Οποιοδήποτε αντικείμενο, που πετιέται, αργά ή γρήγορα καταλήγει στην επιφάνεια της γης, είτε είναι πέτρα, ένα κομμάτι χαρτί ή ένα απλό φτερό. Την ίδια στιγμή, ένας δορυφόρος που εκτοξεύτηκε στο διάστημα πριν από μισό αιώνα, ένας διαστημικός σταθμός ή η Σελήνη συνεχίζουν να περιστρέφονται στις τροχιές τους, σαν να μην επηρεάζονται καθόλου από τη δύναμη της βαρύτητας του πλανήτη μας. Γιατί συμβαίνει αυτό? Γιατί η Σελήνη δεν απειλεί να πέσει στη Γη και η Γη δεν κινείται προς τον Ήλιο; Δεν επηρεάζονται από τη βαρύτητα;
Από το μάθημα της σχολικής φυσικής, γνωρίζουμε ότι η παγκόσμια βαρύτητα επηρεάζει οποιοδήποτε υλικό σώμα. Τότε θα ήταν λογικό να υποθέσουμε ότι υπάρχει μια ορισμένη δύναμη που εξουδετερώνει την επίδραση της βαρύτητας. Αυτή η δύναμη ονομάζεται φυγόκεντρος. Η δράση του γίνεται εύκολα αισθητή, δένοντας ένα μικρό φορτίο στη μία άκρη του νήματος και περιστρέφοντάς το γύρω από την περιφέρεια. Σε αυτή την περίπτωση, όσο μεγαλύτερη είναι η ταχύτητα περιστροφής, τόσο ισχυρότερη είναι η τάση του νήματος καιΌσο πιο αργά περιστρέφουμε το φορτίο, τόσο πιο πιθανό είναι να πέσει κάτω.
Έτσι, είμαστε πολύ κοντά στην έννοια της «κοσμικής ταχύτητας». Με λίγα λόγια, μπορεί να περιγραφεί ως η ταχύτητα που επιτρέπει σε οποιοδήποτε αντικείμενο να υπερνικήσει τη βαρύτητα ενός ουράνιου σώματος. Ένας πλανήτης, ο δορυφόρος του, το ηλιακό σύστημα ή άλλο σύστημα μπορεί να λειτουργήσει ως ουράνιο σώμα. Κάθε αντικείμενο που κινείται σε τροχιά έχει διαστημική ταχύτητα. Παρεμπιπτόντως, το μέγεθος και το σχήμα της τροχιάς ενός διαστημικού αντικειμένου εξαρτάται από το μέγεθος και την κατεύθυνση της ταχύτητας που έλαβε αυτό το αντικείμενο τη στιγμή που σβήστηκαν οι μηχανές και το υψόμετρο στο οποίο συνέβη αυτό το συμβάν.
Η διαστημική ταχύτητα είναι τεσσάρων ειδών. Το μικρότερο από αυτά είναι το πρώτο. Αυτή είναι η χαμηλότερη ταχύτητα που πρέπει να έχει ένα διαστημόπλοιο για να μπει σε κυκλική τροχιά. Η τιμή του μπορεί να προσδιοριστεί με τον ακόλουθο τύπο:
V1=√µ/r, όπου
µ - γεωκεντρική βαρυτική σταθερά (µ=39860310(9) m3/s2);
r είναι η απόσταση από το σημείο εκτόξευσης έως το κέντρο της Γης.
Λόγω του γεγονότος ότι το σχήμα του πλανήτη μας δεν είναι μια τέλεια μπάλα (στους πόλους είναι κάπως πεπλατυσμένη), η απόσταση από το κέντρο προς την επιφάνεια είναι μεγαλύτερη στον ισημερινό - 6378,1 • 10(3) m, και τουλάχιστον στους πόλους - 6356,8 • 10(3) m. Αν πάρουμε τη μέση τιμή - 6371 • 10(3) m, τότε θα έχουμε V1 ίσο με 7,91 km/s.
Όσο περισσότερο η κοσμική ταχύτητα υπερβαίνει αυτήν την τιμή, τόσο πιο επιμήκη θα αποκτήσει η τροχιά, απομακρυνόμενη από τη Γη για όλουςμεγαλύτερη απόσταση. Κάποια στιγμή, αυτή η τροχιά θα σπάσει, θα πάρει τη μορφή παραβολής και το διαστημόπλοιο θα πάει στο διάστημα σερφ. Για να φύγει από τον πλανήτη, το πλοίο πρέπει να έχει τη δεύτερη διαστημική ταχύτητα. Μπορεί να υπολογιστεί χρησιμοποιώντας τον τύπο V2=√2µ/r. Για τον πλανήτη μας, αυτή η τιμή είναι 11,2 km/s.
Οι αστρονόμοι έχουν από καιρό καθορίσει με τι ισούται η κοσμική ταχύτητα, τόσο η πρώτη όσο και η δεύτερη, για κάθε πλανήτη του εγγενούς μας συστήματος. Είναι εύκολο να υπολογιστούν χρησιμοποιώντας τους παραπάνω τύπους, αν αντικαταστήσουμε τη σταθερά μ με το γινόμενο fM, στο οποίο M είναι η μάζα του ουράνιου σώματος που μας ενδιαφέρει και f είναι η σταθερά βαρύτητας (f=6,673 x 10(-11) m3/(kg x s2).
Η τρίτη κοσμική ταχύτητα θα επιτρέψει σε οποιοδήποτε διαστημόπλοιο να ξεπεράσει τη βαρύτητα του Ήλιου και να εγκαταλείψει το εγγενές ηλιακό σύστημα. Αν το υπολογίσετε σε σχέση με τον Ήλιο, παίρνετε μια τιμή 42,1 km / s. Και για να μπείτε στην τροχιά κοντά στον ήλιο από τη Γη, θα χρειαστεί να επιταχύνετε στα 16,6 km/s.
Και, τέλος, η τέταρτη κοσμική ταχύτητα. Με τη βοήθειά του, μπορείτε να ξεπεράσετε την έλξη του ίδιου του γαλαξία. Η τιμή του ποικίλλει ανάλογα με τις συντεταγμένες του γαλαξία. Για τον Γαλαξία μας, αυτή η τιμή είναι περίπου 550 km/s (όταν υπολογίζεται σε σχέση με τον Ήλιο).
