Orbita: concepto y clasificación

En el ámbito de la física, una órbita se define como el camino que sigue un objeto mientras se desplaza alrededor de otro, influenciado por una fuerza central, como la gravedad que actúa en los cuerpos celestes. Este recorrido representa el movimiento de un cuerpo que permanece bajo la influencia de un centro gravitacional, sin colisionar con él ni alejarse completamente de su influencia.

Desde el siglo XVII, cuando Johannes Kepler e Isaac Newton establecieron las leyes fundamentales que explican su comportamiento, las órbitas han sido clave para comprender los movimientos en el universo. Este concepto resulta especialmente relevante en el estudio de los cuerpos celestes y en el ámbito de la química a nivel subatómico.

Introducción

Una órbita es el trayecto que sigue un objeto en el espacio bajo la influencia de fuerzas que lo atraen o repelen desde otro cuerpo. En el Sistema Solar, la gravedad es responsable de que la Luna gire alrededor de la Tierra y los planetas se desplacen en torno al Sol. Estas trayectorias gravitacionales son estudiadas por la mecánica celeste.

Las órbitas suelen tener formas cónicas, como círculos, elipses, parábolas o hipérbolas, con el cuerpo principal ubicado en uno de los focos de la curva. Cuando un satélite gira alrededor de la Tierra, su punto más alejado se denomina apogeo, mientras que el más cercano es el perigeo. Generalmente, las distancias del apogeo y el perigeo se miden respecto a la superficie terrestre, no al centro del planeta.

El sufijo “-geo” se usa para órbitas alrededor de la Tierra, “-helio” para aquellas en torno al Sol, “-astron” para las que giran alrededor de estrellas, y “-ápside” cuando el cuerpo central no se especifica. La línea de ápsides conecta el punto más cercano y el más lejano en la trayectoria orbital.

Elementos Orbitales

Una órbita se describe a través de seis parámetros (ver diagrama adjunto). Los dos primeros son el tamaño y la elongación de la órbita. El tamaño se refiere a la distancia del periápside (SP), mientras que la elongación está determinada por la excentricidad (e), que mide la distorsión de la órbita. En una elipse, la excentricidad es la relación entre la distancia del foco (S) y el centro (C) de la elipse (CS/CP). En órbitas elípticas, la excentricidad varía entre 0 y 1; en las circulares, es exactamente 0; y en las parabólicas, es igual a 1. Para las órbitas hiperbólicas, donde la excentricidad es mayor que 1, el cuerpo solo pasa una vez por el objeto central y luego se escapa, adoptando una órbita abierta que nunca regresa.

Los tres parámetros siguientes definen la orientación de la órbita. Para ello, se considera el plano de referencia, que para los objetos que orbitan alrededor del Sol, es el plano de la órbita de la Tierra, también conocido como el plano de la eclíptica. El equinoccio vernal (g) es el punto donde la eclíptica se cruza con el plano del ecuador celeste, al cual el Sol llega al inicio de la primavera en el hemisferio norte. El nodo ascendente (N) es la intersección entre la órbita y el plano de referencia cuando el objeto pasa hacia el norte.

Los tres elementos orbitales que definen la orientación de la órbita son la inclinación (i), la longitud del nodo ascendente (Ω) y el argumento de periápside (ω). La inclinación es el ángulo entre el plano de referencia y el plano de la órbita. La longitud del nodo ascendente mide el ángulo en el plano de referencia entre el equinoccio vernal y el nodo ascendente. El argumento de periápside es el ángulo en el plano orbital que va desde el nodo ascendente hasta la línea que conecta el centro de la órbita (C) con el periápside (P). Finalmente, el sexto parámetro es el momento en que el cuerpo alcanza el periápside.

Además, la órbita puede describirse utilizando el semieje mayor (AC, CP o a), que es la mitad de la distancia entre el periápside (P) y el apoápside (A). Este semieje mayor es mayor que la distancia al periápside (SP) pero menor que la distancia al apoápside (AS), y está relacionado con la excentricidad por la fórmula CS = e(AC) = e(CP) = ea.

Órbitas del Sistema Solar

Las órbitas de los cuerpos celestes en nuestro Sistema Solar, al igual que en otros sistemas planetarios, son principalmente elípticas en mayor o menor medida. En el centro de estas órbitas se encuentra la estrella del sistema, el Sol, cuya gravedad mantiene en movimiento a los planetas. Por otro lado, los cometas siguen trayectorias parabólicas o hiperbólicas alrededor del Sol, sin un vínculo directo con la estrella. Además, cada planeta tiene satélites que orbitan a su alrededor, como es el caso de la Luna con la Tierra.

Sin embargo, los cuerpos celestes también se ejercen atracciones mutuas, lo que provoca perturbaciones gravitacionales que alteran las excentricidades de sus órbitas con el tiempo. Por ejemplo, Mercurio tiene la órbita más excéntrica debido a su cercanía con el Sol, seguido de Marte, que está mucho más alejado. En contraste, Venus y Neptuno tienen las órbitas más circulares, con excentricidades muy bajas.

Órbita de la Tierra

La Tierra sigue una trayectoria ligeramente elíptica alrededor del Sol, conocida como movimiento de traslación, que tarda aproximadamente 365 días en completarse, es decir, un año. Este movimiento ocurre a una velocidad aproximada de 67,000 kilómetros por hora.

Al mismo tiempo, existen diferentes tipos de órbitas alrededor de la Tierra para los satélites artificiales, que se clasifican según su altitud:

• Órbita baja (LEO): De 200 a 2,000 km sobre la superficie terrestre.
• Órbita media (MEO): De 2,000 a 35,786 km de la superficie.
• Órbita alta (HEO): De 35,786 a 40,000 km sobre la Tierra.
• Órbita geoestacionaria (GEO): A 35,786 km de la superficie, donde un objeto permanece fijo sobre un punto específico del ecuador terrestre debido a la sincronización de su órbita con el movimiento rotacional de la Tierra, con excentricidad nula.

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