Astronomía - Mecánica celeste

El Periastro o periapsis es el punto en una órbita elíptica donde la distancia entre los cuerpos es mínima.

En las órbitas siempre hay un cuerpo de mayor masa llamado primario en torno al cual gira otro cuerpo llamado secundario. El periapsis es el punto de la órbita donde el secundario está a la mínima distancia del primario.

Se representa por q. Si a es la distancia media y e la excentricidad tenemos que:

${\displaystyle q=a(1-e)}$

Tal como establece la segunda de las leyes de Kepler, la velocidad de traslación del planeta es máxima en el periapsis. Si la órbita no es una elipse también recibe este nombre.

La máxima distancia entre primario y secundario se llama apoapsis o apoastro y sólo existe en las elipses.

En astronomía, una perturbación es la modificación que experimenta el movimiento de un astro a lo largo de su órbita como consecuencia de la atracción ejercida por los astros próximos.

Los planetas, cometas y satélites no describen, en torno del astro central, la elipse regular prevista por las leyes de Kepler y de Newton, sino una elipse que es deformada por la atracción de cada uno de los astros más próximos o de mayor masa (especialmente por la de Júpiter). El cálculo de estas perturbaciones es extremadamente complejo y sólo puede llegarse a un resultado satisfactorio mediante aproximaciones sucesivas. Las perturbaciones seculares se deben a ciclos muy lentos (de hasta millones de años) que pueden afectar al valor del eje mayor y de la excentricidad, a la inclinación del plano de la órbita y a la orientación de ésta en el espacio. Las perturbaciones continuas tienen periodos mucho menos largos. Si el astro principal, el astro considerado (que gira en torno de aquél) y el astro perturbador no tienen sus órbitas en un mismo plano, se produce una retrogradación continua, aunque no uniforme, de la línea de los nodos de la órbita perturbada. Por otra parte, el eje mayor de la órbita gira en el plano de ésta con el movimiento continuo y en el sentido directo: así es como el perihelio de la Tierra avanza en 11,6" por año.

Las perturbaciones periódicas dependen de las posiciones relativas de los planetas: son máximas cuando el planeta perturbador y el planeta perturbado se encuentran sensiblemente alineados con el Sol y en el mismo lado de éste, siendo mínimas cuando el Sol se encuentra entre ambos.

Dadas las masas de los astros y los elementos de sus órbitas, se pueden calcular las perturbaciones mutuas. Recíprocamente, el estudio de una perturbación anormal permite evaluar la masa del cuerpo perturbador y calcular sus coordenadas: así pues, el estudio de las perturbaciones sufridas por el movimiento de Urano condujo al descubrimiento de Neptuno en el lugar de la bóveda celeste previsto por el cálculo. Asimismo, las órbitas de los cometas son a menudo perturbadas, particularmente por los campos gravitacionales de los planetas gigantes: la influencia gravitacional de Júpiter causó que el periodo de la órbita del cometa Hale-Bopp disminuyera de 4200 a 2800 años.

Perturbaciones

Rigurosamente, las masas de los planetas no son despreciables, por lo tanto, no es cierto que exista una proporcionalidad exacta tal como lo enuncia la tercera ley de Kepler.

Las otras dos leyes tampoco son rigurosamente válidas cuando se trata de más de dos cuerpos. Al respecto, deben tenerse en cuenta las atracciones mutuas entre los planetas de nuestro Sistema Solar, que se denominan perturbaciones.

De esta manera, las leyes de Kepler definen la solución al problema del movimiento de dos cuerpos aislados y sujetos únicamente a su atracción gravitatoria mutua; esta situación se denomina problema de los dos cuerpos.

Cuando se considera más de dos cuerpos, no existen fórmulas matemáticas rigurosas que permitan resolver el problema de determinar sus posiciones y su movimiento en general en forma exacta. A esta situación se denomina "problema de los n cuerpos". Este se estudia con métodos de aproximaciones sucesivas, es decir: dadas en cierto instante las masas y velocidades de n cuerpos (con n>2), se busca calcular sus posiciones y velocidades en cualquier instante futuro o pasado.

El término pico de luz eterna describe un punto en concreto de un cuerpo del Sistema Solar bañado constantemente por la luz del Sol. Esto es debido tanto a la rotación del cuerpo como a la altitud del punto en cuestión. La existencia de dichos puntos fue propuesta por primera vez por Camille Flammarion en 1879, quien especuló con la existencia de zonas en la Luna donde se vería el Sol de forma constante. La existencia de estos picos sería ventajosa para la exploración espacial y la colonización de algunos planetas o lunas, ya que se podrían situar dispositivos generadores de energía capaces de recibir luz solar de forma constante, sin importar la hora del día, y con unos rangos de temperatura estables.

En la Luna

Los picos de luz eterna en la Luna no serían estrictamente "eternos", ya que la luz solar se vería ocasionalmente bloqueada por la sombra terrestre durante los eclipses lunares (con duraciones de hasta 6 horas).

De acuerdo con las imágenes enviadas por la sonda Clementine, un equipo de la Universidad Johns Hopkins encontró cuatro picos de luz eterna en el borde externo del cráter Peary. Éste cráter está situado cerca del Polo Norte lunar. Las imágenes de Clementine fueron tomadas durante el verano del hemisferio norte lunar, y fue imposible determinar si alguna de estas localizaciones perderían la visión directa del Sol durante el invierno lunar. Aunque no se han encontrado sitios similares en el hemisferio norte lunar, la zona de las Montañas Malapert, en el exterior del cráter homónimo, a 122 km del Polo Sur lunar, podría tener iluminación casi constante.

Desde el 2005 hasta el 2006, la sonda de la ESA SMART-1 hizo una búsqueda sistemática de picos de luz eterna en los polos lunares. Dicha sonda monitorizó la iluminación presente en los polos para buscar variaciones estacionales, confirmando que permanecían iluminadas durante el invierno lunar. Los lugares confirmados podrían servir para situar futuras colonias humanas, que se encontrarían con una fuente de luz (y por tanto de energía utilizable) constante y temperaturas adecuadas.

En Mercurio

La existencia de picos de luz eterna en Mercurio ha sido sólo teorizada, pero la falta de una cartografía detallada ha impedido confirmar este punto. Esta situación puede cambiar cuando la sonda MESSENGER llegue al planeta. Estas zonas de luz eterna no se verían afectadas por los eclipses, ya que Mercurio no tiene lunas.

plano invariable de un sistema planetario, también llamado plano invariable de Laplace, es el plano que pasa por su baricentro (centro de masa) perpendicular al vector de su momento angular. En el sistema solar, alrededor del 98% de este efecto es producido por los momentos angulares de la órbita de los cuatro planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). El plano invariable es de 0.5° al plano orbital de Júpiter,¹ y puede ser considerado como el promedio ponderado de todas las órbitas planetarias y planos rotacionales.

Este plano es a veces llamado el "Laplaciano" o "plano de Laplace" o el "plano invariable de Laplace", aunque el plano de Laplace con mayor frecuencia se refiere al concepto relacionado con la precesión del plano orbital. No se deben confundir, sin embargo, surgen de la obra de (y por lo menos a veces el nombre de) el astrónomo francés Pierre Simon Laplace.⁴ Las dos son equivalentes sólo en el caso de que todos los perturbadores y las resonancias estén lejos del cuerpo de precesión. El plano invariable deriva simplemente de la suma de momentos angulares, que es "invariable" sobre todo el sistema, mientras que el plano de Laplace puede ser diferente para diferentes objetos en órbita dentro de un sistema. Laplace llamado el plano invariable, el plano de superficies máximas, donde el área es el producto del radio y su cambio de horario diferenciado dR/dt, es decir, su velocidad, multiplicada por la masa.

Inclinación
	Nombre	Inclinación a la eclíptica	Inclinación al ecuador del Sol	Inclinación al plano invariable1
Terrestres	Mercurio	7.01°	3.38°	6.34°
	Venus	3.39°	3.86°	2.19°
	Tierra	0°	7.155°	1.57°
	Marte	1.85°	5.65°	1.67°
Gigantes gaseosos	Júpiter	1.31°	6.09°	0.32°
	Saturno	2.49°	5.51°	0.93°
	Urano	0.77°	6.48°	1.02°
	Neptuno	1.77°	6.43°	0.72°

Descripción

La magnitud del vector de momento angular orbital de un planeta es ${\displaystyle L=RMV}$, donde ${\displaystyle R}$ es el radio orbital del planeta (desde el baricentro), ${\displaystyle M}$ es la masa del planeta, y ${\displaystyle V}$ es la velocidad orbital. La de Júpiter aporta la mayor parte del momento angular del Sistema Solar, el 60,3%. Luego Saturno en un 24,5%, Neptuno en 7,9%, y Urano en 5,3%. El Sol forma un contrapeso a todos los planetas, por que está cerca del baricentro cuando Júpiter está en un lado y los otros tres planetas jovianos son diametralmente opuestas en el otro lado, pero el Sol se mueve a 2.17 radios solares de distancia desde el baricentro cuando todos los planetas jovianos están en línea en el otro lado. Los momentos angulares orbitales del Sol y los planetas no jovianos, lunas y menores cuerpos del sistema solar, así como las cantidades de movimiento de rotación axial de todos los cuerpos, incluyendo el Sol, el total de sólo el 2%.

Si todos los cuerpos del sistema solar fueran puntos de masas, o si la distribución de cuerpos rígidos fuera de forma esférica de masa simétrica, luego un plano invariable definido en órbitas solo, sería verdaderamente invariable y que constituirían un marco de referencia inercial. Pero casi ninguno lo es, lo que permite la transferencia de una cantidad muy pequeña de los momentos de rotación axial de revoluciones orbitales debido a la fricción de las mareas y de los cuerpos no esféricos. Esto causa un cambio en la magnitud del momento angular, así como un cambio en su dirección (precesión), ya que los ejes de rotación no son paralelos a los ejes de la órbita. Sin embargo, estos cambios son muy pequeños en comparación con las cantidades de movimiento angular total del sistema, y para casi todos los fines de que el plano puede considerarse invariable cuando se trabaja con la dinámica de Newton.

Posición

Todos los planos de las órbitas planetarias bambolean alrededor de todo el plano invariable, lo que significa que gira alrededor de su eje, mientras que sus inclinaciones para esta varean, las cuales son causadas por la perturbación gravitacional de otros planetas. La de la Tierra rota con un período de casi 100.000 años y con una inclinación que varía de 0.1° a 3°. Si a largo plazo se llevan a cabo los cálculos^{[cita requerida]} con respecto a la eclíptica actual, que está inclinado con respecto al plano invariable en alrededor de 1.5°,¹ el cual parece rotar con un período de 70,000 años y una inclinación que varía entre 0° y 4°. En concreto, la órbita de la Tierra (la eclíptica) está inclinado con respecto al plano invariable en 1°34'59"−18"T, donde T es el número de siglos, desde 1900. Para J2000.0 el valor es de 1°34'43.3".⁵ La inclinación de la órbita de Júpiter en el plano invariable varía en el rango de 14'-28 '.