Lumina (si toate celelalte forme de radiatie electromagnetica) calatoresc in vid cu o viteza de circa 300.000 km/s, iar in aer ceva mai incet. Viteza luminii in vid reprezinta o constanta universala, notata cu c , si, conform teoriei relativitatii, nimic nu poate fi mai rapid. Intr-o secunda o raza de lumina ar putea inconjura de peste 7 ori Pamantul pe la Ecuator, pe cand calatoria ei de la Soare la Pamant, pe o distanta de circa 150.000.000 km, dureaza cam 8 minute. t4s19sy
Viteza luminii in vid este la ora actuala determinata precis la valoarea de 299.792.458 m s-1 . Aceasta valoare este folosita la aflarea unor distante lungi prin masurarea timpului necesar unui puls de lumina sa ajunga intr-un loc si sa se intoarca. Reprezinta de asemenea baza anului lumina (distanta parcursa de lumina intr-un an), o unitate folosita la masurarea unor distante astronomice foarte mari. La o scara mai redusa, valoarea vitezei luminii permite o determinare foarte precisa a distantelor iar metrul este definit la ora actuala ca lungimea drumului parcurs de lumina intr-o fractiune de 1/299.792.458 dintr-o secunda.
Sfarsitul Teoriei Corpusculare
Viteza luminii in aer si apa a fost pentru prima data masurata la mijlocul secolului XIX de catre fizicienii francezi Jean Foucault si Armand Fizeau. Acest lucru a dus la o respingere a teoriei corpusculare a luminii propusa de Isaac Newton. Newton sugerase ca un corp luminos emite un curent de particule care calatoresc in linie dreapta prin eter (un mediu despre care se credea la acea vreme ca ocupa intregul spatiu). Dar faptul ca lumina se deplasa mai incet in apa nu putea fi explicat decat prin teoria ondulatorie a luminii si nu prin cea stabilita de Newton.
Metoda lui Römer
Primele masuratori reusite ale vitezei luminii au fost de natura astronomica. In 1676 astronomul danez Ole (sau Olaus) Christensen Römer (1644-1710) a observat o intarziere a eclipsei unei luni a lui Jupiter cand aceasta era vazuta de pe partea indepartata a orbitei pamantului in comparatie cu observarea ei de pe partea apropiata. Presupunand ca intarzierea reprezenta timpul in care lumina parcurgea orbita pamantului si cunoscand cu aproximatie dimensiunea orbitei din unele observatii precedente, el a facut raportul distanta-timp pentru a estima viteza si a ajunge la rezultatul de 286.000 km×s-1, cu o eroare de circa 5% din valoarea cunoscuta in zilele noastre.
Fizicianul englez James Bradley a realizat o masuratoare mai buna in anul 1729. Bradley a descoperit ca era nevoie sa modifice permanent inclinatia telescopului sau pentru a putea capta lumina stelelor pe masura ce pamantul se rotea in jurul soarelui. A ajuns astfel la concluzia ca miscarea pamantului deplasa telescopul in lateral fata de lumina care cobora asupra acestuia. Unghiul de inclinatie, numit aberatie stelara, este aproximativ egal cu raportul dintre viteza orbitala a pamantului si viteza luminii. (Aceasta reprezinta si una dintre metodele prin care oamenii de stiinta au aflat ca pamantul se misca in jurul soarelui si nu vice versa.)
Prima teleportare
Cercetatorii condusi de Anton Zeilinger, de la universitate din Innsbruck, Austria, au teleportat un foton (o particula de lumina). Proprietatile fizice ale fotonului au fost transferate instantaneu unui alt foton, fara vreo legatura sau comunicare cu primul. Experimentul necesita 3 fotoni -; originalul si o pereche de fotoni “inlantuiti”, ale caror proprietati cuantice (sau spini) sunt complementare. Cand se masoara spinul fotonului original si cel al unuia dintre ceilalti doi, al treilea capata acelasi spin ca primul. Interesul populatiei pentru principiul teleportarii a fost suscitat pentru prima oara in anii ’60 de serialul SF de televiziune Star Trek. • Sintezele lui Newton

Kepler propusese trei Legi ale miscarii planetelor bazate pe datele lui Brahe. Se presupunea ca aceste Legi sunt valabile numai in cazul miscarii planetelor; nu se mentiona nimic despre celelalte miscari din Univers. Era clar ca aceste legi erau valabile, dar nimeni nu cunostea o explicatie a acestora.
Newton a schimbat toate acestea.La inceput, el a demostrat ca miscarea obiectelor pe Pamant poate fi descrisa de cele trei noi Legi ale miscarii. Newton a aratat ca cele trei Legi ale miscarii planetelor ale lui Kepler nu erau altceva decat cazuri particulare ale propriilor sale legi (se presupunea ca intre toate corpurile din Univers care poseda masa exista forte de atractie gravitationala). De fapt, Newton a mers chiar mai departe: el a aratat ca Legile miscarilor planetelor ale lui Kepler erau numai aproximativ corecte, si a facut corecturile cantitative care cu observatii detaliate s-au demonstrat a fi valabile.

Atractia universala. Camp gravitational.

In urma observatiilor astronomice, J.Kepler a stabilit in anul 1916 legile care descriu miscarea planetelor in jurul Soarelui. Acestea, numite si legile lui Kepler, sunt urmatoarele:
- planetele se misca pe elipse ce au Soarele situat intr-unul dintre focare;
- raza vectoare a planetei descrie arii egale in intervale de timp egale.
- patratele perioadelor de revolutie sunt direct proportionale cu cuburile semiaxelor mari, adica
T2 = CR3 unde prin perioada de revolutie T se intelege timpul in care planeta descrie o elipsa completa.
B
P B

?r
A B' r + ?r

S
A A' r

Daca raza vectoare a planetei descrie ariile SAA' si SBB' in intervale egale de timp, conform legii a doua a lui Kepler, aceste arii sunt egale.
In cele ce urmeaza vom trata Soarele si planete ca pe niste puncte materiale, avand in vedere ca dimensiunile lor sunt neglijabile in comparatie cu distantele ce le separa.
In anul 1687 I. Newton a reusit sa explice legile miscarii planetelor presupunand ca Soarele exercita o forta de atractie asupra planetelor.Aceasta forta de atractie se manifesta ca o forta centripeta ce obliga fiecare planeta in parte sa se miste dupa o curba inchisa de forma unei elipse. Newton a demonstrat ca daca se admite ca forta de atractie F din partea Soarelui care actioneaza asupra planetei P este proportionala cu produsul dintre masele acestora si invers proportionala cu patratul distantei r dintre ele, fiind indreptata catre Soare dupa directia PS, atunci pot fi explicate cele trei legi ale lui Kepler. S-a presupus deci ca forta este data de relatia

Ms mp
F = K r2

unde Ms este masa Soarelui, mp este masa planetei iar K este o constanta de elasticitate.
Sa cautam sa demonstram legile lui Kepler .

Pentru a scrie pe F sub forma vectoriala, sa consideram vectorul r indreptat de la S la P si sa avem ca forta are directia lui r , dar sensul contrar al acestuia. Prin urmare
Ms mp r Msmp
F = -K = -K r r2 r r3
Momentul acestei forte fata de punctul S este
Msmp
MF = r X F = -K r X r = 0 r3
Folosind ecuatia, ?L0 /?t = 0, rezulta ca momentul cinetic L = r x p este constant in timp, pastrand aceeasi marime, directie si sens in tot timpul miscarii.

Din produsul vectorial L= r X p se observa ca L ? r si L ? p, ceea ce inseamna ca vectorii r si p sunt perpendiculari in tot cursul miscarii pe vectorul constant L, adica r si v, deci si traiectoria, se afla in planul perpendicular pe L, plan care trece prin S. Traiectoria miscarii este o curba care se gaseste in acelasi plan.
Determinarea formei geometrice a acestei traiectorii plane necesita calcule mai complicate care arata ca traiectoria este fie o elipsa, fie o parabola, fie o hiperbola , dupa cum viteza initiala a corpului aflat sub actiunea fortei este mai mare sau mai mica. In cazul planetelor viteza initiala corespunde conditiilor de miscare pe elipse.
In concluzie, forta de atractie explica prima lege a lui Kepler.
Sa consideram acum o portiune din traiectorie. Aria ?S a triunghiului ASB este data de modulul vectorului

1
?S= r X ?r
2
Impartind cu intervalul de timp ?t, in care Pamantul s-a deplasat din A in B, obtinem

?S = 1 r X r
?t 2 ?t

si daca presupunem ?t foarte mic (?t?0), rezulta

?S = 1 r X v = 1 rrr X p = 1 L
?t 2 2mp 2mp

Deoarece pentru ??r? foarte mic arcul AB coincide cu coarda ?AB?(in limita ?t?0), ?S=1/2mpL?t este tocmai aria suprafetei masurate de raza vectoare in intervalul de timp ?t. Deoarece L=constant, pentru orice interval de timp ?t putem scrie

?S = 1 mpL?t
2

Se vede imediat din ultima relatie ca in unitatea de timp, indiferent de pozitia instantanee a planetei pe traiectorie, raza vectoare a acesteia descrie o suprafata de aceeasi marime, ?S/?t=L/2mp
Prin urmare, in intervale de timp egale, raza vectoare a planetei descrie arii egale; am obtinut deci si a doua lege a lui Kepler.
Deoarece demonstratia legii a treia a lui Kepler este mai dificila din punct de vedere matematic, vom simplifica lucrurile, presupunand ca traiectoria planetei este circulara ( aceasta situatie corespunde satelitilor artificiali care se misca pe orbite circulare ). Egaland forta de atractie cu forta centripeta obtinem
Msmp
K = mp?2R
R2 unde am avut in vedere ca distanta de la planete la Soare este egala cu raza R a cercului. Rezulta de aici relatiile:

4?2 4?2
KMs=?2R3= , deci T2=
T2R3 KMsR3
Notand costanta 4?2/KMs cu C, obtinem a treia lege a lui Kepler

T2=CR3,

deoarece, in miscarea circulara, distanta de la un punct oarecare de pe circumferinta pana la centru este egala cu raza cercului. Cercul poate fi considerat ca un caz particular de elipsa cu semiaxele egale intre ele si egale cu raza R a cercului.

Daca tinem seama de dimensiunile Soarelui si planetelor, toata expunerea de mai sus ramane valabila, prin r intelegand insa vectorul ce uneste centrul Soarelui cu centrul planetei.
Dupa cum se remarca , directia fortei de atractie trece intotdeauna prin centrul Soarelui. O astfel de forta, a carei directie trece printr-un punct fix, se numeste forta centrala.
Pe linga atractia Soarelui, planeta noastra este supusa si atractiei din partea celorlalte planete din sistemul solar. Dintre toate acestea, cea mai importanta este insa forta de atractie FL din partea Lunii, care totusi de 127 de ori mai mica decat atractia solara ,mai exact
FL = 1 = 0,0058
FS 127,415

Fortele de atractie Fs a Soarelui si FL a Lunii sunt dirijate respectiv dupa directiile ce unesc centrul Pamantului cu centrele celor doua corpuri ceresti, situate la distantele D si, respectiv, d.
Forta totala care actioneaza asupra pamantului este
MS mp m1 mp
F = Fs + FL =K D + K d
D3 d3 deci, in miscarea sa de revolutie, Pamantul are acceleratia a
= F = K Ms D + K mL d mr D3 d3

Conform principiului al treilea al mecanicii, Pamantul actioneaza asupra Soarelui cu o forta (-Fs ) si asupra Lunii cu o forta (-FL ) .Aceste forte care au punctele de aplicatie in centrul Soarelui, si, respectiv in centrul Lunii, se comporta ca niste forte centrifuge.
Newton a generalizat relatiile, considerand ca intre orice pereche de corpuri din univers se manifesta o forta de atractie de forma

F = K m1m2 r212

unde m1 si m2 sunt masele celor doua corpuri, iar r12 este distanta ce separa centrele lor. Constanta K se numeste constanta atractiei universale, fiind aceeasi pentru toate perechiile de corpuri care se atrag.
Considerand doua corpuri care de mase egale cu unitatea, situate la o distanta r12, egala cu unitatea, obtinem : F=K. Constanta K este numeric egala cu forta de atractie dintre doua mase unitate, ce se gasesc la distanta egala cu unitatea una fata de cealalta. In sistemul SI valoarea sa masurata este K = 6,66 10-11 Nm2 /kg. L

FL d

P

Datorita valorii mici a lui K, forta de atractie dinre doua corpuri de pe suprafata Pamantului este mica, determinarea ei experimentala este dificila. Atractia Pamantului este insa importanta, datorita masei mari a acestuia. Forta cu care Pamantul atrage un corp determina in principal greutatea acelui corp. Pentru un corp de masa m, situat la suprafata Pamantului, neglijand efectele de rotatie diurne a Pamantului se poate scrie egalitatea

mg0 = K mMr
R2

deci acceleratia gravitatiei g0 , la suprafata Pamantului, este g0 = K Mr
R2

Masurand pe g 0 , si stiind ca raza R a Pamantului este cam de 6400 km, putem obtine masa Mp a planetei noastre,

= goR2 = 6. 1024 kg.
K

Cand corpul de masa m se gaseste la altitudinea h de suprafata Pamantului, distanta de la corp la centrul Pamnantului este R+h, relatia devine

mgh = K mMr
(R+h)2

unde g 0 reprezinta acceleratia gravitatiei la altitudinea h.
Se obtine

gh = K Mp KMp R2 = g0 R2
(R+h)2 R2 (R+h)2 (R+h)2

Relatia de mai dus ne arata ca acceleratia gravitatiei scade cu altitudinea. aceasta inseamna ca greutatea unui corp nu este de fapt constanta, asa cum eram obisnuiti sa o consideram, ci variaza cu altitudinea. Totusi, pentru corpuri care cad pe Pamant de la o inaltime h, mult mai mica decat raza Pamantului R, putem considera pe gh constant in tot timpul caderii. Intr-adevar, termenul 1/1+h /R ? 1- h/R, pentru h/R ?? 1, deci

12 ? (1-h/R)2 ? 1- 2 h
(1+ h/R)2 R

unde am neglijat din nou termenul in h2/R2. Introducand ultima relatie obtinem

gh = g 0 (1-2h/R).

Folosind ultima formula, sa calculam acceleratia gravitatiei la inaltimea h=1 km, avind in vedere ca R ? 6400 km:

g h = 1km = g0 (1-2/6400) = g 0 (1-1/3200).

Daca neglijam pe 1/3200 fata de 1, nu facem o eroare prea mare, astfel ca putem considera ca gh = 1 km ? g0 si deci acceleratia gravitatiei, ca si greutatea, sunt practic constante in tot cursul caderii corpului de la altitudinea de 1 km. Daca h ? R, insa de acelasi ordin de marime, nu mai pot fi neglijati termenii continand puteri superioare ale lui h/R, nu mai este valabila dezvoltarea.
Daca in fiecare punct dintr-o anumita regiune a spatiului se exercita o forta, spunem ca in acea regiune exista un camp de forte. Astfel forta de atractie a Pamantului se exercita in fiecare punct in jurul sau. Spunem atunci ca Pamantul creeaza un camp de forte gravitationale sau, mai pe scurt, un camp gravitational sau gravific.
Dupa cum am vazut, toate corpurile din Univers exercita forte de atractie asupra celorlalte corpuri. Din acest motiv trebuie sa consideram ca fiecare corp da nastere unui camp gravific intr-o anumita regiune a spatiului. Putem spune ca masa fiacarui corp exprima nu numai proprietatile sale inertiale, dar si proprietatile sale gravifice.
Asupra unui corp de masa m ce se gaseste in punctul M actioneaza forta gravifica :

Mpm
F = -K r M r3

Dupa cum se observa din figura, vectorul r este dirijat de la C la M. Marimea acestei forte nu depinde numai de masa mp a Pamantului ce creeaza campul gravific, ci si de marimea a masei corpului ce se gaseste in camp. Vrem sa introducem o marime care sa caracterizeze doar proprietatile campului gravific al Pamantului, fara sa depinda de caracteristicile corpurilor ce se afla in acest camp. O astfel de marime ne-ar permite sa comparam inte ele diferite campuri gravifice. Pentru aceasta consideram actiunea diverselor campuri asupra aceleiasi mase, luata drept masa etalon. Cu cat forta care actioneaza asupra masei etalon este mai mare, cu atat campul respectiv este mai intens. Conventional s-a luat drept masa etalon unitatea de masa, adica m=1kg in SI. Marimea

?
= F = - K Mp r , m r3 se numeste intensitatea campului grafic al masei mp ; cu cat modulul acestui vector este mai mare, cu atat actiunea campului asupra unei mase este mai puternica.
Din definitia data se vede ca T are aceeasi expresie ca si acceleratia gravitatiei g, semnificatia sa fizica fiind alta : vectorul ? ne da forta cu care campul actioneaza asupra unitatii de masa.
In figura anterioara este reprezentata intensitatea campului gravitational al Pamantului, care are acelasi modul in punctele egal departate de centrul pamantului, adica de suprafata unei sfere cu centrul in C. Din acest motiv se spune ca ? are simetrie sferica.

• Proprietati ale atractiei universale

Legea atractiei universale a fost formulata -si este riguros valabila- pentru puncte materiale. Soarele, planetele, Luna, nu sunt puncte materiale, ci corpuri cu dimensiuni finite. Dar legea atractiei se poate aplica si in acest caz, deoarece Newton a aratat ca:
-Doua corpuri sferice omogene (cu densitatea ?=const.), se atrag ca si cum masele lor ar fi concentrate in centrele lor (adica, se atrag ca doua puncte materiale).
-Doua corpuri sferice cu distributie sferica a densitatii (?=?(r)), se atrag ca si cum masele lor ar fi concentrate in centrele lor.
In prima aproximatie, corpurile ceresti se pot considera sferice si cu distributie sferica a densitatii. Acest fapt, precum si faptul ca distantele corpurilor ceresti sunt (in general) mult mai mari decat dimensiunile lor, permit ca, in prima aproximatie, sa se aplice legea atractiei universale sub forma

F = G m1m2 r2

Abaterile de la forma sferica si de la distributia sferica a densitatii, vor produce anumite perturbatii in miscarea studiata cu forta. F.
Legea atractiei universale, a lui Newton, este una din cele mai importante legi ale naturii. Atractia are cateva proprietati remarcabile, si anume:
• Atractia actioneaza intre toate corpurile Universului, oricat de indepartate ar fi ele (dupa cunostintele actuale).
• Fortele de atractie depind de asezarea reciproca a corpurilor. Daca asezarea se schimba, se schimba si fortele.
• Fortele de atractie nu depind de compozitia chimica, starea fizica sau de diferitele proprietati ale corpurilor, ci numai de masele lor.
• Atractia este o forta pentru care nu exista nici o bariera (nu poate fi ecranata, slabita etc.).
Demonstrarea acestor afirmatii se face in cursurile de Mecanica teoretica pe baza notiunii de potential newtonian.
Natura gravitatiei, esenta ei fizica, nu este pana in prezent lamurita. Conform teoriei relativitatii generale a lui Einstein (numita si teoria gravitatiei) - atractia (gravitatia) este o manifestare a proprietatilor spatio- temporale ale lumii materiale. Ea este o proprietate primara a materiei, proprietate care sta la baza tuturor miscarilor si, dupa esenta ei, este identica cu inertia.

Sateliti

I Introducere
Satelitii sunt corpuri ceresti care se rotesc in jurul altui corp ceresc, insotindu-l in cursul miscarii sale de revolutie. Dupa originea lor, ei se impart in doua mari categorii: naturali si artificiali.
In astronomie, satelitii naturali se definesc ca fiind corpuri ceresti secundare care executa o miscare de rotatie in jurul unei planete sau stele. Cel mai cunoscut satelit este cel al Terrei, Luna -; desi cele doua sunt destul de apropiate ca marime pentru a fi considerate un sistem. Miscarea majoritatii satelitilor este directa, de la vest la est si pe aceeasi directie ca planete in jurul carora orbiteaza. Doar cativa sateliti ai marilor planete se rotesc in sens invers; probabil ca acestia au fost captati in campul lor gravitational dupa o anumita perioada de la formarea sistemului solar. De exemplu, Pluto, care se roteste in jurul Soarelui pe o orbita independenta se crede a fi un satelit deviat a lui Neptun. Recent s-a descoperit ca, la randul lui, si Pluto are un satelit. (fig 1)
Satelitii artificiali sunt obiecte plasate cu un scop bine definit pe o orbita in jurul unei planete. De la lansarea primului satelit arificial in 1957, mii de astfel de “luni create de om” au fost trimise pe orbita Pamantului. In zilele noastre, ei joaca un rol important in industria comunicatiilor , in strategia militara si in studiile stiintifice ale Terrei si Universului.

II Scurta istorie
Cativa dintre primii sateliti au fost proiectati pentru a opera in mod pasiv. In loc sa transmita activ semnale radio, ei serveau doar la a reflecta semnale care erau directionate spre ei de catre statiile de pe sol. Semnalele erau reflectate in toate directiile ,astfel incat sa poata fi receptionate de catre statiile din toata lumea.
In zilele noastre, satelitii folosesc in mod exclusiv sisteme de operare active, in care fiecare din ei poarta propriul echipament transmisie-receptie. Sute de sateliti de comunicatii sunt in prezent pe orbita. Ei primesc semnale de pe o statie de pe sol, le amplifica, apoi le retransmit pe o frecventa diferita la alte statii. Satelitii folosesc o gama de frecvente masurate in hertzi, mai precis benzi de frecventa de aproximativ 6 GHz.
Primul satelit activ, Score, lansat in 1958 de catre Statle Unite, era echipat cu un aparat de inregistrare a mesajelor primite in timpul trecerii pe deasupra unei statii de transmisie. Acestea erau retransmise cand satelitul se afla deasupra statiei de receptie. Telstar1, lansat de Compania Americana de Telefon si Telegraf in 1962, oferea transmisie tv directa intre SUA, Europa si Japonia, si putea de asemenea asigura redarea catorva sute de statii radio.
Alt satelit, Echo 1, lansat de catre SUA in 1960, era construit dintr-un balon de plastic aluminizat cu diametrul de 30m. In 1964 a fost lansat Echo 2, care avea un diametru de 41m. Capacitatea acestor sisteme era limitata de necesitatea transmitatorilor puternici si antenelor mari de pe sol.

III Tipuri si componente ale satelitilor artificiali

Inginerii au proiectat multe tipuri de sateliti, fiecare realizat pentru a servi unui anumit scop sau misiune.

De exemplu, telecomunicatiile si industria teleradiodifuziunii folosesc satelitii de comunicatii pentru a transporta undele radio, tv si semnalele telefonice pe distante mari fara a fi necesare cabluri sau relee de microunde. Satelitii pentru navigatii arata locatia obiectelor de pe Terra, in timp ce satelitii meteorologici ajuta la realizarea buletinelor meteo. Guvernul SUA foloseste sateliti de supraveghere pentru a monitoriza activitatile militare. Satelitii stiintifici servesc ca platforme cu baza in spatiu pentru observarea Pamantului, Lunii si altor planete, comete, galaxii, oferind o gama variata de aplicatii.

Sateliti de comunicatii

Majoritatea primilor sateliti includeau un oarecare echipament de comunicatie. NASA a lansat primii sateliti de telefonie si televiziune, AT&T’s Telastar 1, in 1962.Departamentul de Aparare al SUA a lansat Syncom 3 in 1964. Acesta a fost primul satelit care a avut o orbita geostationara. Din 1957 au fost lansati peste 300 sateliti de comunicatii.Cei din prezent ofera servicii de comunicare audio-video si de transmitere a datelor.

Satelitii de navigare

Satelitii de navigare ajuta la pozitionarea navelor si chiar a automobilelor echipate cu receptori radio speciali. Un asemenea satelit emite continuu semnale radio catre Pamant, care contin informatii pe care un receptor radio de la sol le converteste in informatii despre pozitia satelitului. Receptorul analizeaza mai departe semnalul pentru a afla directia si viteza satelitului.
Marina SUA a lansat primul satelit de navigare, Transit 1 B, in 1960. Air Force-ul american opereaza cu un sistem numit NAVSTAR GPS (Global Positioning System) care consta intr-un ansamblu de 24 de sateliti. In functie de receptor si metoda folosita GPS poate furniza informatii despre pozitionare cu o acuratete de la 100 m la mai putin de 1 cm.

Sateliti meteorologici
Satelitii meteorologici poarta camere video si alte instrumente indreptate catre atmosfera terestra. Acestia pot furniza avertismente in legatura cu instabilitatea vremii si contribuie foarte mult la prognoza meteorologica. NASA a lansat primul satelit TIROS 1, in 1960, care transmitea aproximativ 23000 de fotografii ale Terrei si ale atmosferei. Administrartia Nationala a Oceanelor si Atmosferei (NOAA) opereaza cu trei sateliti care colecteaza date pentru prognoza vremii pe termen lung. Acesti trei sateliti nu au o orbita geostationara; mai degraba, orbitele ii duc pe deasupra polilor la o altitudine relativ redusa.

Sateliti militari
Multi dintre satelitii militari sunt similari celor comerciali, dar ei transmit date codificate pe care numai un receptor special le poate descifra. Satelitii de urmarire fotografiaza la fel ca si ceilalti sateliti dar camerele acestora au o rezolutie mai mare.
Armata SUA opereaza cu o varietate de sisteme de sateliti. Sistemul de Aparare prin Sateliti de Comunicatie este alcatuit din cinci aeronave in orbita geostationara care transmit date audio si video intre locatiile militare.

Satelitii stiintifici
Satelitii care orbiteaza in jurul Pamantului pot furniza date privind harta Terrei, marimea si forma sa si pot studia dinamica oceanelor si a atmosferei. Savantii utilizeaza de asemenea satelitii pentru a cerceta Soarele, Luna, alte planete, comete, stele si galaxii. Telescopul spatial Hubble este un observator general lansat in 1990. Unii sateliti stiintifici orbiteaza in jurul altor corpuri ceresti decat Pamantul.

Celulele de energie solara montate pe panouri mari, atasate satelitului furnizeaza energie pentru receptie si transmitere.

SERVICII

Satelitii comerciali furnizeaza o gama larga de servicii.Programele de televiziune sunt transmise international, oferind astfel sanse fenomenului "globalzarea satelor"("global village." ).Acestia transmit de asemeni semnale catre sistemele de televiziune prin cablu sau catre antenele "farfurie".Satelitii Intelsat poarta acum peste 100 000 de circuite telefonice,un numar din ce in ce mai mare fiind transmisii digitale.
Organizatia International a Satelitilor Mobili(INMARSAT), fondata in 1979 este o retea mobila de telecomunicatii , ce ofera transmisii digitale ale datelor, telefonie si fax, diferite servicii intre nave maritime, facilitati IoffshoreI in toata lumea.In prezent isi extinde proprietatile pentru a oferi transmisii fax sau voice avioanelor pe rute internationale.
LANSAREA SATELITILOR

Plasarea satelitilor pe orbita necesita o cantitate colosala de energie, ce trebuie sa vina de la un vehicul sau dispozitiv de lansare.Satelitul trebuie sa ajunga la altitudinea de cel putin 200 km si la o viteza de peste 29 000 km/h (8km/s) pentru a putea fi pozitonat cu succes pe orbita.Acesta primeste aceasta combinatie de energie potentiala(in functie de altitudine) si de energie cinetica (in functie de viteza) de la arderea unor combustibili chimici.
OPERATIUNI IN SPATIU

Deoarece satelitii trebuie sa reziste lansarii si trebuie sa opereze in mediul aspru al spatiului, ei necesiata o tehnologie unica si durabila.Ei trebuie sa-si transporte sursa de putere deoarece nu o pot primi de pe Pamant.Satelitii trebuie sa ramana pozitionati pe aceeasi directie sau orientare pentru a-si indeplini misinea.Temperatura lor trebuie sa fie constanta intre patrea in care bate Soarele si cea in care este frig.Ei trebuie sa reziste la radiatii sau coliziunii cu micrometeorii.Majoritatea satelitilor au montate computere care ajuta la efectuarea operatiilor si la indeplinirea misiunii.