Косми́ческая ско́рость (первая v1, вторая v2, третья v3 и четвёртая v4) — минимальная начальная скорость, которую необходимо придать объекту (материальной точке) на поверхности небесного тела в отсутствие атмосферы, чтобы:
v1 — объект стал спутником небесного тела (то есть стал вращаться по круговой орбите вокруг тела на нулевой или пренебрежимо малой высоте относительно поверхности);
v2 — объект преодолел гравитационное притяжение небесного тела, уйдя на бесконечность;
v3 — при запуске с планеты объект покинул планетную систему, преодолев притяжение звезды;
v4 — при запуске из планетной системы объект покинул галактику.
Третья и четвёртая космические скорости используются довольно редко. Вторая космическая скорость (параболическая скорость, скорость убегания) обычно определяется в предположении отсутствия каких-либо других небесных тел (например, для Луны скорость убегания равна 2,4 км/с, несмотря на то, что в действительности для удаления тела на бесконечность с поверхности Луны необходимо преодолеть притяжение Земли, Солнца и Галактики).
Ещё реже в некоторых источниках встречается понятие «пятая космическая скорость». Это скорость, позволяющая добраться до иной планеты звездной системы вне зависимости от разности плоскостей эклиптики планет. Например, для Солнечной системы и, конкретно, для Земли, чтобы орбита межпланетного перелета была перпендикулярной к земной орбите, нужна скорость запуска 43,6 километра в секунду.
Между первой и второй космическими скоростями в нерелятивистском случае существует простое соотношение:
v
2
=
2
⋅
v
1
.
{\displaystyle v_{2}={\sqrt {2}}\cdot v_{1}.}
Квадрат круговой скорости (первой космической скорости) с точностью до знака равен ньютоновскому потенциалу Φ на поверхности небесного тела (при выборе нулевого потенциала на бесконечности):
v
1
2
=
−
Φ
=
G
M
R
,
{\displaystyle v_{1}^{2}=-\Phi ={\frac {GM}{R}},}
где M — масса небесного тела, R — его радиус, G — гравитационная постоянная.
Квадрат скорости убегания (второй космической скорости) равен удвоенному ньютоновскому потенциалу на поверхности тела, взятому с обратным знаком:
v
2
2
=
−
2
Φ
=
2
G
M
R
.
{\displaystyle v_{2}^{2}=-2\Phi =2{\frac {GM}{R}}.}
v1 — объект стал спутником небесного тела (то есть стал вращаться по круговой орбите вокруг тела на нулевой или пренебрежимо малой высоте относительно поверхности);
v2 — объект преодолел гравитационное притяжение небесного тела, уйдя на бесконечность;
v3 — при запуске с планеты объект покинул планетную систему, преодолев притяжение звезды;
v4 — при запуске из планетной системы объект покинул галактику.
Третья и четвёртая космические скорости используются довольно редко. Вторая космическая скорость (параболическая скорость, скорость убегания) обычно определяется в предположении отсутствия каких-либо других небесных тел (например, для Луны скорость убегания равна 2,4 км/с, несмотря на то, что в действительности для удаления тела на бесконечность с поверхности Луны необходимо преодолеть притяжение Земли, Солнца и Галактики).
Ещё реже в некоторых источниках встречается понятие «пятая космическая скорость». Это скорость, позволяющая добраться до иной планеты звездной системы вне зависимости от разности плоскостей эклиптики планет. Например, для Солнечной системы и, конкретно, для Земли, чтобы орбита межпланетного перелета была перпендикулярной к земной орбите, нужна скорость запуска 43,6 километра в секунду.
Между первой и второй космическими скоростями в нерелятивистском случае существует простое соотношение:
v
2
=
2
⋅
v
1
.
{\displaystyle v_{2}={\sqrt {2}}\cdot v_{1}.}
Квадрат круговой скорости (первой космической скорости) с точностью до знака равен ньютоновскому потенциалу Φ на поверхности небесного тела (при выборе нулевого потенциала на бесконечности):
v
1
2
=
−
Φ
=
G
M
R
,
{\displaystyle v_{1}^{2}=-\Phi ={\frac {GM}{R}},}
где M — масса небесного тела, R — его радиус, G — гравитационная постоянная.
Квадрат скорости убегания (второй космической скорости) равен удвоенному ньютоновскому потенциалу на поверхности тела, взятому с обратным знаком:
v
2
2
=
−
2
Φ
=
2
G
M
R
.
{\displaystyle v_{2}^{2}=-2\Phi =2{\frac {GM}{R}}.}
Источник: Wipedia.org