A velocidade orbital é a velocidade que um objeto precisa para manter uma órbita circular estável em torno de um corpo maior. Ela vem diretamente do equilíbrio de duas forças: a atração gravitacional do corpo central e a força centrípeta necessária para manter o objeto em órbita se movendo em círculo, em vez de cair ou voar em linha reta.
Como funciona a calculadora de velocidade orbital
Definir a força gravitacional (F = GMm/r²) igual à força centrípeta necessária para o movimento circular (F = mv²/r) e resolver para v dá v = √(GM/r). Observe que a própria massa do objeto em órbita é totalmente cancelada – uma pena e uma estação espacial precisam da mesma velocidade orbital no mesmo raio em torno do mesmo corpo central. A velocidade de escape segue um argumento de energia: um objeto precisa de energia cinética suficiente para compensar totalmente sua energia potencial gravitacional negativa, o que resulta em v_escape = √(2GM/r) — exatamente √2 vezes mais rápido que a velocidade orbital circular naquele raio.
Entradas e o que elas significam
A calculadora recebe duas entradas: a massa do corpo central em quilogramas e o raio orbital em metros, medido a partir do centro do corpo (não de sua superfície). Para as órbitas da Terra, lembre-se de adicionar o raio da Terra (~6.371 km) à altitude do satélite acima da superfície para obter o raio orbital correto. Como as massas e os raios dos corpos astronômicos abrangem muitas ordens de magnitude, ambos os campos aceitam notação científica (por exemplo, 5.972e24). Os quatro chips predefinidos — Terra, Lua, Marte e Sol — preenchem valores de referência razoáveis para que você possa ver resultados realistas imediatamente.
Limites e casos extremos
Esta calculadora assume uma órbita perfeitamente circular e um corpo central esfericamente simétrico e não giratório - as órbitas reais são muitas vezes elípticas, e efeitos como arrasto atmosférico, achatamento (a Terra se projeta no equador) e perturbações do terceiro corpo (a Lua e o Sol puxando os satélites) fazem com que as velocidades orbitais reais se desviem ligeiramente desta fórmula idealizada. A fórmula também se decompõe em raios extremamente pequenos que se aproximam da esfera de fotões de um buraco negro, onde a relatividade geral – e não a mecânica newtoniana – governa o movimento. No entanto, para estimativas diárias de satélite, planetárias e de mecânica orbital, v = √(GM/r) tem precisão de uma fração de um por cento.