Velocidad orbital

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La velocidad orbital es la velocidad que tiene un planeta, satélite (natural o artificial) o similar en su órbita alrededor de otro cuerpo celeste (estrella, planeta, ...).

Por ejemplo, la velocidad orbital de los satélites geoestacionarios (una órbita circular) que circundan la Tierra es de aproximadamente 10 900 kilómetros por hora.[1]

Si el objeto en órbita circular incrementase su velocidad, pasaría a una órbita elíptica, con una velocidad que estaría determinada en cada punto por las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario. Si se moviera aún más rápido, podría alcanzar la velocidad de escape y describiría una órbita parabólica; por encima de dicha velocidad, la trayectoría u órbita sería hiperbólica.

Salvo en el caso de la órbita circular, la velocidad orbital no es constante, sino que varía a lo largo de la órbita, siendo tanto menor cuanto más alejado está el cuerpo que orbita del astro que le atrae. En el caso del movimiento de los planetas en el Sistema Solar cabe destacar tres valores significativos:

  • Velocidad orbital mínima es la que corresponde al afelio.
  • Velocidad orbital máxima es la que corresponde al perihelio.
  • Velocidad orbital media durante un recorrido completo de la órbita.

Las velocidades orbitales se expresan en km/s o en km/h. Suele emplearse el valor de velocidad orbital media. Así, el planeta Tierra tiene una velocidad orbital media de 29,78 km/s.[cita requerida]

Cálculo de órbitas[editar]

Si la órbita es circular, la magnitud de la velocidad es constante en toda la órbita y está determinada por:

v_{orb}=\sqrt{{GM}\over{r}}

donde v_{orb} es la velocidad orbital, G la constante gravitacional, M la masa del cuerpo atrayente, y r el radio de la órbita. La velocidad orbital no depende de la masa del cuerpo que orbita, aunque sí es inversamente proporcional a la raíz cuadrada del radio de la órbita. Es decir, cuanto mayor sea el radio, menor será la velocidad necesaria para describir la órbita.

Origen de la formula:
Teniendo en cuenta que la fuerza de gravedad que atrae a un planeta en órbita es igual que la fuerza normal del mismo:

{F_g}={F_n}

Es decir:

{{GMm}\over{r^2}}={m}{v^2\over{r}}

Se simplifican las masas m, que son las del objeto en órbita y se deja de lado la velocidad:
v_{orb}=\sqrt{{GM}\over{r}}


Referencias[editar]

  1. «¿Por qué los satélites geoestacionarios se mantienen fijos en el cielo?». Muy Interesante. Consultado el 6 de marzo de 2016. 

Véase también[editar]