En mecánica celeste, el vector de excentricidad de una órbita de Kepler se define mediante una dirección que apunta del apoápside al periápside y con una magnitud adimensional igual a la excentricidad orbital de la órbita.
Su uso principal es el análisis de órbitas casi circulares, ya que las fuerzas perturbadoras (no Keplerianas) en una órbita real harán que el vector de excentricidad osculante cambie continuamente.
Para los parámetros de excentricidad y del argumento del periastro, la excentricidad cero (órbita circular) corresponde a una singularidad.
Téngase en cuenta que los vectores de velocidad y de posición deben ser relativos al marco inercial del cuerpo central.
es:[1] lo que se sigue inmediatamente de la identidad del vector: donde: