünden (Dünya nın merkezinden ise 6750 km yukarıda) 372 km yukarıda ve yörünge dönemi dakikadır: P = dakika = saniye r = 6750 km = 6.75x10 6 metre Slayt No: 24

25 Dünyanın Kütlesi (m + m ) = 2 3 d uui 2 d 4π r G T π ( ) (m + m ) = kg d uui ( ) 2 UUİ nun kütlesi (10 5 kg) Dünya nın kütlesi ile karşılaştırıldığında çok küçük olduğundan onun kütlesini yaptığımız hesaplarda ihmal edebiliriz. 24 (m ) = kg Slayt No: 25

26 Dünyanın Kütlesi Dünya nın kütlesini bulmak için şimdi de doğal uydumuz Ay ı kullanalım: P = gün = 2.360x10 6 saniye r = 384,404 km = 3.844x20 8 metre Slayt No: 26

27 Dünyanın Kütlesi 2 3 4π r (m d + may ) = 2 G T π ( ) (m d + may ) = kg ( ) + m = 24 (m d ay ) kg Bulduğumuz bu değerin Dünya nın bugünkü kabul edilen değerine (5.977x10 24 kg ) çok yakın olduğuna dikkat edelim. Çünkü Ay ın kütlesi, Dünya kütlesinin sadece 1.2% kadardır. Slayt No: 27

28 Kepler Denklemi M = n( t t 2π n = = T p ) = e Gm a e 3 ε sin e NOT: Tüm açılar radyan birimindedir. M = Ortalama anomali n = Ortalama hareket sabiti t p = Enberiden geçiş zamanı e = Eksentrik anomali ε = Dışmerkezlik M, e ve θ açıları enberi noktasında sıfırdır. cose ε cosθ = 1 ε cose cosθ + ε cose = 1+ ε cosθ Slayt No: 28

29 Sağaçıklık & Dikaçıklık Uzayda yörünge düzlemini tanımlamak için koordinat sistemine gereksinmemiz vardır δ = dikaçıklık Ω = Sağaçıklık Slayt No: 29

30 Açıların Tanımı i < 90 doğru yönde i = Eğim açısı i > 90 ters yönde ω = Enberinin boylamı Ω = Çıkış düğümünün sağaçıklığı Slayt No: 30

31 Yörünge Elemanları Yörünge Elemanları Yarıbüyük eksen Dışmerkezlik Eğim Enberinin boylamı Çıkış düğümünün sağaçıklığı Ortalama anomali Başlangıç zamanı Sembol a ε i ω o Ω o M o t o Slayt No: 31

32 Uydu Nerede? Adım adım hesaplama rehberi 1. İlgilendiğin uydunun yörünge elemanlarını bul. 2. Zamanla değişen yörünge elemanlarını (M, Ω, & ω) ilgilendiğin (t ) zamanına güncelle: M = M o + (t t o )(dm/dt), örnek. 3. Kepler denklemini kullanarak gerçek anomaliyi (θ) hesap et. 4. r yi (uydunun dünya merkezinden uzaklığı) bulmak için elips denklemini kullan. Slayt No: 32

33 Uydu Yörüngeleri re/satellite_tracking/ Slayt No: 33

34 Gökcisimlerinde Ağırlığınız ve Yaşınız ht/index.html Slayt No: 34