Bab ini mengeksplorasi sistem orbital yang lebih kompleks dari masalah dua benda, termasuk analisis perilaku satelit buatan di sekitar Bumi dan sistem yang melibatkan tiga benda di mana terdapat titik-titik ekuilibrium gravitasi.

6.1 Dinamika Satelit Dekat Bumi

Orbit satelit buatan tidak ideal seperti yang diasumsikan dalam masalah dua benda. Satelit dipengaruhi oleh berbagai faktor non-gravitasi dan gangguan gravitasi minor dari Bumi.

• Bumi yang Tidak Sempurna (Non-Spherical Earth): Bumi bukanlah bola sempurna; ia adalah sferoid oblate (sedikit pipih di kutub dan menggembung di ekuator). Tonjolan ekuator ini menyebabkan gaya gravitasi yang tidak terpusat sempurna, menghasilkan perturbasi sekuler yang signifikan pada elemen orbital satelit, terutama pada:
  1. Presesi Node Menaik ($\dot{\Omega}$): Node menaik orbit bergeser secara terus-menerus. Fenomena ini dimanfaatkan dalam perancangan Orbit Sinkron Matahari (Sun-Synchronous Orbit – SSO), di mana laju pergeseran node disetel agar sesuai dengan gerak tahunan Bumi mengelilingi Matahari.
  2. Presesi Argumen Periapsis ($\dot{\omega}$): Titik terdekat (perigee) orbit juga bergeser.
• Gaya Non-Gravitasi:
  • Seretan Atmosfer (Atmospheric Drag): Satelit di orbit Bumi Rendah (LEO) mengalami hambatan dari atmosfer residual. Ini menyebabkan perlambatan, penurunan ketinggian orbit (orbital decay), dan peningkatan eksentrisitas.
  • Tekanan Radiasi Matahari (Solar Radiation Pressure – SRP): Dorongan kecil yang dihasilkan oleh foton Matahari yang mengenai permukaan satelit. Ini signifikan untuk satelit di orbit tinggi dan satelit yang memiliki area permukaan besar.

6.2 Masalah Tiga Benda Spesial (Restricted Three-Body Problem)

Untuk menyederhanakan studi tentang sistem tiga benda yang sangat kompleks, para ilmuwan sering menggunakan Masalah Tiga Benda Terbatas (Restricted Three-Body Problem – RTBP):

• Asumsi RTBP: Diasumsikan ada dua benda masif (Primer, $M_1$ dan Sekunder, $M_2$) yang bergerak dalam orbit lingkaran mengelilingi pusat massa bersama (barycenter). Benda ketiga (massa penguji atau wahana antariksa, $m_3$) memiliki massa yang diabaikan ($m_3 \ll M_1, M_2$) sehingga geraknya tidak memengaruhi gerak $M_1$ dan $M_2$.

6.3 Titik Lagrange (Titik Keseimbangan Gravitasi)

Dalam kerangka RTBP, ditemukan ada lima titik di ruang angkasa di mana gaya gravitasi dari dua benda masif ($M_1$ dan $M_2$) dan gaya sentrifugal saling meniadakan, menciptakan titik ekuilibrium. Titik-titik ini dikenal sebagai Titik Lagrange ($L_1$ hingga $L_5$).

• Titik Kolinier ($L_1, L_2, L_3$):
  • Terletak pada garis yang menghubungkan $M_1$ dan $M_2$.
  • Secara fundamental tidak stabil. Objek di sini akan cenderung menyimpang dari titik ekuilibrium (seperti bola yang diletakkan di atas bukit). Stasiun ruang angkasa atau teleskop yang ditempatkan di sini memerlukan manuver koreksi orbit secara teratur (Station Keeping).
    • $L_1$: Di antara $M_1$ dan $M_2$. Ideal untuk pengamatan Matahari (cth: SOHO).
    • $L_2$: Di luar $M_2$. Ideal untuk observatorium langit dalam (cth: Teleskop Ruang Angkasa James Webb – JWST).
    • $L_3$: Di sisi $M_1$ yang berlawanan dari $M_2$.
• Titik Segitiga ($L_4, L_5$):
  • Terletak pada simpul segitiga sama sisi yang dibentuk dengan $M_1$ dan $M_2$.
  • Secara dinamis stabil (seperti bola yang diletakkan di dasar mangkuk). Objek yang sedikit menyimpang akan kembali ke titik ini.
  • Contoh: Trojan Asteroid yang berkumpul di sekitar titik $L_4$ dan $L_5$ pada sistem Matahari-Jupiter.

---

Pembahasan ini memberikan pemahaman tentang kompleksitas dan modifikasi yang diperlukan pada model Keplerian ideal ketika berhadapan dengan sistem nyata di ruang angkasa.