Órbitas: Descubre aquí, lo que aún no sabes sobre ellas

Las órbitas están consideradas como el recorrido de forma oval o circular, que un objeto sigue efectuando cuando se mueve por el espacio. En el caso de los planetas se mueven de manera común en órbitas alrededor del Sol, y los satélites suelen recorren órbitas alrededor de los planetas, como parte de su función natural, en el siguiente artículo conoceremos más detalles de las órbitas y cada una de sus características.

¿Qué son las órbitas?

Las  Órbitas, suele ser definidas como la trayectoria que recorre un cuerpo de manera habitual en el espacio como resultado de la acción gravitatoria que ejercen los astros. El famoso científico alemán, llamado Johannes Kepler, cuya fecha de vida fue (1571–1630), realizo por primera vez una serie de investigaciones con respecto a las órbitas, él analizó a partir de cálculos matemáticos. En este sentido Kepler planteó que las órbitas de los planetas del Sistema Solar son consideradas como elípticas y  por tal motivo destacó que  El Sol no es el centro de estas órbitas, sino uno de sus focos.

• Las Órbitas

Kepler, también logró afirmar que la velocidad orbital de un planeta, muestra que no es constante, debido a que esta requiere de la distancia respecto al sol, en este sentido de su investigación encontró una relación universal, determinada entre las propiedades de las órbitas de todos los planetas que tienen por función giran alrededor del sol.

En el caso del conocido inglés Isaac Newton, cuyas fechas de existen remontan al año de (1643–1727), en sus amplias investigaciones realizó otros aportes considerados como muy importantes para lograr comprender el funcionamiento de las órbitas.

Por tal motivo su ley de gravitación universal y sus leyes del movimiento indican que la suma de las fuerzas, suele ser establecida como igual a la masa multiplicada por su aceleración, mientras que todo lo referente a la gravedad es catalogada como proporcional a la masa e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia.

En este sentido, hay que establecer que en el momento de estudiar y analizar una órbita hay que tener presente una serie de elementos, los cuales son fundamentales en ella. Refiriéndose de manera oportuna a los aspectos básicos como la excentricidad, la inclinación, o simplemente el argumento del perihelio, también entra todo lo referente a la anomalía media, el semieje menor, así como la longitud del nodo ascendente o simplemente la anomalía verdadera.

Existe una amplia variedad de las órbitas en base a los distintos criterios que se utilizan, debido a esto  para poder clasificarlas, se determina de manera concreta su enfoque. Por ejemplo, si se usa como punto de partida lo que sería el cuerpo central se puede notar que se muestran cuatro tipos fundamentales de órbitas, las cuales se definen como:

1. Órbitas lunares
2. Órbitas terrestres
3. Órbitas solares
4. Órbitas marcianas

Sin embargo, si el criterio a emplear esta enfocado en el conjunto de características, tendríamos que mencionar todo lo referente a las órbitas elípticas, así como las órbitas inclinadas, las órbitas circulares, entre muchas otras, según la función que estas ejecutan.

Según la física, existe una determinación exacta para designar a las órbitas, partiendo de esto, se define como la trayectoria que recorre una partícula que es sometida a campos electromagnéticos en los aceleradores de partículas y en la trayectoria determinada que recorre un electrón alrededor del núcleo de un átomo.

En cuanto al ámbito de la anatomía, las órbitas son catalogadas como las cavidades que se localizan a ambos lados de la cara para así alojar los globos oculares. Por lo general suele presentar una profundidad que abarca entre 42 y 50 milímetros, con una anchura determinada de 40 milímetros en la base y una altura de 35 milímetros.

Aparte de todo lo antes mencionado hay que hacer referencia a la existencia de un amplio número de locuciones verbales que se utilizan en un ámbito cotidiano  y que hacen uso específico del término órbita del cual estamos analizando. En este sentido sería aplicada la expresión “estar en órbita”. Con ella se puede expresar que una persona está implicada en un asunto determinado o que simplemente está informada de manera oportuna sobre él.

Por tal motivo, contamos con la locución verbal “poner en órbita” que posee dos acepciones. En primer lugar, su significado corresponde a que una persona se encuentra viviendo una etapa de popularidad y en segundo lugar, puede hacer referencia a que se ha lanzado al espacio a un satélite determinado.

Las Órbitas del sistema solar

En todo lo que respecta a la mecánica celeste, una órbita es considerada como la trayectoria de un planeta en respuesta al efecto gravitacional de su estrella. La órbita generalmente corresponde a la curvatura del espacio ocasionada por las fuerzas gravitacionales.

En este aspecto, es la parte fundamental de  las cuatro dimensiones del espacio-tiempo, usadas como una base, incluyendo a los planetas y las estrellas. En un sentido especifico esta distorsión o curvatura del espacio-tiempo, genera que se pueda sentir la gravedad.

En el sistema solar, se clasifica que todos los planetas, los asteroides y los cometas están en órbita alrededor del sol, como parte de su función específica. De esta forma, alrededor de los planetas satélites  catalogados como naturales o artificiales siguen la curvatura del espacio y también logran seguir una órbita alrededor de su planeta.

No existe una órbita que pueda ser considerada como perfectamente circular alrededor del ecuador del Sol, debido a que estas tienen un perihelio (punto más cercano del Sol), un afelio (punto más alejado del Sol) y en este aspecto la inclinación, que estaría determina por el ángulo que esta muestra, (ángulo con respecto al ecuador).

Las Órbitas geoestacionarias

Las órbitas geoestacionaria o también catalogadas como GEO, son establecidas como un tipo particular de órbita geosincrónica u órbita geosíncrona: se trata de una órbita en el plano ecuatorial terrestre, que cuenta con una excentricidad que resulta nula (órbita circular) y  también manifiesta un movimiento de Oeste a Este.

Esta suele ser clasificada como una órbita circular que corresponde a unos 35.786 kilómetros de distancia de la Tierra, sobre el ecuador, y orbitando en el mismo sentido que la rotación de la Tierra. (ver artículo: Leyes de Kepler).

En este caso desde tierra, un objeto geoestacionario podría lucir inmóvil en el cielo y, por tal motivo, es catalogada como una órbita de mayor interés para los operadores de satélites artificiales de comunicación y de televisión. Esto como resultado de su período orbital, el cual  es igual al período de rotación sidéreo de la Tierra, este proceso abarca alrededor de unas 23 horas, 56 minutos y muestra unos 4,09 segundos. Como consecuencia de que su latitud siempre es igual a 0º, las ubicaciones de los satélites sólo varían en su longitud.

Por lo general la idea de un satélite geosíncrono para comunicaciones se publicó por primera vez en el año de 1928 por parte del conocido Herman Potočnik. Aunque ​todo lo referente a la idea de órbita  de manera geoestacionaria se popularizó por el famoso escritor de ciencia ficción llamado Arthur C. Clarke en el año de 1945, y fue catalogada como una órbita útil para los satélites de comunicaciones.

Como resultado, algunas ocasiones muchos se refieren a esta órbita como la órbita de Clarke. De igual forma, también se nombra el cinturón de Clarke, catalogado como la zona del espacio,  que se encuentra aproximadamente a unos 35 786 km sobre nivel del mar, en el plano del ecuador donde se puede conseguir órbitas geoestacionarias.

Las órbitas geoestacionarias son  consideradas como útiles debido a que un satélite suele parecer estático con relación a un punto fijo de la Tierra en rotación. En este caso el satélite órbita en la dirección de la rotación de la Tierra, que se muestra a una altitud de unos 35.786 km. Dicha altitud es considerable debido a que produce un período orbital igual al período de rotación de la Tierra, conocido de manera frecuente como día sideral.

Como consecuencia, se puede señalar una antena a una dirección fija y mantener de esta forma un enlace que resulte permanente con el satélite. Se utiliza una órbita de transferencia geoestacionaria para lograr de esta manera trasladar un satélite desde la órbita terrestre baja hasta una órbita geoestacionaria.

Uso

Por lo general las órbitas geoestacionarias, cumplen una función especifica y sólo se pueden conseguir muy cerca de un anillo de 35 786 km sobre el ecuador. En el caso de la práctica, esto significa que cada uno de los satélites geoestacionarios deben permanecer en este anillo, lo que puede ocasionar algunos problemas para los satélites que han sido retirados al final de su vida útil. Dichos satélites se mantienen  utilizando una órbita inclinada o simplemente se moverán a una órbita cementerio.

Principalmente existe una red mundial de satélites meteorológicos geoestacionarios que básicamente  proporcionan imágenes del espectro visible e infrarrojo de la superficie y también de la atmósfera de la Tierra. Entre estos satélites se incluyen, los siguientes:

• Los satélites de comunicaciones
• Los satélites de televisión

La mayor parte de los satélites de comunicaciones y satélites de televisión principalmente operan desde órbitas geoestacionarias; en este caso los satélites de televisión rusos suelen usar de manera especifica una cantidad de órbitas llamadas Molniya, estas se utilizan como resultado de las latitudes altas de su audiencia. En general el primer satélite localizado en una órbita geoestacionaria fue el llamado Syncom-3, dicho satélite se logro lanzar con un cohete clasificado como Delta-D en el año de 1964.

Limitaciones prácticas

Aunque el desarrollo normal de una órbita geoestacionaria es cumplir con la función de mantener a un satélite en una posición fija sobre el ecuador, se presentan casos donde las perturbaciones orbitales ocasionan una serie de procesos, donde de manera lenta le alejan de su correcta localización geoestacionaria.

En este caso los satélites, se dedican a corregir de manera natural cada uno de estos efectos, dicho proceso lo realizan por medio de una serie de maniobras de estacionamiento, se trata de fases que le permitan seguir su enfoque, en este sentido la vida útil de los satélites depende de la cantidad de combustible que posee y el cual gastan en estas maniobras.

Por ejemplo, en el caso del ecuador de la tierra no se muestra perfectamente circular sino que se refleja como ligeramente elíptico ocasionando así una pérdida en la longitud de la órbita de los satélites, la cual se corrige por medio del aumento de su velocidad en hasta llegar a los 2 m/s por año, esto como parte de su proceso.

Órbitas terrestres

Una órbita terrestre, se considera como una órbita que cumple una función determinada ya que esta se encarga de girar alrededor de la tierra entre la atmósfera y el cinturón de radiación de Van Allen, en este caso dentro de sus características presenta un ángulo bajo de inclinación.

Debido esto, se establece una serie de límites que no están completamente definidos, aunque se encuentran típicamente entre los 200 – 2000 km sobre la superficie de la Tierra. Principalmente resultan menos habituales que la órbita circular intermedia y se establecen lejos de la órbita geoestacionaria.

Las órbitas consideradas como más bajas que básicamente no son estables y tienen a pasar por un proceso hasta que decaen, esto sucede rápidamente como consecuencia del rozamiento que se produce con la atmósfera. Las órbitas que se caracterizan por mostrarse más altas están sujetas a una clase de averías electrónicas que de manera rápida se mueven como parte del efecto ocasionado por la radiación intensa y a la acumulación de carga eléctrica. Las órbitas de ángulo de inclinación más alto se denominan como órbitas polares.

Los objetos que se desplazan en la órbita terrestre baja se presentan con un contenido de gases en la termosfera (aproximadamente abarcan unos 80-500 km hacia arriba) o también se pueden ver reflejados en la exosfera (y comprenden desde 500 km hacia arriba), dependiendo del nivel que muestren de la altura de la órbita. (ver artículo: Traslación de la Tierra).

En este caso se determina que la mayoría de los vuelos espaciales, los cuales son tripulados han sido en órbita terrestre baja, incluyendo también todas las lanzaderas espaciales estadounidenses e incluso las misiones a la estación espacial.

Por tal motivo en los inicios de la carrera espacial, ante de que se ánfora la supremacía rusa, los americanos se dedicaron a realizar algunos vuelos suborbitales de prueba, cuyo enfoque era basado en el (proyecto Mercury), el cual presentaron al mundo como  parte de los vuelos espaciales. Estos, junto con otros vuelos, los cuales buscaban obtener un mayor avance en este ámbito.

La mayoría de los satélites que se consideran como puestos en órbita terrestre baja, generalmente cumplen la función de viajan a alrededor de los 27 400 km/h (8 km/s), dando una vuelta a la tierra cada 90 minutos.

La principal excepción, que se establece en estos procesos son los satélites de comunicación, los cuales requieren de una órbita geoestacionaria. Sin embargo, se ha determinado que estos necesitan de menos energía para situar un satélite en órbita terrestre baja y a parte el satélite requiere de unos transmisores que sean menos potentes para lograr realizar la transferencia de datos, por medio de esto la órbita terrestre baja se utiliza de manera concreta para muchas aplicaciones de comunicación.

Como consecuencia de las funciones establecidas por cada una de estas órbitas, las cuales principalmente no son geoestacionarias, muestran otro tipo de desarrollo, ya que estas no muestran una red de satélites para suministrar cobertura continua.

En este sentido las órbitas bajas también sirven como medio de colaboración directo a satélites de teledetección, esto gracias al nivel de detalle añadido y que básicamente logra ser obtenido, mediante las fases que muestra. Los satélites de teledetección,  pueden crear una especie de ventaja de órbitas terrestres bajas síncronas solares siempre que se establezcan a una altitud que sea de 800 km aproximadamente y que se localice cerca de la inclinación polar.

En cuanto al ambiente habitual mostrado por parte de la órbita terrestre baja se encuentra congestionando, no sólo con basura espacial, esto sea determinado según diversas investigaciones.

Aunque los medios mostrados por la gravedad en órbita terrestre baja, no suelen ser menos que  los establecidos en la superficie de la tierra (principalmente se reduce en un nivel de 1 % cada 30 km), en este caso la gente y los objetos en órbita experimentan de manera especifica ingravidez. Esto es parte del resultado de estar en órbita, ya que si un cuerpo estuviese estático a esa altura, de una forma rápida la gravedad lo haría caer), esto sucede como parte natural del proceso que experimento, el cual genera una respuesta automática.

La resistencia atmosférica se manifiesta de una forma concreta y  también sucede lo mismo con la gravedad, las cuales se encuentran asociadas al lanzamiento estas añaden típicamente un indice determinado y ambas se muestran necesaria para alcanzar la velocidad de la órbita terrestre baja, la cual se clasifica en un nivel de 7800 m/s.

Alternativas

Durante mucho tiempo los globos también han sido propuestos para lograr flotar sobre la tierra a una altura de alrededor de 20 km como parte de una serie de estaciones de comunicación, y de este modo alcanzar un nivel mas preciso, es así como se establecen para proporcionar servicios de voz y datos celulares. Para este tipo de funciones también se han propuesto los aviones no tripulados, que son alimentados por energía solar.

Órbitas elípticas

La órbita elíptica, esta catalogada como una clase de órbita que se determina por medio de un astro que gira en torno a otro describiendo una especie determinada de elipse. El astro central se caracteriza por estar localizado en uno de los focos correspondiente a la elipse. A este tipo de órbitas pertenecen las llamadas órbitas de los planetas del Sistema Solar, las cuales cumplen con cada una de estas funciones.

En un nivel más amplio comprendido por la astrodinámica o también llamada mecánica celeste y geometría,  una órbita elíptica cuenta con una excentricidad que se muestra mucho mayor que cero y menor que uno, siendo así se establece (si tiene excentricidad 0 es catalogada como una órbita circular y con excentricidad, partiendo de esto es considerada como una órbita parabólica).

La energía específica de una órbita elíptica, se considera como negativa. Los Ejemplos de órbitas elípticas incluyen:

• Órbita de transferencia, catalogada como Hohmann, en este sentido es (ejecutada cuando un satélite cambia de manera específica la cota de giro orbital)
• También esta la llamada Órbita Molniya
• Y por último la Órbita tundra

Órbitas planetarias

Las órbitas planetarias se encargan de abarcar todo lo que corresponde a un sistema planetario, estas cumplen una función determinada en los planetas, también involucran los aspectos importantes de otros medios como los planetas enanos, los asteroides, se enfocan en los cometas e incluso en lo relacionado a la basura espacial, básicamente orbitan alrededor de la estrella central, en este sentido el sol, con órbitas elípticas.

Un cometa que se establece en una órbita parabólica o también conocida como hiperbólica alrededor de una estrella central no muestra un lazo gravitatorio con respecto a la estrella y por tal motivo no se considera parte del sistema planetario de la estrella.

Fundamentalmente no se han observado en el Sistema Solar, sucesos que muestran cometas con órbitas que sean claramente hiperbólicas. Debido a que los cuerpos que poseen un lazo gravitacional  junto con uno de los planetas del sistema planetario, aunque sean catalogados como naturales o artificiales, realizan órbitas elípticas que se desplazan alrededor del planeta.

Como consecuencia de las variadas perturbaciones gravitatorias que suelen ser mutuas, las excentricidades de las órbitas mostradas de los planetas varían a lo largo del tiempo, esto sucede como parte de las fases que atraviesan. Mercurio, esta catalogado como el planeta más pequeño del Sistema Solar, en este caso presenta una de las órbitas más excéntrica que hay. El siguiente que sirve como ejemplo de este tipo de órbitas, es el planeta de Marte, por su parte los planetas que resultan con menor excentricidad son los catalogados como Venus y Neptuno. (ver artículo: Tipos de planetas).

Existen casos cuando dos objetos orbitan sobre sí, se produce algo llamado como periastro, se trata del punto en el que los dos objetos se localizan de manera cercana , ya que están más próximos el uno al otro y también pueden manifestarse otros casos como el apoastro, este es el punto donde se encuentran más lejos.

Por lo general una órbita elíptica, se establece en el centro de masas de un sistema entre orbitador  y orbitado, en este caso se ubica en uno de los focos donde están ambas órbitas, sin mostrar nada en el otro foco. Existen casos cuando un planeta se acerca a su nivel de periastro, el planeta se logra incrementar  ampliando así su velocidad. De igual forma, cuando se acerca a su apoastro, se presentan procesos donde disminuye su velocidad.

Órbita de Júpiter

Júpiter es uno de los planetas que también tiene la velocidad de rotación que es la más rápida de los planetas encontrados en el sistema solar, este gira en poco menos de unas diez horas sobre su propio eje. Esta clase de velocidad de rotación se llega a deducir a partir de las medidas del llamado campo magnético del planeta. La atmósfera está dividida en unas regiones con fuertes vientos zonales con los periodos de la rotación que tienden a ir desde las 9 horas 50 minutos 30 segundos, en la zona ecuatorial, y a las 9 horas con 55 minutos con 40 segundos en el resto del planeta.

Llegando a tomar como referencia la distancia al Sol, Júpiter tiende a ser el planeta número cinco del sistema solar. Su órbita se llega a ubicar aproximadamente a unos 5 UA, que suelen ser unos 750 millones de km del Sol.

Órbita de Saturno

El planeta Saturno tiende a ser el sexto planeta del sistema solar, también es el segundo en cuanto al tamaño y a la masa esto es después de Júpiter y es el único planeta con un sistema de anillos de forma visible desde la Tierra. Su terminología proviene del conocido dios romano Saturno. Este Forma parte de los llamados planetas exteriores o los gaseosos.

El aspecto que suelen ser más característico del planeta Saturno son sus grandes y brillantes anillos. Antes de la invención de los telescopios, Saturno era el más lejano de todos los planetas conocidos y, a una simple vista, no parecía ser tan luminoso ni interesante.

Su Órbita

Saturno tiende a girar alrededor del Sol a una clase de distancia media de unos 1.418 millones de km en 1 órbita de excentricidad que es de unos 0,056, que se ubica el afelio a unos 1.500 millones de km, y el perihelio se encuentra a unos a 1.240 millones de km. El planeta Saturno se encontró en el perihelio en el año 1974.

El periodo de la traslación alrededor del Sol tiende a ser de unos 29 años y 167 días, mientras tanto que su período de sinódico suele ser de unos 378 días, de modo que, cada año, la oposición se llega a producir con casi 2 semanas de retraso con respecto al año anterior. El período de la rotación sobre su propio eje tiende a ser corto, más o menos de unas 10 horas y 14 minutos, con ciertas variaciones entre el ecuador y entre los polos.

Los elementos orbitales del planeta Saturno suelen ser modificados en 1 escala de unos 900 años por la denominada resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta Júpiter, el cual es bautizado por los astrónomos franceses durante el siglo XVIII como la grande inégalité ya que Júpiter era el que completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno. Los planetas no se encuentran en una especie de resonancia perfecta, si embargo, se encuentran lo suficientemente cerca de ella como para que las llamadas perturbaciones respectivas a las órbitas tiendan a ser apreciables.

Órbita de Mercurio

El planeta Mercurio consiste en un planeta perteneciente al sistema solar el cual es el más próximo al Sol y también el más pequeño. Este forma parte de los llamados planetas interiores o terrestres y es el que carece de los satélites naturales al igual que el planeta Venus. Se tenía muy poco conocimiento sobre la superficie de este hasta que llegó a ser enviada la sonda planetaria llamada Mariner 10 y se hicieron las observaciones correspondientes con el radar y el radiotelescopios.

Anteriormente se solía pensar que Mercurio siempre llegaba a presentar la misma cara del Sol, el cual era una situación parecida al caso de la Luna con el planeta Tierra; es decir, que el periodo de rotación solía a ser igual a su periodo de traslación, los 2 son de 88 días. Sin embargo, en el año 1965 se llegaron a mandar unos impulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual se llegó a demostrar definitivamente que el periodo de rotación tiende a ser de 58,7 días, lo cual es el ⅔ de su periodo de traslación. Esto no se trataba de una coincidencia, y es una situación que es llamada resonancia orbital.

Su Órbita

La órbita de Mercurio suele ser la más excéntrica de todas las de los planetas menores, con una distancia del planeta al Sol en una especie de rango que ve entre los 46 y 70 millones de km. La misma tarda aproximadamente unos 88 días terrestres en llegar a dar 1 traslación completa. Además presenta una especie de inclinación orbital el cual es con respecto al plano de la eclíptica de unos 7°.

La alta velocidad del planeta cuando se encuentra cerca del perihelio es lo que hace que este cubra una mayor distancia en 1 intervalo de tan sólo unos 5 días. El tamaño de las esferas, que son inversamente proporcional a la distancia al Sol, suele ser usado para llegar a ilustrar la distancia que tiende a ser variable e heliocéntrica.

Esta clase de distancia que es variable al Sol, la cual es combinada con la rotación planetaria del planeta Mercurio tiende a ser de 3:2 alrededor de su propio eje, el cual resulta en unas complejas variaciones de la temperatura de su superficie, que van pasando de los –185 °C en el transcurso de las noches hasta los 430 °C durante el día.

La llamada oblicuidad de la eclíptica tiende a ser de solo 0,01° que son grados sexagesimales, unas 300 veces menos que en el caso de Júpiter, que suele ser el segundo planeta en esta clase de estadística, con unos 3,1° el cual en la Tierra tiende a ser de 23,5°. De esta misma manera, un observador en el ecuador de Mercurio en el transcurso del mediodía local nunca llegará a ver el Sol más que a unos 0.01° al norte o al sur del cenit. Análogamente, en ambos polos el Sol nunca tiende a pasar de 0.01° por encima del horizonte.

Resonancia Orbital

En el transcurso de muchos años se llegó a pensar que la misma cara de Mercurio era la que miraba siempre hacia el Sol, de una especie de forma sincrónica, la cual es parecida como en el caso que lo hace la Luna respecto a la Tierra.

No fue sino hasta el año 1965 cuando los observaciones por medio de la radio fueron los que descubrieron una clase de resonancia orbital de unos 2:3, rotando unas 3 veces cada 2 años mercurianos; que es la excentricidad de la órbita de Mercurio la que hace esta resonancia estable en el perihelio, cuando la llamadas mareas solares tienen a ser más fuerte, el Sol se encuentra todavía en el cielo de Mercurio.

La misma razón por la que los astrónomos llegaban a pensar que Mercurio giraba de una manera sincrónica era porque siempre que el planeta se encontraba en una mejor posición para su observación, solía mostrar la misma cara. Ya que Mercurio tiende a girar en un 3:2 de resonancia orbital, que es 1 día solar el cual es la duración entre 2 tránsitos meridianos del Sol que son unos 176 días terrestres. Un día sideral suele ser de unos 58,6 días terrestres.

Las simulaciones orbitales son las que indican que la excentricidad de la órbita del planeta Mercurio tienden a variar caóticamente desde el 0 (circular) a unos 0,47 a lo largo de los millones de años. Esto tiende a dar una idea para poder explicar la resonancia orbital mercuriana que es de 2:3, cuando lo más usual tiende a ser de 1:1, ya que esto es lo más razonable para un tipo de periodo con 1 excentricidad tan elevada.

Albert Einstein y la Órbita de Mercurio

De acuerdo con las llamadas leyes de Kepler y también la ley de gravitación universal del famoso Isaac Newton, los planetas del sistema solar, al llegar a trasladarse al alrededor del Sol, tienden a describir una órbita elíptica, la cual no suele cambiar, a excepción por la fuerza que es ejercida por otro tipo de planeta.

En el caso del planeta Mercurio su perihelio no llega a ser siempre encontrado en el mismo lugar, ya que esta tiende a cambiar año tras año, lo que se le conoce como la precesión, y no suele ser particular de Mercurio, en los demás planetas se suelen presentar de una forma muy pequeña y se encuentra explicado por la teoría del mismo Newton.

Otra de las peculiaridades que son causada por la extraña órbita de Mercurio es que en el existe el fenómeno llamado de los amaneceres dobles en ciertos lugares del mismo, que se trata d en donde el Sol sale y se llega a detener, se esconde nuevamente casi por el mismo sitio en donde salió y posteriormente vuelve a salir para de esa manera continuar su recorrido por el cielo. En el resto del planeta se tiende a observar que el Sol aparentemente se llega a detener en el cielo y en cuando realiza un tipo de movimiento de giro.

Esto se le debe a que aproximadamente unos 4 días antes del perihelio la clase de velocidad angular orbital del planeta Mercurio tiende a igualar su velocidad angular rotatoria, y esto es lo que hace que el movimiento sea el que aparente que el Sol cese, y es justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio la que tiende a exceder la velocidad angular rotatoria. Y unos días después del perihelio, el Sol llega a volver a tomar el movimiento aparentemente normal.

El día 18 de noviembre del año 1915, cuando el reconocido Albert Einstein se encontraba basado en las ecuaciones del campo del vacío llegó a publicar una especie de derivación de la precesión orbital del planeta Mercurio la cual era muy interesante, no sólo por la clase de manera en la cual se obtuvo la ecuación del movimiento de las denominadas ecuaciones de campo, las cuales son las que describen la interacción fundamental de la gravitación como una especie de resultado de la curvatura del espacio – tiempo por la materia y También la energía.

Sino por el tipo de método que el llegó a utilizar para poder inferir la cantidad de la precesión a partir de esta ecuación. Einstein llegó a trabajar con una aproximación a la solución con la simetría esférica de las ecuaciones de campo, llegado a escribir su métrica d “aproximada” empleando las coordenadas cartesianas.

Órbitas de los cometas

Los cometas son catalogados como los cuerpos celestes que se encuentran constituidos por el hielo, el polvo y las rocas que generalmente orbitan alrededor del Sol siguiendo un punto que se muestra bajo las diferentes trayectorias elípticas, abarcando así las parabólicas o hiperbólicas. También comprende otros factores como los cometas, junto con los asteroides, en el caso de los planetas y satélites, se caracterizan forman parte del sistema solar.

La mayoría de estos cuerpos celestes, se basan en mostrar una serie de órbitas elípticas, las cuales son de gran excentricidad, lo que origina que cada una de ellas muestre su acercamiento al Sol con un período significativo.

Dichos procesos muestran una diferencia con relación a los asteroides, en el caso de los cometas son cuerpos sólidos que se encuentran compuestos de materiales que básicamente subliman en las cercanías del Sol. Estos se mueven en distancias grandes (a partir de 5-10 UA) principalmente desarrollan una atmósfera que llega al núcleo, la cual se encuentra formada por diversos elementos, donde destacan el gas y polvo. A medida que el cometa se aproxima al Sol, otros factores influyen como el viento solar que afecta este espacio, también se genera una serie de característica.

Órbitas oculares

Las cavidades orbitarias, o simplemente llamadas como Órbitas oculares, son un tipo de órbita muy particular, básicamente se considera como las dos cavidades localizadas a ambos lados de la línea media de la cara destinadas a alojar los globos oculares y cada uno de sus anexos. Las estructuras óseas que generalmente las delimitan se les llama órbitas.

Órbitas moleculares

los orbitales moleculares son una especie de regiones pertenecientes al espacio que generalmente contienen la densidad electrónica definida para que realice su proceso, estas funciones matemáticas que se encargan de dar un enfoque al comportamiento ondulatorio, el cual puede presentar una variedad de electrones en las moléculas. Dichas funciones sirven para calcular con exactitud las propiedades químicas y las de ámbito físico así como la probabilidad de ubicar un electrón en una región del espacio.

Órbitas del átomo

Un orbital atómico, esta catalogado como una zona del espacio, la cual se encuentra definida por una específica solución particular, perteneciente al ámbito espacial y que se muestra independiente de factores como el tiempo, en este caso la ecuación clasificada como Schrödinger, sirve para determinar  un electrón que se encuentra sometido a un potencial.

Órbita de Venus

No obstante todas las órbitas planetarias tienden a ser elípticas, la órbita del planeta Venus suele ser la más parecida a una especie de circunferencia, con una clase de excentricidad que es inferior a un 1 %.

El ciclo entre las 2 elongaciones máximas que son el período orbital sinódico que es el que dura unos 584 días. Luego de estos 584 días Venus llega a aparecer en una posición a unos 72° de la elongación anterior. Dado que existen 5 períodos de unos 72° en una especie de circunferencia, Venus tiende a regresar al mismo tipo de punto del cielo cada 8 años esto es menos 2 días correspondientes a los años bisiestos. Este tipo de periodo era muy conocido como el denominado ciclo Sothis en el Antiguo Egipto.

En la conjunción inferior, el planeta Venus puede llegar a aproximarse a la Tierra mucho más que ningún otro tipo de planeta. El día 16 de diciembre del año 1850 fue cuando alcanzó la distancia más cerca a la Tierra desde el año 1800, con un valor de unos 39.514.827 km que son unos 0,26413854 UA. Desde ese entonces nunca ha llegado a haber una aproximación tan cercana como en ese ves. Una aproximación que es casi tan cercana será para el año 2101, cuando el planeta Venus alcanzará una gran distancia de unos 39.541.578 km que es lo mismo a unos 0,26431736 UA.

Órbita de la Luna

La órbita de la Luna tiende a ser la trayectoria que sigue ésta en su tipo de movimiento alrededor de la Tierra. Esta clase de trayectoria se llega a describir como 1 elipse de baja excentricidad que tiende a discurrir a una distancia media de unos 384.402 km de la misma y que se llega a recorrer de oeste a este, esto quiere decir, en un sentido antihorario.

No se puede llegar a considerar una clase de órbita fija pues las diversas perturbaciones son las que influyen en la misma, haciendo que esta evolucione a lo largo del tiempo. En todo tipo de caso, la órbita Luna – Tierra se encuentra inclinada con respecto al plano de la órbita Tierra – Sol, por lo que sólo en unos 2 puntos de su trayectoria, son denominados nodos, la Luna puede llegar a producir los eclipses de Sol o pueden llegar a sufrir los eclipses propios.

Descripción Básica

La órbita de la Luna tiende a ser, en una primera aproximación, 1 elipse de una baja excentricidad es decir de unos 0,054, con una clase de distancia a la Tierra que ronda los a aproximadamente 356.000 km en el llamado perigeo y a los 406.000 km en el apogeo. La distancia media suele ser de unos 384.402 km, o lo que tiende a ser lo mismo, es decir a unos 1,3 segundos – luz. La velocidad media a la que llega a recorrer su órbita suele ser de unos 1,02 km/s, siendo la velocidad máxima en el denominado perigeo de unos 1,08 km/s y la mínima en el apogeo suele ser de 0,96 km/s.

Desviaciones

Sin embargo, la órbita real tiende a ser más compleja, no una elipse fija, sino que esta va a ir cambiando a causa de la influencia del Sol, que es la que ejerce una fuerza gravitatoria sobre la Luna que tiene a ser más del doble de la que llega a ejercer la Tierra, sin embargo, también por la clase de influencia de los otros tipo de planetas hasta incluso de la denominada no esfericidad de la Tierra. Todo ello es lo que hace que el cálculo de la órbita de la Luna llegue a ser uno de los problemas aún más complejos de la mecánica celeste.

Uno de los cambios suele ser el alejamiento de la órbita, que se llega a medir con la precisión por medio de los pulsos láser los cuales son enviados a la superficie de la Luna y que son devueltos por los retrorreflectores que están ubicados allí por las misiones lunares de los estadounidenses y las soviéticas.

Órbitas Satelitales

En los términos astronómicos, un satélite consiste en un cuerpo celeste que tiende a recorrer una trayectoria o también e puede decir una órbita en torno a un planeta, en el cual cuyo caso se trataría de un tipo de satélite natural. Como por ejemplo la Luna tiende a ser el satélite natural del planeta Tierra o bien el cinturón de asteroides que es el que orbita alrededor del planeta Saturno.

Ahora bien, en los términos aeroespaciales, un satélite e trata de un vehículo que es construido por el ser humano el cual este orbitará alrededor de 1 cuerpo celeste como por ejemplo lo es nuestro propio planeta con el fin de poder alcanzar los objetivos para los cuales llegó a ser colocado en una determinada órbita. A estos tipo de satélites los cuales son construidos por el ser humano se les llaman satélites artificiales.

Órbitas Artificiales

El término de las órbitas de satélites artificiales se tiende a referir a un número limitado de los tipos de órbitas en las que se llegan a encontrar concentrados la gran mayoría de los satélites artificiales alrededor de la Tierra. Esto es de es manera, ya que en cada 1 de estos tipos de órbita se tienden a presentar un conjunto de características muy particulares que lo suele hacer útil para llegar a cumplir un cierto tipo de misión.

En general, no suele llegar a referirse a la órbita de 1 satélite artificial con los elementos orbitales que la tienden a definir precisamente, sino sólo con a case de órbita, ya que esto es mas que suficiente para dar una clase de idea de los problemas y también de las ventajas que la órbita impone y la que ofrece al satélite.

Existen 3 grandes categorías que son definidas por la altura de la órbita sobre la capa o superficie terrestre que son:

La Órbita Terrestre Baja (LEO)

Entre los 200 y los 2.000 km de altura. Utilizada por la gran mayoría de los satélites de observación y también para la reconocida Estación Espacial Internacional, para el telescopio espacial ‘Hubble’ y de la misma manera para los transbordadores espaciales. Ciertos casos especiales de este tipo de órbita tienden a ser los siguentes:

• Órbita Polar: La inclinación suele ser cercana a los 90º y, por lo tanto, pasa muy cerca de los polos en cada clase de revolución.

• Órbita Polar Heliosíncrona: Este tipo de órbita que se mantiene siempre en la misma clase de orientación con respecto al eje Sol – Tierra.

• Órbita de Estacionamiento: Esta es la órbita baja en la que se ubican los satélites en la espera de ser movidos a otra clase de órbita.

La Órbita Terrestre Media (MEO)

Entre los 2.000 y los 35.786 km de altura. En la actualidad es utilizada por los sistemas de la navegación global como por ejemplo el GPS o el Galileo. Entre estos están:

• Órbita Geosíncrona: está a unos 35.786 km de altura. Este tipo de órbita es la que posee la gran particularidad de que su periodo tiende a ser igual al periodo de la rotación de la Tierra. En concreto, la más usada suele ser la Órbita Geoestacionaria.

• Órbita Geoestacionaria: En esta su inclinación y su excentricidad tienden a ser igual a cero “0”. Esta es usada por los satélites meteorológicos y por los de comunicaciones que son los que necesitan estar siempre sobre el mismo tipo de punto de la superficie.

La Órbita Alta Terrestre (HEO)

Esta es una órbita geocéntrica que se encuentra por encima de la órbita geosíncrona de unos 35.786km; la cual también es conocida como la órbita muy excéntrica u órbita muy elíptica. Además de esta también es muy habitual utilizar las denominadas:

• Órbitas de Hohmann o de Transferencia: Esta es una órbita elíptica que se tiende a utilizar para llegar a pasar de 1 órbita circular a otra con un tipo de gasto energético mínimo.

Órbita de Marte

La órbita de Marte tiende a ser muy excéntrica entre su afelio y perihelio, la distancia del planeta al Sol suele diferir en unos 42,4 millones de km. Gracias a las grandes observaciones del famoso Tycho Brahe, Kepler fue el que llegó a descubrir la naturaleza elíptica de todas las órbitas planetarias las cuales son consideradas hasta entonces como las circulares.

Si se llega a dibujar la órbita de la Tierra dentro de la del planeta Marte, de la cual cuya elipse tiende a ser mucho más alargada, ya que puede llegar a observarse también que la distancia de la Tierra hasta la de Marte se encuentra sujeta a las grandes variaciones.

La inclinación axial del planeta rojo tiende a ser de unos 25,19 º con respecto a su plano órbita, este es parecido a la inclinación axial de la Tierra. En consecuencia, el planeta Marte posee estaciones como las de la Tierra, aunque allí tienden a ser casi el doble de largas a causa a que su periodo orbital suele ser mucho más mayor. Actualmente, la orientación del polo norte marciano tiende a ser parecido a la de la llamada estrella Deneb.

Órbita de Neptuno

En promedio, el planeta Neptuno órbita el Sol a una clase de distancia que es de unos 30,1 ua. Su símbolo astronómico suele ser ♆, la cual es una versión estilizada del tridente del llamado dios Neptuno. El largo periodo orbital es el que hace que las estaciones en el planeta de Neptuno lleguen a durar unos 40 años. Tras el gran descubrimiento de Urano, se legó a observar que las órbitas de:

• Urano

• Saturno

• Júpiter

No se tienden a comportar tal como lo predecían las leyes de Kepler y las de Isaac Newton. Otro hombre era Adams y Le Verrier, de una forma independiente, los que calcularon la posición de 1 hipotético planeta, Neptuno, que finalmente llegó a ser encontrado por Galle, el día 23 de septiembre del año 1846, a menos de 1 grado de la posición calculada por el llamado Le Verrier. Posteriormente se llegó a advertir que Galileo ya había llegado a observar al planeta Neptuno en el año 1612, sin embargo lo había confundido con una especie de estrella.

Primer año de Neptuno

El día 12 de julio del año 2011, al cabo de casi unos 165 años terrestres, el planeta Neptuno logró alcanzar alcanzó el finalizar su primera órbita completa en torno o al rededor del Sol desde su descubrimiento en el año 1846, en lo que se constituye un año en cuanto a los términos de su propia traslación.

Órbita de Urano

Urano tiende a dar una vuelta al Sol cada 84,01 años terrestres. La distancia media de este con el Sol suele ser de aproximadamente unos 3.000 millones de km que es lo mismo a unas 20 UA, que tienden a ser también unos 2.870.990.000 km. La intensidad de la luz del Sol sobren Urano suele ser más o menos unos 1/400 que en la Tierra.

Los elementos orbitales llegaron a ser calculados por primera vez en el año 1783 por un hombre llamado Pierre – Simon Laplace. Con el pasar del tiempo, comenzaron a aparecer las discrepancias entre las órbitas que son observadas y las que se habían de haber predicho, y en el año 1841, John Couch Adams fue el primero de los observadores en llegar a proponer que las diferencias son las que podían deberse a la atracción gravitatoria de 1 tipo de planeta desconocido.

En el año 1845, Urbain Le Verrier fue el que inició una especie de búsqueda de forma independiente en cuanto a las perturbaciones orbitales del planeta Urano. El día 23 de septiembre del año 1846, Johann Gottfried Galle fue el que encontró un nuevo planeta, denominado posteriormente como Neptuno, casi en la misma posición que se había llegado a predecir por Le Verrier.