La inclinación orbital mide la inclinación de la órbita de un objeto alrededor de un cuerpo celeste. Se expresa como el ángulo entre un plano de referencia y el plano orbital o eje de dirección del objeto en órbita.
Para un satélite que orbita la Tierra directamente sobre el ecuador , el plano de la órbita del satélite es el mismo que el plano ecuatorial de la Tierra y la inclinación orbital del satélite es 0°. El caso general de una órbita circular es que está inclinada, pasando la mitad de una órbita sobre el hemisferio norte y la otra mitad sobre el hemisferio sur. Si la órbita oscilara entre los 20° de latitud norte y los 20° de latitud sur, entonces su inclinación orbital sería de 20°.
La inclinación es uno de los seis elementos orbitales que describen la forma y orientación de una órbita celeste . Es el ángulo entre el plano orbital y el plano de referencia , normalmente expresado en grados . Para un satélite que orbita un planeta , el plano de referencia suele ser el plano que contiene el ecuador del planeta . Para los planetas del Sistema Solar, el plano de referencia suele ser la eclíptica , el plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol. [1] [2] Este plano de referencia es más práctico para los observadores desde la Tierra. Por tanto, la inclinación de la Tierra es, por definición, cero.
En cambio, la inclinación se puede medir con respecto a otro plano, como el ecuador del Sol o el plano invariable (el plano que representa el momento angular del Sistema Solar, aproximadamente el plano orbital de Júpiter ).
La inclinación de las órbitas de los satélites naturales o artificiales se mide en relación con el plano ecuatorial del cuerpo que orbitan, si orbitan lo suficientemente cerca. El plano ecuatorial es el plano perpendicular al eje de rotación del cuerpo central.
Una inclinación de 30° también podría describirse utilizando un ángulo de 150°. La convención es que la órbita normal es prograda , una órbita en la misma dirección en la que gira el planeta. Las inclinaciones superiores a 90° describen órbitas retrógradas (hacia atrás). De este modo:
Para las lunas generadas por impactos de planetas terrestres no muy lejos de su estrella, con una gran distancia planeta-luna, los planos orbitales de las lunas tienden a estar alineados con la órbita del planeta alrededor de la estrella debido a las mareas de la estrella, pero si el planeta –la distancia de la luna es pequeña, puede estar inclinada. En el caso de los gigantes gaseosos , las órbitas de las lunas tienden a estar alineadas con el ecuador del planeta gigante, porque estas se formaron en discos circumplanetarios. [4] Estrictamente hablando, esto se aplica sólo a los satélites regulares. Los cuerpos capturados en órbitas distantes varían ampliamente en sus inclinaciones, mientras que los cuerpos capturados en órbitas relativamente cercanas tienden a tener inclinaciones bajas debido a los efectos de las mareas y las perturbaciones de los grandes satélites regulares.
La inclinación de los exoplanetas o miembros de sistemas estelares multiestelares es el ángulo del plano de la órbita con respecto al plano perpendicular a la línea de visión desde la Tierra al objeto. [5]
Dado que la palabra "inclinación" se usa en estudios de exoplanetas para esta inclinación de la línea de visión, el ángulo entre la órbita del planeta y el eje de rotación de su estrella se expresa usando el término "ángulo de órbita de giro" o "alineación de órbita de giro". . [5] En la mayoría de los casos se desconoce la orientación del eje de rotación de la estrella.
Debido a que el método de velocidad radial encuentra más fácilmente planetas con órbitas más cercanas de canto, la mayoría de los exoplanetas encontrados por este método tienen inclinaciones entre 45° y 135°, aunque en la mayoría de los casos se desconoce la inclinación. En consecuencia, la mayoría de los exoplanetas encontrados por velocidad radial tienen masas verdaderas no más de un 40% mayores que sus masas mínimas . [ cita necesaria ] Si la órbita es casi de frente, especialmente para los superjovianos detectados por la velocidad radial, entonces esos objetos pueden ser en realidad enanas marrones o incluso enanas rojas . Un ejemplo particular es HD 33636 B, que tiene una masa verdadera de 142 MJ , correspondiente a una estrella M6V, mientras que su masa mínima era de 9,28 MJ .
Si la órbita es casi de canto, entonces se puede ver al planeta transitando por su estrella.
En astrodinámica , la inclinación se puede calcular a partir del vector de momento orbital (o cualquier vector perpendicular al plano orbital ) como
La inclinación mutua de dos órbitas se puede calcular a partir de sus inclinaciones hacia otro plano utilizando la regla del coseno para los ángulos .
La mayoría de las órbitas planetarias del Sistema Solar tienen inclinaciones relativamente pequeñas, tanto entre sí como con el ecuador del Sol:
Por otro lado, los planetas enanos Plutón y Eris tienen inclinaciones respecto a la eclíptica de 17° y 44° respectivamente, y el gran asteroide Palas tiene una inclinación de 34°.
En 1966, Peter Goldreich publicó un artículo clásico sobre la evolución de la órbita de la Luna y de las órbitas de otras lunas del Sistema Solar. [8] Demostró que, para cada planeta, existe una distancia tal que las lunas más cercanas al planeta que esa distancia mantienen una inclinación orbital casi constante con respecto al ecuador del planeta (con una precesión orbital debida principalmente a la influencia de las mareas del planeta), mientras que las lunas más alejadas mantienen una inclinación orbital casi constante con respecto a la eclíptica (con la precesión debida principalmente a la influencia de las mareas del sol). Las lunas de la primera categoría, con la excepción de Tritón, la luna de Neptuno , orbitan cerca del plano ecuatorial. Concluyó que estas lunas se formaron a partir de discos de acreción ecuatoriales . Pero descubrió que la Luna, aunque alguna vez estuvo dentro de la distancia crítica de la Tierra, nunca tuvo una órbita ecuatorial como se esperaría según varios escenarios sobre su origen . Esto se denomina problema de la inclinación lunar, y desde entonces se han propuesto varias soluciones. [9]
Para los planetas y otros cuerpos celestes en rotación, el ángulo del plano ecuatorial con respecto al plano orbital (como la inclinación de los polos de la Tierra hacia el Sol o alejándose de él) a veces también se denomina inclinación, pero términos menos ambiguos son inclinación axial u oblicuidad. .
