Prędkość ucieczki

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
(Przekierowano z Druga prędkość kosmiczna)
Skocz do: nawigacja, szukaj
Prędkość ucieczki dla wybranych obiektów
Miejsce Wartość
[km/s]
W odniesieniu
do grawitacji
"powierzchnia" Słońca 617,5 Słońca
powierzchnia Merkurego 4,4 Merkurego
orbita Merkurego 67,7 Słońca
powierzchnia Wenus 10,4 Wenus
orbita Wenus 49,5 Słońca
powierzchnia Ziemi 11,2 Ziemi
powierzchnia Księżyca 2,4 Księżyca
orbita Księżyca 1,4 Ziemi
orbita układu
Ziemia-Księżyc
42,1 Słońca
powierzchnia Marsa 5,0 Marsa
orbita Marsa 34,1 Słońca
powierzchnia Jowisza 59,5 Jowisza
orbita Jowisza 18,5 Słońca
powierzchnia Saturna 35,5 Saturna
orbita Saturna 13,6 Słońca
powierzchnia Urana 21,3 Urana
orbita Urana 9,6 Słońca
powierzchnia Neptuna 23,5 Neptuna
orbita Neptuna 7,7 Słońca
powierzchnia Plutona 1,3 Plutona
orbita Plutona 6,7 Słońca
Układ
Słoneczny
551[1] Drogi Mlecznej
horyzont
zdarzeń
299792,5
(prędkość
światła
)
czarnej dziury

Prędkość ucieczki (zwana też drugą prędkością kosmiczną oznaczana VII) ciała niebieskiego – minimalna pionowa prędkość początkowa (startowa) jaką musi mieć obiekt, aby mógł opuścić pole grawitacyjne danego ciała niebieskiego tj. aby trajektoria jego ruchu była krzywą otwartą (hiperbolą lub parabolą).

Po wystartowaniu obiektu z prędkością równą prędkości ucieczki nie trzeba w dalszym ciągu dostarczać energii w celu podtrzymania ruchu (z wyjątkiem energii na pokonanie oporów ruchu, np. oporu atmosfery czy materii międzygwiezdnej), gdyż w miarę oddalania się obiektu od ciała niebieskiego wartość prędkości ucieczki maleje dążąc do 0. Obiekt o początkowej prędkości równej prędkości ucieczki pomimo ciągłego zmniejszania swojej prędkości wynikającego z poruszania się ruchem opóźnionym w każdej chwili będzie miał prędkość równą prędkości ucieczki dla aktualnej odległości od ciała niebieskiego.

W praktyce prędkość startowa powinna być większa niż prędkość ucieczki lub powinno się dostarczać dodatkową energię w trakcie ruchu pozwalającą na pokonanie oporów materii. Jeśli jednak uwzględni się ruch obrotowy planety wokół własnej osi, można, wystrzeliwując rakietę z obszarów okołorównikowych, wykorzystać energię kinetyczną ruchu obrotowego do zmniejszenia prędkości startowej, podobnie jak to ma miejsce przy wprowadzaniu satelity na orbitę wokół planety. Właśnie z tego powodu wszystkie kosmodromy na Ziemi lokowane są na małych szerokościach geograficznych. Stąd też, ponieważ Europa leży daleko od równika, Europejska Agencja Kosmiczna wystrzeliwuje swoje rakiety z terytorium Gujany Francuskiej.

Prędkość ucieczki dla grawitacji Ziemi z jej powierzchni wynosi 11,2 km/s.

Wyznaczanie prędkości ucieczki[edytuj | edytuj kod]

Prędkość ucieczki wynika z zasady zachowania energii mechanicznej. Ciało oddali się dowolnie daleko od ciała niebieskiego, gdy ma odpowiednio dużą prędkość, tak by jego prędkość w nieskończoności była równa 0. Energia mechaniczna ciała poruszającego się w polu grawitacyjnym jest sumą jego energii kinetycznej i potencjalnej oddziaływania grawitacyjnego:

 E_m = E_k + E_p \,

gdzie: Em – energia mechaniczna, Ekenergia kinetyczna, Epenergia potencjalna. Energia kinetyczna opisana jest równaniem:

 E_{k}=\frac{mv^2}{2}

gdzie: m – masa, v – prędkość. Energię potencjalną wyraża wzór:

 E_{p}=-\frac{GMm}{r}

gdzie: G – stała grawitacji, M – masa ciała odniesienia, r – odległość od środka ciała odniesienia.

Z powyższych wzorów, po zastosowaniu zasady zachowania energii:

v=\sqrt{\frac{2GM}{r}}=\sqrt{2}v_{I}=c \sqrt{\frac{2GM}{c^2} \frac{1}{r}}=c\sqrt{\frac{r_g}{r}}       (8)

gdzie

v jest prędkością początkową obiektu będącego w odległości r od środka ciała odniesienia;
vI to pierwsza prędkość kosmiczna
 r_g = \frac{2GM}{c^2} jest promieniem Schwarzschilda.

Dla przykładu prędkość ucieczki z powierzchni Ziemi można obliczyć wiedząc, że:

r = 6378,14 \operatorname{km} \,
M= 5,9736\cdot10^{24} \operatorname{kg}
G = 6,6732(31)\cdot10^{-11} \operatorname{m}^3 \operatorname{kg}^{-1} \operatorname{s}^{-2}

Z powyższych wzorów i danych ciał niebieskich wynika:

v= \sqrt{\frac{2\cdot6,6732(31)\cdot10^{-11} \operatorname{m}^3 \operatorname{kg}^{-1} \operatorname{s}^{-2}\cdot 5,9736\cdot10^{24} \operatorname{kg}}{6378140 \operatorname{m}}}=11,2\frac{\operatorname{km}}{\operatorname{s}}

Gdy rozmiar ciała r będzie równy promieniowi Schwarzschilda, prędkość ucieczki z niego będzie równa prędkości światła. Ciało takie nazywamy czarną dziurą.

Pierwszy raz II prędkość kosmiczną obliczył Izaak Newton.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. Prajwal Raj Kafle, Sanjib Sharma, Geraint F. Lewis, Joss Bland-Hawthorn. On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution. „Astrophysical Journal”. 794, s. 59, 2014. doi:10.1088/0004-637X/794/1/59.