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Tema 3:Tema 3:Misiones Espaciales: Tipos de ÓrbitasMisiones Espaciales: Tipos de Órbitas
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Misiones Espaciales: Tipos de ÓrbitasMisiones Espaciales: Tipos de Órbitas
Tipos de órbitas:
• GEO: Geostacionaria h ~ 35786,4 Km
• LEO: Low Earth Orbiter h ~ 200 - 1000 Km
• HEO: Highly Elliptical Orbit para cobertura de altas latitudes
• Non Geocentric Orbit navegación interplanetaria
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Misiones Espaciales: Tipos de ÓrbitasMisiones Espaciales: Tipos de Órbitas
Parámetros orbitales:Una órbita ideal queda determinada por 6 parámetros:Orientación:• ΩΩ : longitud de la línea nodal ascendente sobre el plano ecuatorial• ΨΨ : inclinación del plano orbital respecto al plano ecuatorial• γγ : ángulo del perigeo tomado desde el nodo ascendenteDimensionales:• a : semieje mayor de la elipse• e : excentricidad de la órbita
• tp :tiempo de paso por el perigeo (referencia tiempo inicial)
( )21 abe −=
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Mecánica orbital:
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Los demás parámetros quedan fijados por las Leyes de Kepler:• Período Orbital : (3ª Ley de Kepler)
2314
23
21
23
10986,3
Tierra la de radio :6366
;2
4.84;2
smMGk
KmR
hhRa
minTR
aT
k
aT
T
perigapog
EE
==
≈
++=
≈
==
π
Para una órbita circular:
( )21
232k
RhT
+= π21
+=
Rh
kv p. ex.: satélite TRANSIT
h = 1075 Km → v = 7.3 Km/s T = 106 min
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Perturbaciones que modifican los parámetros orbitales:• Asimetría en el campo gravitatorio terrestre:
( ) ( ) ( )( ) ( )
+
+
−= ∑ ∑∑
∞
=
∞
=
∞
= 2 0,,,
2
sinsincossin1n m
mnmnmn
n
nnn
n
T mPmSmCrR
PJrR
rMG
V ϕλλθ
Potencial gravitatorio terrestre
• ϕ, λ : latitud y longitud geocéntricas• Pn: Polinomios de Legendre• Pn,m: Funciones de Legendre de 1ª especie• Jn, Cn,m, Sn,m: coeficientes determinados experimentalmente
El primer término de la serie corresponde a un esfera.El término de corrección más importante es J2, correspondiente al momento cuadrupolar de G
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• Rozamiento atmosférico: circulariza y contrae la órbita → reentrada
=
r
rrdd V
VVCSF
r2
21 ρ
• ρ: densidad atmosférica• S: superficie proyectada del satélite
• Cd: coeficiente de rozamiento del satélite (Cd typ ≈2.5)• : vector de velocidad respecto a la atmósfera rV
r
Para una órbita circular:
M
CSr
T
T dπρ3−≈∆ Donde: T es el periodo orbital
M es la masa del satélite r es el radio de la órbita
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• Presión de radiación solar:La absorción/reflexión de radiación electromagnética se traduce en una presión de radiación debido a la interacción de los campos con cargas y corrientes inducidas
( )BvEqFrrrr
x +=
- Para un absorbente perfecto:
:;Presión ℘℘
= vrr
cP Vector de Pointing
262 107.41400 mNPmW absTierraenSol−≈⇒≈℘r
- Para un reflector perfecto:
cP
℘=rr
2:Presión
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• Otras perturbaciones:- Influencia de los campos gravitatorios de la Luna y del Sol- Influencia de las mareas- Influencia del campo magnético terrestre
• Efectos:- Oscilación del plano orbital respecto a su inclinación nominal (Ψ±∆Ψ)
- Regresión de la línea nodal:
- Avance del perigeo:
Ψ±=∆Ψ cos2 2
3
J
Je
( ) Ψ−
−=∆Ω cos
1
13 222
2
Jea
Rórbita π
( ) ( )Ψ−−
=∆ 2
222
2
sin541
123
Jea
Rórbita πγ
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Aceleraciones causadas por los principales efectos perturbadores
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Órbita LEO: • Órbita Polar LEO: cobertura global (pasa por los polos)
altitud típica entre 600 y 800 Km• Órbita sincronizada con la Tierra: el punto subsatélite repite traza
sobre la Tierra a intervalos regulares
El cambio de longitud ∆Ω= ∆Ω1+ ∆Ω2 del paso por el ecuador se debe a:• rotación de la Tierra (dominante)
• regresión del nodo ascendente
órbitaradTT
e
/21 π−=∆Ω
( ) órbitaradJea
R/cos
1
13 222
2
2 Ψ−
−=∆Ω π
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Período de rotación de la Tierra:
Te = 86164.09055 + 0.015 ts (segundos)
ts : siglos desde 1900
Te ~ 23 h 56’ respecto de las estrellas
~ 24 h respecto del Sol
En una órbita sincronizada con la Tierra se cumple que:
π2mn =∆Ω
nº órbitas nº revoluciones de la Tierra (días)
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• Órbita helio-síncrona:el plano orbital rota a la misma velocidad con que la Tierra se mueve alrededor del Sol: 1 rev/año ~ 1º/día
añoradórbitaradTT
es
/2/22 ππ ==∆Ω
Tes = 3.155815 107 s (periodo orbital Tierra-Sol)
El satélite sobrevuela el territorio a la misma hora del día:1 paso ascendente + 1 paso descendente
N
S
N
S
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• Órbita Tierra-Sol síncrona: Combinan los dos requisitos anteriores
esT
Tπ22 =∆Ω
π2mn =∆Ω⇒=+− πππ 222 m
T
T
T
Tn
ese
−−=∆Ω
ese TTT
112π (hacia el Oeste)
Para un LEO: h ~ 550 - 950 Km, T ~ 95 - 100 min ⇒ ∆φ ~ 0.43 rad/órb⇒ ~ 2800 Km entre trazas en el ecuador
ees
e TmT
TTn =
−1
Se denotan con losíndices n:m
nº órbitas diferentes
nº días para repetir una órbita
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• Órbita de deriva cero: si m =1, hay n órbitas que se repite cada día
n:m h (Km) h (Km) con perturb.14:1 894 88815:1 567 56116:1 275 268
La separación d entre trazas suele ser excesiva para la observación
de la Tierra: KmRRn
d ecuadorecuador 6378;2
≈=π
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• Para aumentar la densidad de trazas se realizan ligeras perturbaciones sobre órbitas de deriva cero.
Ejemplo: LANDSAT 1, 2T = 103.3’Ψ = 99º
hapogeo = 920 Km (e = 0.002)
órbita n:m = 251:18 ⇒ n = 251 órbitas en m =18 días
es casi una órbita 14:1 (251 = 14 . 18 -1)
La separación entre tracks será de 251 órbitas equiespaciadas en el ecuador:
KmRd ecuador 1602512
≈=π
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Ground-tracks diarios típicos de LANDSAT
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Ground-tracks órbita 43:3
(cículo interior: elevación mínima 5º, círculo exterior: elevación mínima 2º)
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Ground-tracks órbita 501:35
(cículo interior: elevación mínima 5º, círculo exterior: elevación mínima 2º)
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Visibilidad desde la TierraHabitualmente se requieren unos 5º-10º sobre elhorizonte para transmisión/recepción con el sat.
++−= θθφ cosarccos
hR
R
La distancia (slant - range) S máxima será:
( )θφ
cossin
hRS +=
El satélite estará visible durante:
ψωωωωω
ωφ
τ
cos2
2
222eees
es
−+=
=
Donde ωes es la velocidad orbital relativa a la Tierra y ωe es la velocidad de rotación de la Tierra ωe = 7.3 10 -5 rad/s
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• Órbita Geostacionaria:
Cobertura de 1 satélite Cobertura global con 3 satélites geostacionarios
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• Órbita Geostacionaria:
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• Órbitas HEO:
Elementos Órbita Molniya:a = 26560 Km (T = 12 h)e = 0.722 (hp = 1000 Km, ha=39360Km)
ω=270º (perigeo hemisferio Sur)
Ω arbitrario (depende cobertura
requeirida)