Órbitas de Satélite y Observación de la Tierra: ejemplos

  ¿Cómo se Consigue el Heliosincronismo?


Órbita Kepleriana
Órbita de satélite heliosíncrono

A una Tierra perfectamente esférica le debería corresponder una órbita como la descrita por la Ley de Kepler, de forma que el plano orbital tuviera una orientación fija en un marco de referencia orientado según estrellas fijas. Este no es el caso de las órbitas de los satélites heliosíncronos.

¿De qué forma podría ser un satélite heliosíncrono, sin seguir estrictamente una órbita Kepleriana?

El efecto del heliosincronismo está originado por las fuerzas debidas a la forma no esférica de la Tierra. Ésta es una de las causas más importantes de las perturbaciones orbitales, y se utilizará aquí para entender el heliosincronismo.

Como corrección de primer orden a una forma esférica, la Tierra debe ser tratada como un esferoide oblato de revolución. Su sección es aproximadamente elíptica, y tiene una distancia media de 6378.140 km desde el centro de la Tierra al ecuador, y de 6356.755 km desde el centro hasta los polos. Así, la Tierra es como una esfera con un cinturón de 21 km de grosor alrededor del ecuador.

En una primera aproximación, la Tierra es como un esferoide oblato de revolución.

El potencial gravitacional terrestre inducido U viene dado (aproximadamente) por:
U = -(mt/r)[ 1 + (1/2)J2(/r)2(1-3sin2) + ... ]
donde es la constante de gravitación Newtoniana (o universal),
mt es la masa terrestre,
r es la distancia al centro de la Tierra,
es el radio ecuatorial terrestre,
es el ángulo de declinación,
y J2 es el factor dinámico de la Tierra.

Fuentes.

Las superficies equipotenciales gravitacionales son también esferoides oblatos de revolución.

¿Cómo afecta este potencial gravitacional no esférico a la órbita del satélite?

Imagine una órbita baja casi circular y casi polar, con una inclinación superior a 90°.

Pulse sobre la figura para verla en primer plano.
La forma oblata de la superficie equipotencial gravitacional a la altitud del satélite de órbita baja produce una componente de la aceleración de la gravedad hacia el ecuador. Podría esperarse que tuviera también un efecto sobre el ángulo de inclinación. En realidad, la débil fuerza asociada hacia el ecuador produce una precesión de la órbita sobre el eje polar más que una variación en su ángulo de inclinación.

Ésta es una consecuencia del teorema del momento cinético. El momento de la fuerza de la gravedad con respecto a O no es igual a cero cuando la inclinación es distinta de 0° o 90°. En el caso que se muestra, está apuntando hacia fuera del plano de la figura. El efecto medio es una lenta precesión del momento cinético del satélite sobre el eje polar: en el sentido del movimiento aparente del sol para i > 90° y en sentido opuesto para i < 90°. Este momento es nulo para i = 90°, por tanto, no se produce precesión en el caso de una órbita exactamente polar.

Se puede expresar la razón de variación de la ascensión recta del nodo ascendente como:

d /dt = -<n>[(3/2)J2(/)2(1-2)-2cos ]
donde <n> es la constante del movimiento medio anómalo,
J2 es el factor dinámico de la Tierra,
es el radio ecuatorial terrestre,
es el semieje mayor,
es la excentricidad,
y es la inclinación.

Fuentes.
Para obtener una órbita heliosíncrona, por tanto, es posible ajustar los parámetros a e i con el fin de obtener una precesión que siga exactamente el movimiento aparente del sol.

El cinturón ecuatorial también puede causar una rotación o precesión del argumento del perigeo.