Excentricidad orbital

La excentricidad de estas órbitas es un número no negativo que define su forma.

La excentricidad puede tomar los siguientes valores: La excentricidad orbital e viene dada por donde E es la energía orbital total, L es el momento angular, mred es la masa reducida y α es el coeficiente de la ley del cuadrado inverso de una fuerza central como la gravedad o la electrostática en física clásica: o en el caso de una fuerza gravitatoria: donde ε es la energía orbital específica (energía total dividida por la masa reducida), μ es el parámetro gravitacional estándar basado en la masa total, y h el momento angular relativo específico (el momento angular dividido por la masa reducida).

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 que e 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.

Por ejemplo, para ver la excentricidad de la órbita del planeta Mercurio (e = 0.2056), simplemente debe calcularse el

A continuación, inclinando cualquier objeto circular (como por ejemplo una taza de café vista desde la parte superior) con ese ángulo, la elipse aparente que se percibe a la vista tendrá la misma excentricidad.

de donde: La excentricidad de una órbita elíptica también se puede usar para obtener la relación entre periápside y apoápside: Para la Tierra, la excentricidad orbital ≈ 0.0167, apoápside = afelio y periápside = perihelio relativo al sol.

Mercurio tiene la mayor excentricidad orbital de cualquier planeta en el Sistema solar (e = 0.2056).

Los cometas no periódicos siguen casi trayectorias parabólicas y tienen excentricidades aún más próximas a 1.

Su excentricidad orbital de 1.20 indica que 'Oumuamua nunca ha estado gravitacionalmente ligado a nuestro sol.

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 la variaciones orbitales.

[15]​ Esto reducirá el radio orbital promedio y elevará las temperaturas en ambos hemisferios más cerca del pico medio interglacial.

Los exoplanetas descubiertos muestran que el sistema solar, con su excentricidad inusualmente baja, es raro y singular.