Que son las Orbitas

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INTRODUCCIÓN

Formas de órbitas
Formas de órbitas
Las órbitas de los cuerpos celestes son curvas por la atracción gravitatoria de otros cuerpos. Los primeros astrónomos creían que todas las órbitas se componían de combinaciones de círculos, hasta que Johanes Kepler utilizó los datos de Tycho Brahe para establecer que los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol. Otras clases de órbitas, como las de los cometas, tienen forma parabólica o hiperbólica. Un objeto que sigue este tipo de órbita no es captado por el Sol, sino que al final escapa de él.

Órbita, recorrido o trayectoria de un cuerpo a través del espacio bajo la influencia de fuerzas de atracción o repulsión de un segundo cuerpo. En el Sistema Solar la fuerza de la gravitación hace que la Luna orbite en torno a la Tierra y los planetas orbiten alrededor del Sol. Las órbitas resultantes de las fuerzas gravitacionales son el objeto de estudio de la mecánica celeste.
Una órbita tiene la forma de una cónica —un círculo, elipse, parábola o hipérbola— con el cuerpo central en uno de los focos de la curva. Cuando un satélite realiza una órbita alrededor del centro de la Tierra, el punto en que se encuentra más distante de ésta se llama apogeo y el más cercano perigeo. A menudo se dan las distancias del apogeo o perigeo del satélite con respecto a la superficie de la Tierra en lugar de las distancias correspondientes al centro del planeta. La terminación -geo hace referencia a las órbitas alrededor de la Tierra; la terminación -helio a las órbitas alrededor del Sol; la terminación -astron se refiere a las órbitas alrededor de una estrella, y la terminación -ápside se utiliza cuando el cuerpo central no se ha especificado. La llamada línea de ápsides es una línea recta que une el periápside y el apoápside.

Leyes de keppler

A principios del siglo XVII el astrónomo y filósofo alemán Johannes Kepler expuso tres leyes que describían por primera vez los movimientos de los planetas alrededor del Sol:

1) La órbita de un planeta alrededor del Sol es una elipse.
2) La línea recta que une el centro de un planeta con el centro del Sol barre áreas iguales en intervalos de tiempo iguales a medida que el planeta hace su recorrido; por lo tanto, el planeta se mueve más rápido cuando está más cerca de Sol que cuando está más alejado.
3) El cuadrado del periodo orbital de cada planeta alrededor del Sol es igual en años al cubo de la distancia media desde el centro de la Tierra, calculado en unidades astronómicas.
Las causas físicas de la tres leyes de Kepler las explicó más tarde el matemático y físico británico Isaac Newton como consecuencia de las leyes del movimiento (véase Mecánica). La segunda ley de Kepler expresa, en realidad, la conservación del momento angular. Por otra parte, la tercera ley de Kepler permite que se calculen las masas de los planetas mediante la medición de tamaños y periodos de las órbitas de sus satélites.

Elementos orbitales

Elementos orbitales
Elementos orbitales
Las órbitas de los objetos que giran alrededor del Sol se describen por su tamaño, su forma y su orientación. El plano de la órbita en cuestión está relacionado con dos planos de referencia, el de la órbita de la Tierra (llamado plano de la eclíptica) y el plano del ecuador celeste. La órbita elíptica que se muestra en la ilustración tiene un centro C y un foco S. Se pueden utilizar seis elementos para describir ésta y otras órbitas gravitacionales: tamaño (distancia del periápside, SP), elongación (medida por la excentricidad e, que es la relación CS/CP), longitud del nodo ascendente (ángulo Ω), argumento del periápside (ángulo ω), inclinación (ángulo i) y el momento en el que el cuerpo en órbita atraviesa la periápside.
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Una órbita se describe con seis elementos (véase el diagrama adjunto). Los dos primeros son tamaño y elongación. La distancia periápside (SP) da el tamaño de la órbita y la excentricidad (e) da la elongación de la órbita. En la elipse que se muestra, la excentricidad es la relación CS/CP, donde S es el foco y C el centro de la elipse. En las órbitas elípticas, e es mayor que 0, pero menor que 1; en las circulares, e es exactamente igual a 0, y en las parabólicas, e es igual a 1. Un cuerpo en una órbita hiperbólica —es decir, en la que e es mayor que 1— hace un sólo tránsito por un cuerpo central y escapa hacia una órbita llamada órbita abierta, y no retorna jamás.
Los siguientes tres elementos están relacionados con la orientación de la órbita. Es necesario, sin embargo, definir algunos parámetros para esta exposición: el plano de referencia para objetos que orbitan alrededor del Sol es el plano de la órbita de la Tierra, conocido también como el plano de la eclíptica; el equinoccio vernal (g) es la intersección de la eclíptica y el plano del ecuador celeste que alcanza el Sol en su trayectoria dirección norte, al principio de la primavera del hemisferio norte, y el nodo ascendente (N) es la intersección de la órbita en cuestión y el plano de referencia cuando el cuerpo se mueve hacia el norte (véase Sistema de coordenadas astronómicas).
Los tres elementos orbitales que describen la orientación de la órbita son la inclinación (i), la longitud del nodo ascendente (Ω) y el argumento de periápside (ω). La inclinación es el ángulo entre el plano de referencia y el plano de la órbita. La longitud del nodo ascendente es el ángulo en el plano de referencia entre el equinoccio y el nodo ascendente. El argumento de periápside es el desplazamiento angular en el plano de la órbita entre el nodo ascendente y la línea que pasa a través del centro de la órbita (C) y el periápside (P). Por último, el sexto elemento orbital es el momento en el que cuerpo celeste en cuestión está en periápside.
Una órbita también se puede describir sobre la base de un semieje mayor (AC, CP o a). Este eje es la mitad de la longitud del eje (AP) de la elipse, es decir, la mitad de la distancia entre periápside (P) y apoápside (A). El semieje mayor es superior a la distancia de periápside (SP) y menor que la distancia de apoápside (AS), por una cantidad (CS) que es igual al producto del semieje y la excentricidad: CS = e(AC) = e(CP) = ea

Perturbaciones orbitales

Una órbita se describe como perturbada cuando intervienen fuerzas más complejas que las ejercidas entre dos cuerpos esféricos (las leyes de Kepler son sólo válidas para órbitas no perturbadas). La atracción entre los planetas hace que sus órbitas elípticas cambien con el tiempo. El Sol, por ejemplo, perturba la órbita lunar durante varios miles de kilómetros. Las resistencias aerodinámicas atmosféricas hacen que un satélite artificial de la Tierra se frene, y la forma achatada de nuestro planeta modifica las direcciones de sus nodos y perigeo. La teoría de la relatividad desarrollada por Albert Einstein explica una perturbación observada en el perihelio del planeta Mercurio.



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