Órbita elíptica

En astrodinámica o mecánica celeste , una órbita elíptica o órbita elíptica es una órbita de Kepler con una excentricidad inferior a 1; esto incluye el caso especial de una órbita circular , con excentricidad igual a 0. En un sentido más estricto, es una órbita de Kepler con la excentricidad mayor que 0 y menor que 1 (excluyendo así la órbita circular). En un sentido más amplio, es una órbita de Kepler con energía negativa . Esto incluye la órbita elíptica radial, con excentricidad igual a 1.

En un problema gravitacional de dos cuerpos con energía negativa , ambos cuerpos siguen órbitas elípticas similares con el mismo período orbital alrededor de su baricentro común . También la posición relativa de un cuerpo con respecto al otro sigue una órbita elíptica.

Bajo suposiciones estándar, la velocidad orbital ( ) de un cuerpo que viaja a lo largo de una órbita elíptica se puede calcular a partir de la ecuación vis-viva como:${\ estilo de visualización v \,}$

La ecuación de velocidad para una trayectoria hiperbólica tiene + o es igual con la convención de que en ese caso a es negativa.${\displaystyle {1 \sobre {a}}}$

Bajo suposiciones estándar, el período orbital ( ) de un cuerpo que viaja a lo largo de una órbita elíptica se puede calcular como:${\ estilo de visualización T \, \!}$

Bajo suposiciones estándar, la energía orbital específica ( ) de una órbita elíptica es negativa y la ecuación de conservación de energía orbital (la ecuación Vis-viva ) para esta órbita puede tomar la forma:${\ estilo de visualización \ épsilon \,}$

Animación de Órbita por excentricidad
  0.0  ·  0.2 ·  0.4 ·  0.6 ·  0.8          

Dos cuerpos con masa similar orbitando alrededor de un baricentro común con órbitas elípticas.

En el cuadrante superior derecho de este diagrama se representa una órbita elíptica, donde el pozo de potencial gravitacional de la masa central muestra energía potencial y la energía cinética de la velocidad orbital se muestra en rojo. La altura de la energía cinética disminuye a medida que disminuye la velocidad del cuerpo en órbita y aumenta la distancia de acuerdo con las leyes de Kepler.

Distancias de cuerpos seleccionados del Sistema Solar desde el Sol. Los bordes izquierdo y derecho de cada barra corresponden al perihelio y al afelio del cuerpo, respectivamente, por lo que las barras largas denotan una alta excentricidad orbital . El radio del Sol es de 0,7 millones de km y el radio de Júpiter (el planeta más grande) es de 0,07 millones de km, ambos demasiado pequeños para resolverlos en esta imagen.