Órbita, es la trayectoria que describe un objeto físico alrededor de otro mientras está bajo la influencia de una fuerza central, como la fuerza gravitatoria.

Órbita

Animación de dos objetos orbitando alrededor de un centro de masas común.

En física, una órbita es la trayectoria que describe un objeto físico alrededor de otro mientras está bajo la influencia de una fuerza central, como la fuerza gravitatoria.

Historia

Las órbitas se analizaron por primera vez de forma matemática por Johannes Kepler, quien fue el que formuló los resultados en sus tres leyes del movimiento planetario. 

La primera, encontró que las órbitas de los planetas en el Sistema Solar son elípticas y no circulares o epiciclos, como se pensaba antes, y que el Sol no se encontraba en el centro de sus órbitas sino en uno de sus focos. 

La segunda, que la velocidad orbital de cada planeta no es constante, como también se creía, si no que la velocidad del planeta depende de la distancia entre el planeta y el Sol. 

Y la tercera, Kepler encontró una relación universal entre las propiedades orbitales de todos los planetas orbitando alrededor del Sol. 

Para cada planeta, la distancia entre el planeta y el Sol al cubo, medida en unidades astronómicas es igual al periodo del planeta al cuadrado, medido en años terrestres.

Isaac Newton demostró que las leyes de Johannes Kepler se derivaban de su teoría de la gravedad y que, en general, las órbitas de los cuerpos que respondían a la fuerza gravitatoria eran secciones cónicas. 

Isaac Newton demostró que un par de cuerpos siguen órbitas de dimensiones que son inversamente proporcionales a sus masas sobre su centro de masas común. 

Cuando un cuerpo es mucho más masivo que el otro, se hace la convención de tomar el centro de masas como el centro del cuerpo con mayor masa.

By: Chmaster On 23:59

Continue Reading

Magnitud y oscurecimiento, Inclinación de la órbita, Período Saros, Son cantidades completamente distintas.

Magnitud y oscurecimiento

A una misma magnitud no le corresponde necesariamente un igual oscurecimiento (ver texto).

La magnitud de un eclipse solar es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna, mientras que el oscurecimiento se refiere a la fracción de la superficie solar que queda oculta. 

Son cantidades completamente distintas. 

La magnitud puede darse en forma decimal o como un porcentaje: hablaremos indistintamente de una magnitud 0,2 o del 20%, por ejemplo.

Si el eclipse es total se considera el cociente entre los diámetros angulares lunar y solar. 


En el momento de la totalidad este cociente valdrá 1,0 o más, en el caso de una Luna nueva muy próxima al perigeo.

Por otra parte, no puede darse una correspondencia única entre magnitud y oscurecimiento porque debido a la variable distancia Tierra-Luna varía asimismo el diámetro angular de ésta y a eclipses de igual magnitud no les corresponde siempre un mismo oscurecimiento. 

Esto se representa -de forma muy exagerada- en la figura 3: tanto en A como en B la magnitud es de 0,5 -oculta la mitad del diámetro solar-, pero el oscurecimiento -fracción de superficie solar tras la Luna- es mayor en A que en B.

En la tabla de eclipses se dan las magnitudes de los eclipses solares hasta el año 3698.

Inclinación de la órbita

Animación del pasado eclipse de sol, de l3 de noviembre de 2013.

Animación del pasado eclipse de sol, del 22 de julio de 2009.

Animación del pasado eclipse de sol, del 1 de agosto de 2008.

Animación del pasado eclipse de sol, de l3 de octubre de 2005.

Animación del pasado eclipse de sol, del 29 de marzo de 2006.

Animación del pasado eclipse de sol, del 4 de enero de 2011.

Animación del pasado eclipse de sol, del 11 de julio de 1991.

En un eclipse los centros del Sol, la Tierra y la Luna están totalmente alineados, estando la Luna siempre cerca de la línea que une la Tierra y el Sol. 

Si la órbita de la Luna estuviese sobre la eclíptica (plano de la órbita de la Tierra), en cada revolución lunar daría lugar a un eclipse de sol durante el Novilunio y a un eclipse de luna durante el Plenilunio, al cabo de unos 15 días. 

En realidad el plano de la órbita lunar está inclinado respecto a la eclíptica un ángulo de 5°08'13", lo que motiva, las más de las veces, que la Luna pase por encima o por debajo del Sol o por arriba o debajo del cono de sombra de la Tierra sin que tenga lugar el eclipse. 

Solo habrá eclipses en las sicigias (palabra que engloba las conjunciones y oposiciones del Sol y la Luna) cuando el Sol esté cerca de los Nodos de la Luna o puntos en que la órbita lunar corta a la Eclíptica. 

Este nombre proviene de que los eclipses siempre ocurren en la proximidad a dicho plano.

Si la alineación es bastante perfecta, la Luna está muy cerca del nodo durante la sicigia, o su latitud no excede de un determinado valor, ocurre un eclipse total. 

Si la coincidencia no es completa por no estar la Luna sobre la eclíptica, aunque sí cerca de ella, se produce un eclipse parcial, quedando el Sol parcialmente oculto por la Luna (eclipse parcial de Sol) o ésta parcialmente inmersa en el cono de sombra de la Tierra (eclipse parcial de luna).

Período Saros

Esta serie de condiciones son motivo de que los eclipses sean fenómenos raros que se reproducen al cabo de 223 lunaciones, o sea 18 años 11 días, y que se llama período Saros y que es múltiplo común de dos de las distintas revoluciones lunares.

En un año hay dos estaciones de eclipses cuando el Sol pasa cerca de los Nodos. 

A lo largo de un año no pueden ocurrir menos de dos eclipses, que serán obligatoriamente de sol, ni más de 7: 5 de sol y 2 de luna, 4 de sol y 3 de luna, 2 de sol y 5 de luna. 

Hay 8 eclipses cada 6 lunaciones que se denominan series cortas. 

Tras un período Saros hay un eclipse homólogo muy similar, pero que va evolucionando a lo largo de los distintos saros, formando una serie larga que puede durar unos 1.280 años.

By: Chmaster On 23:51

Continue Reading

Período orbital, El período orbital es el tiempo que tarda un planeta u otro objeto en realizar una órbita completa.

Período orbital

El período orbital es el tiempo que tarda un planeta u otro objeto en realizar una órbita completa. 

Existen varios tipos de períodos orbitales para los objetos alrededor del Sol:

• El período sidéreo es el tiempo que tarda el objeto en dar una órbita completa alrededor del Sol, respecto de las estrellas. Se considera como el período orbital verdadero del objeto.

• El período sinódico es el tiempo que tarda el objeto en reaparecer en el mismo punto del cielo, respecto al Sol, cuando es observado desde la Tierra. Este período comprende el tiempo entre dos conjunciones sucesivas y es el período orbital aparante del objeto. El período sinódico difiere del sidéreo porque la Tierra también gira alrededor del Sol.

• El período draconítico es el tiempo que tarda en pasar dos veces el objeto por su nodo ascendente, el punto de su órbita que cruza la eclíptica desde el hemisferio sur al norte. Se diferencia del período sidéreo porque la línea de nodos suele variar lentamente.

• El período anomalístico es el tiempo que tarda en pasar dos veces el objeto por su perihelio, el punto más próximo al Sol. Se diferencia del período sidéreo porque el semieje mayor también suele variar lentamente.

• El período tropical es el tiempo que tarda en pasar dos veces el objeto por la ascensión recta de cero. Es ligeramente más corto que el período sidéreo debido a la precesión de los equinoccios.

Parámetros geométricos de la órbita

Elementos orbitales de un cuerpo alrededor del Sol.

Los elementos orbitales son los parámetros necesarios para especificar una órbita, utilizando un modelo de dos masas obedeciendo las leyes de movimiento de Newton. 

Existe seis parámetros básicos, también denominados elementos keplerianos en honor a Kepler:

• Longitud del nodo ascendente (
  Ω
  ) .
• Inclinación(
  i
  ).
• Argumento del perihelio (
  ω
  ).
• Semieje mayor (
  a
  ).
• Excentricidad (
  e
  ).
• Anomalía media de la época (
  M
  o
  ).

Además, otros elementos orbitales son: anomalía verdadera (

v

), semieje menor (

b

), excentricidad linear (

ϵ

), anomalía excéntrica (

E

), longitud media (

L

), longitud verdadera (

l

) y período orbital (

T

).

By: Chmaster On 23:20

Continue Reading