2. Ni巽in Uydular Dolan脹yor? Merkezka巽 kuvvet 巽ekim kuvvetine eit olursa dairesel y旦r端nge. Eer h脹z biraz fazla veya az ise o zaman y旦r端nge eliptik olur.
7. Dairesel Y旦r端nge rnei Merkezi Kuvvet ekimsel Kuvvet D旦nem NOAA uydular脹n脹n y旦r端ngeleri yery端z端nden yakla脹k 850 km yukar脹dad脹r (r = 7228 km) ve bu nedenle d旦nemleri 102 dakikad脹r .
8. Kepler Yasalar脹 T端m gezegenler odaklar脹n脹n birinde G端ne bulunan bir elips y旦r端nge 端zerinde hareket ederler. G端ne ile gezegeni birletiren yar脹巽ap vekt旦r端 eit zamanlarda eit alanlar s端p端r端r. Dolanma d旦neminin karesinin yar脹 b端y端k eksen uzunluunun k端p端ne oran脹 g端ne etraf脹nda dolanan her gezegen i巽in ayn脹d脹r. Gezegen yerine uyduyu ve g端ne yerine d端nyay脹 koyarsak yasa ge巽erlidir fakat sadece orant脹 katsay脹s脹 farkl脹d脹r.
9. E lips Geometr isi a = Yar脹b端y端k eksen = D脹merkezlik (0-1) = Ger巽ek anomali r = Yar脹巽ap Elips denklemi
14. Newton un 聴kinci Yasas脹 Newton un ikinci yasas脹n脹n matematik ifadesini an脹msayal脹m. Burada F kuvvet , m k端tle , a ivme , v h脹z ve t zamand脹r .
15. Newton un Evrensel ekim Yasas脹 Aralar脹ndaki uzakl脹k r olan iki noktasal k端tlenin ( m 1 ve m 2 ) birbirlerine uygulad脹klar脹 kuvvet, Burada G evrensel 巽ekim sabiti olup sabittir ve deeri (6.67259 x 10 -11 N m 2 kg -2 ) d脹r . Uydu 端zerine uygulanan merkezka巽 kuvvet ise
16. Newton un Evrensel ekim Yasas脹 Her iki kuvvet birbirine eit olmas脹 gerekir uydunun d端memesi i巽in Yol, h脹z ile zaman脹n 巽arp脹m脹na eit olduundan olduundan
17. Uydular脹n D旦nemi H脹z脹n bu kar脹l脹脹n脹 birinci denklemde yerine koyal脹m Bizi 端巽端nc端 Kepler yasas脹na g旦t端r端r. Bu denklem yard脹m脹yla biz her uydunun yere olan y端ksekliini bilirsek d端nyay脹 ne kadar zamanda dolanaca脹n脹 bulabiliriz.
18. Uydular脹n D旦nemi 0.43 1.02 27 d .322 384 400 378 000 1.27 3.07 23 h 56 m 42 168 35 790 2.04 4.94 5 h 48 m 16 378 10 000 2.86 6.91 2 h 07 m 8 378 2 000 3.07 7.36 1 h 45 m 7 378 1 000 3.15 7.62 1 h 34 m 6 878 500 3.24 7.85 1 h 26 m 6 478 100 3.27 7.91 1 h 24 m 6 378 0 v(km/s) V(km/s) P R (km) h (km)
19. Y端zey ekim 聴vmesi Y端zeydeki noktasal k端tlenin deeri 1 olursa elde edilen 巽ekim kuvvetine alan脹n iddeti denir. Deeri 9.8 m/s 2 dir. Aa脹daki 端巽 denkleme dikkat edelim, bunlar uydunun k端tlesine bal脹 deildir.
20. gnin farkl脹 hlar i巽in deeri 0.13 5.64 x 10 7 m 50000 km y端kseklikte 1.49 1.64 x 10 7 m 10000 km y端kseklikte 1.69 1.54 x 10 7 m 9000 km y端kseklikte 1.93 1.44 x 10 7 m 8000 km y端kseklikte 2.23 1.34 x 10 7 m 7000 km y端kseklikte 2.60 1.24 x 10 7 m 6000 km y端kseklikte 3.08 1.14 x 10 7 m 5000 km y端kseklikte 3.70 1.04 x 10 7 m 4000 km y端kseklikte 4.53 9.38 x 10 6 m 3000 km y端kseklikte 5.68 8.38 x 10 6 m 2000 km y端kseklikte 7.33 7.38 x 10 6 m 1000 km y端kseklikte 9.8 6.38 x 10 6 m Yer y端zeyi gnin deeri (m/s 2 ) Yer merkezinden uzakl脹k Konum
21. Kepler Denklemi M = Ortalama anomali n = Ortalama hareket sabiti t p = Enberiden ge巽i zaman脹 e = Eksentrik anomali = D脹merkezlik M , e ve 慮 a巽脹lar脹 enberi noktas脹nda s脹f脹rd脹r. NOT: T端m a巽脹lar radyan birimindedir .
23. A巽脹lar脹n Tan脹m脹 i = Eim a巽脹s脹 = Enberinin boylam脹 = 脹k脹 d端端m端n端n saa巽脹kl脹脹 i < 90 属 doru y旦nde i > 90 属 ters y旦nde
24. Y旦r端nge Elemanlar脹 t o Balang脹巽 zaman脹 M o Ortalama anomali o 脹k脹 d端端m端n端n saa巽脹kl脹脹 o Enberinin boylam脹 i Eim D脹merkezlik a Yar脹b端y端k eksen S e mbol Y旦r端nge Elemanlar脹
25. Uydu Nerede ? Ad脹m ad脹m hesaplama rehberi 聴lgilendiin uydunun y旦r端nge elemanlar脹n脹 bul . Zamanla deien y旦r端nge elem a n lar脹n脹 ( M , , & ) ilgilendiin ( t ) zaman脹na g端ncelle : M = M o + ( t t o )( dM / dt ), 旦rnek . Kepler denklemini kullanarak ger巽ek anomaliyi ( ) hesap et . ryi (uydunun d端nya merkezinden uzakl脹脹) bulmak i巽in elips denklemini kullan .
