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La inclinación orbital mide la inclinación de la órbita de un objeto alrededor de un cuerpo celeste . Se expresa como el ángulo entre un plano de referencia y el plano orbital o eje de dirección del objeto en órbita.
Para un satélite que orbita la Tierra directamente sobre el ecuador , el plano de su órbita coincide con el plano ecuatorial terrestre, y su inclinación orbital es de 0°. En general, una órbita circular está inclinada, pasando la mitad sobre el hemisferio norte y la otra mitad sobre el hemisferio sur. Si la órbita oscilara entre los 20° de latitud norte y los 20° de latitud sur, su inclinación orbital sería de 20°.
Órbitas
La inclinación es uno de los seis elementos orbitales que describen la forma y la orientación de una órbita celeste . Es el ángulo entre el plano orbital y el plano de referencia , normalmente expresado en grados . Para un satélite que orbita un planeta , el plano de referencia suele ser el plano que contiene el ecuador del planeta . Para los planetas del Sistema Solar, el plano de referencia suele ser la eclíptica , el plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol. [ 1 ] [ 2 ] Este plano de referencia es el más práctico para los observadores terrestres. Por lo tanto, la inclinación de la Tierra es, por definición, cero.
La inclinación puede medirse con respecto a otro plano, como el ecuador del Sol o el plano invariable (el plano que representa el momento angular del Sistema Solar, aproximadamente el plano orbital de Júpiter ).
Satélites naturales y artificiales
La inclinación de las órbitas de los satélites naturales o artificiales se mide con respecto al plano ecuatorial del cuerpo alrededor del cual orbitan, siempre que la órbita sea lo suficientemente cercana. El plano ecuatorial es el plano perpendicular al eje de rotación del cuerpo central.
Una inclinación de 30° también podría describirse utilizando un ángulo de 150°. Por convención, la órbita normal es prograda , es decir, una órbita en la misma dirección en que gira el planeta. Las inclinaciones mayores de 90° describen órbitas retrógradas (hacia atrás). Por lo tanto:
- Una inclinación de 0° significa que el cuerpo en órbita tiene una órbita prograda en el plano ecuatorial del planeta.
- Una inclinación mayor de 0° y menor de 90° también describe una órbita prograda.
- Una inclinación de 63,4° se suele denominar inclinación crítica al describir satélites artificiales que orbitan la Tierra, porque tienen deriva de apogeo cero . [ 3 ]
- Una inclinación de exactamente 90° corresponde a una órbita polar , en la que la nave espacial pasa por encima de los polos del planeta.
- Una inclinación mayor de 90° y menor de 180° corresponde a una órbita retrógrada.
- Una inclinación de exactamente 180° corresponde a una órbita ecuatorial retrógrada.
Para las lunas generadas por impacto de planetas terrestres no muy lejos de su estrella, con una gran distancia planeta-luna, los planos orbitales de las lunas tienden a estar alineados con la órbita del planeta alrededor de la estrella debido a las mareas de la estrella, pero si la distancia planeta-luna es pequeña, puede estar inclinado. Para los gigantes gaseosos , las órbitas de las lunas tienden a estar alineadas con el ecuador del planeta gigante, porque estos se formaron en discos circumplanetarios. [ 4 ] Estrictamente hablando, esto se aplica solo a los satélites regulares. Los cuerpos capturados en órbitas distantes varían ampliamente en sus inclinaciones, mientras que los cuerpos capturados en órbitas relativamente cercanas tienden a tener bajas inclinaciones debido a los efectos de marea y perturbaciones de grandes satélites regulares.
Exoplanetas y sistemas estelares múltiples
La inclinación de los exoplanetas o miembros de sistemas estelares múltiples es el ángulo del plano de la órbita con respecto al plano del cielo : un plano perpendicular a la línea de visión desde la Tierra hacia el objeto: [ 5 ]
- Una inclinación de 0° corresponde a una órbita frontal, lo que significa que el plano de la órbita del exoplaneta es perpendicular a la línea de visión con la Tierra.
- Una inclinación de 90° corresponde a una órbita de canto, lo que significa que el plano de la órbita del exoplaneta es paralelo a la línea de visión con la Tierra.
Dado que en los estudios de exoplanetas se utiliza el término «inclinación» para referirse a la inclinación de la línea de visión, el ángulo entre la órbita del planeta y el eje de rotación de su estrella se expresa mediante el término «ángulo giro-órbita» o «alineación giro-órbita». [ 5 ] En la mayoría de los casos, se desconoce la orientación del eje de rotación de la estrella.
Debido a que el método de velocidad radial encuentra más fácilmente planetas con órbitas casi de canto, la mayoría de los exoplanetas detectados por este método tienen inclinaciones entre 45° y 135°, aunque en la mayoría de los casos se desconoce la inclinación. En consecuencia, la mayoría de los exoplanetas detectados por velocidad radial tienen masas reales que no superan en más del 40% sus masas mínimas . Si la órbita es casi frontal, especialmente en el caso de los superjovianos detectados por velocidad radial, entonces esos objetos podrían ser enanas marrones o incluso enanas rojas .
Si la órbita es casi de canto, entonces se puede ver al planeta transitando su estrella.
Cálculo
En astrodinámica , la inclinaciónse puede calcular a partir del vector de momento orbital(o cualquier vector perpendicular al plano orbital ) como dóndees el componente z de.
La inclinación mutua de dos órbitas se puede calcular a partir de sus inclinaciones a otro plano utilizando la regla del coseno para ángulos .
Observaciones y teorías
La mayoría de las órbitas planetarias del Sistema Solar tienen inclinaciones relativamente pequeñas, tanto en relación entre sí como con el ecuador del Sol:
Por otro lado, los planetas enanos Plutón y Eris tienen inclinaciones respecto a la eclíptica de 17° y 44° respectivamente, y el gran asteroide Palas tiene una inclinación de 34°.
En 1966, Peter Goldreich publicó un artículo clásico sobre la evolución de la órbita de la Luna y sobre las órbitas de otras lunas en el Sistema Solar. [ 8 ] Demostró que, para cada planeta, existe una distancia tal que las lunas más cercanas al planeta que esa distancia mantienen una inclinación orbital casi constante con respecto al ecuador del planeta (con una precesión orbital debida principalmente a la influencia de las mareas del planeta), mientras que las lunas más lejanas mantienen una inclinación orbital casi constante con respecto a la eclíptica (con una precesión debida principalmente a la influencia de las mareas del Sol). Las lunas de la primera categoría, con la excepción de Tritón , la luna de Neptuno , orbitan cerca del plano ecuatorial. Concluyó que estas lunas se formaron a partir de discos de acreción ecuatoriales . Pero descubrió que la Luna, aunque alguna vez estuvo dentro de la distancia crítica de la Tierra, nunca tuvo una órbita ecuatorial como se esperaría de varios escenarios para su origen . Esto se conoce como el problema de la inclinación lunar, para el cual se han propuesto varias soluciones desde entonces. [ 9 ]
Otro significado
En el caso de los planetas y otros cuerpos celestes en rotación, el ángulo del plano ecuatorial con respecto al plano orbital —como la inclinación de los polos de la Tierra hacia el Sol o en dirección opuesta a él— a veces también se denomina inclinación, pero términos menos ambiguos son inclinación axial u oblicuidad.
Véase también
Referencias
- ^ Chobotov, Vladimir A. (2002). Mecánica orbital (3ª ed.). AIAA . págs. 28 a 30. ISBN 1-56347-537-5.
- ↑ McBride, Neil; Bland, Philip A.; Gilmour, Iain (2004). Introducción al sistema solar . Cambridge University Press . pág. 248. ISBN 0-521-54620-6.
- ↑ Sistema de comunicaciones ártico que utiliza satélites en órbitas altamente elípticas , Lars Løge – Sección 3.1, página 17
- ↑ Formación de la Luna y evolución orbital en sistemas planetarios extrasolares: una revisión bibliográfica , K Lewis – EPJ Web of Conferences, 2011 – epj-conferences.org
- 1 2 Tiago L. Campante (27 de octubre de 2016). "Alineación espín-órbita de sistemas exoplanetarios: Análisis de un conjunto de observaciones astrosísmicas" (PDF) . Actas de la Unión Astronómica Internacional . 11 (Asamblea General A29B). Cambridge University Press: 636– 641. Bibcode : 2016IAUFM..29B.636C . doi : 10.1017/S1743921316006232 . S2CID 126328423. Recuperado el 27 de febrero de 2022 .
- ↑ Heider, KP (3 de abril de 2009). "El plano medio (plano invariable) del Sistema Solar que pasa por el baricentro" . Archivado del original el 3 de junio de 2013. Recuperado el 10 de abril de 2009 .
- producido utilizando
- ↑ Fichas informativas planetarias , en http://nssdc.gsfc.nasa.gov
- ↑ Peter Goldreich (noviembre de 1966). "Historia de la órbita lunar". Reviews of Geophysics . 4 (4): 411– 439. Bibcode : 1966RvGSP...4..411G . doi : 10.1029/RG004i004p00411 .Denominado "clásico" por Jihad Touma y Jack Wisdom (noviembre de 1994). "Evolución del sistema Tierra-Luna" . The Astronomical Journal . 108 : 1943. Bibcode : 1994AJ....108.1943T . doi : 10.1086/117209 .
- ↑ Kaveh Pahlevan y Alessandro Morbidelli (26 de noviembre de 2015). "Encuentros sin colisiones y el origen de la inclinación lunar". Nature . 527 ( 7579): 492– 494. arXiv : 1603.06515 . Bibcode : 2015Natur.527..492P . doi : 10.1038/nature16137 . PMID 26607544. S2CID 4456736 .
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