En astrodinámica y mecánica celeste, una trayectoria radial es una órbita de Kepler con momento angular cero.
Hay tres tipos de trayectorias radiales (órbitas):[1] A diferencia de las órbitas habituales, que se clasifican por su excentricidad orbital, las órbitas radiales se clasifican por su energía orbital específica: la suma constante de la energía cinética y potencial total, dividida por la masa reducida: donde x es la distancia entre los centros de las masas, v es la velocidad relativa, y
Otra constante viene dada por: Dadas la distancia de separación, la velocidad en cualquier instante y la masa total, es posible determinar la posición de los dos cuerpos en cualquier otro instante.
son la separación y la velocidad relativa en cualquier momento.
En este caso donde t es el tiempo desde o hasta el momento en el que las dos masas, si fueran masas puntuales, coincidirían, y x es la separación entre ambas.
Esta ecuación se aplica solo a las trayectorias parabólicas radiales.
Para las trayectorias parabólicas generales, véase la ecuación de Barker.
Se ajusta a la ecuación siguiente donde t es el tiempo desde o hasta el momento en el que las dos masas, si fueran masas puntuales, coincidirían, y x es la separación entre ambas.
Esta fórmula se denomina ecuación radial de Kepler.
Este caso toma la forma donde t es el tiempo desde o hasta el momento en el que las dos masas, si fueran masas puntuales, coincidirían, y x es la separación entre ambas.
Esta sección resuelve el problema de Kepler para órbitas radiales.
El primer paso es determinar la constante w, cuyo signo sirve para establecer el tipo de órbita.
La órbita dentro de un eje radial en un cuerpo esférico uniforme[3] sería un movimiento armónico simple, porque la gravedad dentro de dicho cuerpo es proporcional a la distancia al centro.