El término toma su nombre de la terminología de los parámetros de lassecciones cónicas, ya que cadaórbita de Kepler es una sección cónica. Normalmente se usa para elproblema de los dos cuerpos aislado, pero existen extensiones para objetos que siguen una órbita en forma deroseta de Klemperer a través de la galaxia.
Órbitas en un sistema de dos cuerpos para dos valores de la excentricidade
En unproblema de los dos cuerpos regido por una fuerza central según una ley cuadrática inversa en función de la distancia, los cuerpos describen trayectorias que se corresponden con órbitas de Kepler. Laexcentricidad de estas órbitas es un número no negativo que define su forma.
La excentricidad puede tomar los siguientes valores:
Para valores dee de 0 a 1, la forma de la órbita es una elipse cada vez más alargada (o más achatada); para valores dee de 1 a infinito, la órbita es una rama dehipérbola que realiza un giro total de, que disminuye de 180 a 0 grados. El caso límite entre una elipse y una hipérbola, cuandoe es igual a 1, es una parábola.
Las trayectorias radiales se clasifican como elípticas, parabólicas o hiperbólicas en función de la energía de la órbita, no de la excentricidad. Las órbitas radiales tienen un momento angular cero y, por lo tanto, una excentricidad igual a uno. Manteniendo la energía constante y reduciendo el momento angular, las órbitas elípticas, parabólicas e hiperbólicas tienden al tipo correspondiente de trayectoria radial mientras quee tiende a 1 (o en el caso parabólico, permanece en 1).
Para una fuerza de repulsión solo es aplicable la trayectoria hiperbólica, incluida la versión radial.
Para las órbitas elípticas, una prueba simple muestra que () produce el ángulo de proyección de un círculo perfecto sobre unaelipse de excentricidade. Por ejemplo, para ver la excentricidad de la órbita del planeta Mercurio (e = 0.2056), simplemente debe calcularse el para encontrar el ángulo de proyección de 11,86 grados. A continuación, inclinando cualquier objeto circular (como por ejemplo una taza de café vista desde la parte superior) con ese ángulo, laelipse aparente que se percibe a la vista tendrá la misma excentricidad.
La palabraexcentricidad proviene delatín medievaleccentricus, derivado delgriego antiguoἔκκεντροςekktrosfuera del centro; deἐκ-ek-, "fuera de" +κέντρονkentron "centro". El términoexcentricidad apareció por primera vez en elDiccionario de Autoridades de la Real Academia en 1732.[1]
ra es el radio en elapoápside (es decir, la distancia más lejana de la órbita alcentro de masas del sistema, que es unfoco de la elipse).
rp es el radio en elperiápside (la distancia más cercana).
La excentricidad de una órbita elíptica también se puede usar para obtener la relación entreperiápside yapoápside:
Para la Tierra, la excentricidad orbital ≈ 0.0167,apoápside = afelio yperiápside = perihelio relativo al sol.
Para la trayectoria de la órbita anual de la Tierra, ra / rp relación = radio mayor / radio menor ≈ 1.034 con respecto al punto central de la trayectoria.
Gravity Simulator diagrama de la excentricidad orbital cambiante deMercurio,Venus, laTierra yMarte en los próximos50000 años. Las flechas indican las diferentes escalas utilizadas. El punto 0 en el diagrama es el año 2007.
La excentricidad de la órbita de laTierra es actualmente de aproximadamente 0.0167; la órbita de la Tierra es casi circular.Venus yNeptuno tienen excentricidades aún más bajas. Durante cientos de miles de años, la excentricidad de la órbita de la Tierra varía de casi 0.0034 a casi 0.058 como resultado de las atracciones gravitacionales entre los planetas (véaseeccentricity_graph.html graphArchivado el 26 de marzo de 2010 enWayback Machine.).[3]
La tabla enumera los valores de todos los planetas y planetas enanos, asteroides, cometas y lunas seleccionados.Mercurio tiene la mayor excentricidad orbital de cualquier planeta en elSistema solar (e = 0.2056). Tal excentricidad es suficiente para que Mercurio reciba el doble de irradiación solar en el perihelio que en el afelio. Antes de laredefinición de planeta de 2006,Plutón se consideraba el planeta con la órbita más excéntrica (e = 0.248). Otros objetos transneptunianos tienen una excentricidad significativa, notablemente el planeta enano Eris (0.44). Incluso más allá,Sedna, tiene una excentricidad extremadamente alta de0,855 debido a su afelio estimado de 937 AU y perihelio de aproximadamente 76 AU.
La mayoría de losasteroides del Sistema Solar tienen excentricidades orbitales comprendidas entre 0 y 0.35 con un valor promedio de 0.17.[4] Sus excentricidades comparativamente altas probablemente se deben a la influencia deJúpiter y a colisiones en el pasado.
El valor de la excentricidad de la órbita de laLuna es de 0.0549, la más excéntrica de las grandes lunas del Sistema Solar. Las cuatrolunas galileanas tienen excentricidades por debajo de 0.01. La luna deNeptuno,Tritón, tiene una excentricidad de1,6e−5 (0,000016),[5] la excentricidad más pequeña de cualquier cuerpo conocido en el Sistema Solar; su órbita está tan cerca de un círculo perfecto como puede ser actualmente medido. Sin embargo, las lunas más pequeñas, particularmente lossatélites de forma irregular, pueden tener una excentricidad significativa, como la tercera luna más grande de Neptuno,Nereida (0.75).
Loscometas tienen valores de excentricidad muy diferentes. Loscometas periódicos suelen tener excentricidades entre 0.2 y 0.7,[6] pero algunos de ellos tienen órbitas elípticas altamente excéntricas, con excentricidades justo por debajo de 1. Por ejemplo, elcometa Halley tiene un valor de 0.967. Los cometas no periódicos siguen casitrayectorias parabólicas y tienen excentricidades aún más próximas a 1. Se pueden citar ejemplos como elcometa Hale-Bopp con un valor de 0.995[7] y como elC/2006 P1 (McNaught) con un valor de1,000019.[8] Como el valor de la excentricidad de la órbita de Hale-Bopp es menor que 1, su trayectoria es elíptica y, de hecho, acabará regresando.[7] ElCometa McNaught tiene unatrayectoria hiperbólica mientras está dentro de la influencia de los planetas, pero aún está vinculado al Sol con unperíodo orbital de aproximadamente 105 años.[9] A partir de laépoca 2010, el cometaC/1980 E1 tiene la mayor excentricidad de cualquier cometa hiperbólico conocido, con una excentricidad de 1.057,[10] y dejará elSistema solar indefinidamente.
1I/ʻOumuamua es el primerobjeto interestelar que se ha detectado atravesando el Sistema Solar. Su excentricidad orbital de 1.20 indica que 'Oumuamua nunca ha estado gravitacionalmente ligado a nuestro sol. Se descubrió a 0.2 UA (30.000.000 km) de la Tierra y tiene aproximadamente 200 metros de diámetro. Su velocidad interestelar (velocidad en el infinito) es de 26,33 km/s.
La excentricidad media de un objeto es la excentricidad promedio como resultado de considerar lasperturbaciones que experimenta durante un período de tiempo dado. Actualmente, Neptuno tiene una excentricidad instantánea (época de 2007) de 0.0113,[11] pero entre 1800 y 2050 su excentricidadmedia se sitúa en0,00859.[12]
La mecánica orbital requiere que la duración de las estaciones sea proporcional al área de la órbita de la Tierra barrida entre elsolsticio y elequinoccio, por lo que cuando la excentricidad orbital es extrema, las estaciones que ocurren en el otro extremo de la órbita (afelio) pueden ser sustancialmente más largas. En la actualidad, el otoño y el invierno en el hemisferio norte se producen con el mayor acercamiento (perihelio), cuando la Tierra se mueve a su velocidad máxima, mientras que ocurre lo contrario en el hemisferio sur. Como resultado, en el hemisferio norte, el otoño y el invierno son ligeramente más cortos que la primavera y el verano, pero en términos globales esto se equilibra con que sean más largos por debajo del ecuador. En 2006, el verano del hemisferio norte fue 4.66 días más largo que el invierno, y la primavera fue de 2.9 días más larga que el otoño debido a lavariaciones orbitales.[13][14]
Laprecesión apsidal también cambia lentamente el punto de la órbita de la Tierra donde de producen los solsticios y los equinoccios. Téngase en cuenta que este es un cambio lento en laórbita de la Tierra, no en el eje de rotación, que se conoce comoprecesión de los equinoccios. Durante los próximos 10 000 años, los inviernos del hemisferio norte serán gradualmente más largos y los veranos serán más cortos. Sin embargo, cualquier efecto de enfriamiento en un hemisferio se equilibra con el calentamiento en el otro, y cualquier cambio general será contrarrestado por el hecho de que la excentricidad de la órbita de la Tierra se reducirá casi a la mitad.[15] Esto reducirá el radio orbital promedio y elevará las temperaturas en ambos hemisferios más cerca del pico medio interglacial.
De los muchosplanetas extrasolares descubiertos, la mayoría tienen una excentricidad orbital más alta que los planetas de nuestro sistema solar. Los exoplanetas encontrados con baja excentricidad orbital, órbitas casi circulares, están muy cerca de su estrella y presentan unacoplamiento de marea hacia la estrella. Los ocho planetas del sistema solar tienen órbitas casi circulares. Los exoplanetas descubiertos muestran que el sistema solar, con su excentricidad inusualmente baja, es raro y singular.[16] Una teoría atribuye esta baja excentricidad al gran número de planetas en el sistema solar; otro sugiere que surgió debido a sus particulares cinturones de asteroides. Se han encontrado algunos otrossistemas multiplanetarios, pero ninguno se parece al sistema solar, por sus sistemasplanetesimales únicos, que llevaron a los planetas a tener órbitas casi circulares. Los sistemas planetesimales solares incluyen elcinturón de asteroides, elgrupo de Hilda, elcinturón de Kuiper, lanube de Hills y lanube de Oort. Los sistemas de exoplanetas descubiertos no tienen sistemas planetesimales o uno muy grande. La baja excentricidad es necesaria para la habitabilidad, especialmente de formas de vida complejas.[17] Los sistemas de planetas de gran multiplicidad tienen muchas más probabilidades de tener exoplanetas habitables.[18][19] Lahipótesis del gran viraje del sistema solar también ayuda a comprender sus órbitas casi circulares y otras características únicas.[20][21][22][23][24][25][26][27]
↑A. Berger; M.F. Loutre (1991).«Graph of the eccentricity of the Earth's orbit». Illinois State Museum (Insolation values for the climate of the last 10 million years). Archivado desdeel original el 6 de enero de 2018. Consultado el 17 de diciembre de 2009.
↑«Asteroids». Archivado desdeel original el 4 de marzo de 2007. Consultado el 18 de septiembre de 2018.
