Çdo objekt, duke u hedhur lart, herët a vonë përfundon në sipërfaqen e tokës, qoftë gur, një copë letër apo një pendë e thjeshtë. Në të njëjtën kohë, një satelit i lëshuar në hapësirë gjysmë shekulli më parë, një stacion hapësinor apo Hëna vazhdojnë të rrotullohen në orbitat e tyre, sikur të mos prekeshin fare nga forca e gravitetit të planetit tonë. Pse po ndodh kjo? Pse Hëna nuk kërcënon të bjerë në Tokë dhe Toka nuk lëviz drejt Diellit? A nuk ndikohen nga graviteti?
Nga kursi i fizikës shkollore, ne e dimë se gravitacioni universal ndikon në çdo trup material. Atëherë do të ishte logjike të supozohej se ekziston një forcë e caktuar që neutralizon efektin e gravitetit. Kjo forcë quhet centrifugale. Veprimi i tij ndihet lehtë duke lidhur një ngarkesë të vogël në njërin skaj të fillit dhe duke e rrotulluar rreth perimetrit. Në këtë rast, sa më e lartë të jetë shpejtësia e rrotullimit, aq më i fortë është tensioni i fillit dhesa më ngadalë ta rrotullojmë ngarkesën, aq më shumë ka gjasa që ajo të bjerë poshtë.
Kështu, ne jemi shumë afër konceptit të "shpejtësisë kozmike". Me pak fjalë, mund të përshkruhet si shpejtësia që lejon çdo objekt të kapërcejë gravitetin e një trupi qiellor. Një planet, sateliti i tij, sistemi diellor ose një sistem tjetër mund të veprojnë si një trup qiellor. Çdo objekt që lëviz në orbitë ka shpejtësi hapësinore. Nga rruga, madhësia dhe forma e orbitës së një objekti hapësinor varet nga madhësia dhe drejtimi i shpejtësisë që mori ky objekt në kohën kur motorët u fikën, dhe lartësia në të cilën ndodhi kjo ngjarje.
Shpejtësia e hapësirës është e katër llojeve. Më i vogli prej tyre është i pari. Kjo është shpejtësia më e ulët që duhet të ketë një anije kozmike për të hyrë në një orbitë rrethore. Vlera e saj mund të përcaktohet me formulën e mëposhtme:
V1=õ/r, ku
µ - konstante gravitacionale gjeocentrike (µ=39860310(9) m3/s2);
r është distanca nga pika e nisjes deri në qendrën e Tokës.
Për shkak të faktit se forma e planetit tonë nuk është një top i përsosur (në pole është disi i rrafshuar), distanca nga qendra në sipërfaqe është më e madhe në ekuator - 6378.1 • 10(3) m, dhe më së paku në polet - 6356,8 • 10(3) m. Nëse marrim vlerën mesatare - 6371 • 10(3) m, atëherë marrim V1 të barabartë me 7,91 km/s.
Sa më shumë shpejtësia kozmike të kalojë këtë vlerë, aq më shumë do të zgjasë orbita, duke u larguar nga Toka për të gjithëdistancë më të madhe. Në një moment, kjo orbitë do të thyhet, do të marrë formën e një parabole dhe anija kozmike do të shkojë në hapësirën e sërfit. Në mënyrë që të largohet nga planeti, anija duhet të ketë shpejtësinë e dytë hapësinore. Mund të llogaritet duke përdorur formulën V2=√2µ/r. Për planetin tonë, kjo vlerë është 11,2 km/s.
Astronomët kanë përcaktuar prej kohësh se sa është e barabartë shpejtësia kozmike, si i pari ashtu edhe i dyti, për çdo planet të sistemit tonë vendas. Ato janë të lehta për t'u llogaritur duke përdorur formulat e mësipërme, nëse zëvendësojmë konstantën μ me produktin fM, në të cilin M është masa e trupit qiellor me interes dhe f është konstanta gravitacionale (f=6,673 x 10(-11) m3/(kg x s2).
Shpejtësia e tretë kozmike do të lejojë çdo anije kozmike të kapërcejë gravitetin e Diellit dhe të largohet nga sistemi diellor vendas. Nëse e llogaritni në lidhje me Diellin, do të merrni një vlerë prej 42.1 km / s. Dhe për të hyrë në orbitën afër diellit nga Toka, do t'ju duhet të përshpejtoni në 16,6 km/s.
Dhe, më në fund, shpejtësia e katërt kozmike. Me ndihmën e saj, ju mund të kapërceni tërheqjen e vetë galaktikës. Vlera e saj ndryshon në varësi të koordinatave të galaktikës. Për Rrugën tonë të Qumështit, kjo vlerë është afërsisht 550 km/s (kur llogaritet në raport me Diellin).
