¿Qué es una Órbita del Sistema Solar? Historia, Tipos y más

La Órbita, consiste en la trayectoria que posee un objeto del sistema solar en torno a otro, como, por ejemplo, todos los planetas alrededor del Sol. En el siguiente artículo conoceremos más a fondo en qué consisten las Órbitas del Sistema Solar y mucho más.

Órbita

En el ámbito de la física, la definición de la órbita consiste en la trayectoria que refiere un objeto físico en torno a otro entre tanto que se encuentra bajo lo que es la influencia de una fuerza central poderosa, como lo llega a ser la gravedad.

Historia

Comienza con la gran aportación matemática de Johannes Kepler, quien fue ser la persona que formuló los grandes resultados de las 3 leyes del Movimiento Planetario realizados por él mismo que son:

  • La 1ra Ley del Movimiento Planetario de Kleper: Es donde señaló que las órbitas de todos los planetas dentro del sistema solar llegan a ser elípticas y que no son circulares o en su defecto epiciclos, como se estaba pensando anteriormente y que el Sol estaba en uno de sus focos y no como todos piensan que está en el centro de las órbitas de los planetas.
  • La 2da Ley del Movimiento Planetario de Kleper: Es donde describe que la velocidad orbital de cada uno de los planetas no es frecuente, como igualmente se llegaba a creer, sino que la velocidad del planeta iba a depender de la clase de recorrido que hay entre el planeta y el Sol.
  • La 3ra Ley del Movimiento Planetario de Kleper: Es donde Kepler llegó a encontrar una clase de correlación de forma universal entre lo que son las propiedades orbitales de cada uno de los planetas que se encuentran orbitando en torno al Sol. Para cada uno de los planetas, el trayecto que hay entre este y el Sol al cubo (Distancia 3), suele ser la medida en unidades astronómicas, esto es de la misma manera que en el caso del periodo del planeta al cuadrado (Período del Planeta 2), el cual se mide en los años de la tierra.

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El reconocido Isaac Newton fue la persona que demostró que las leyes del gran Johannes Kepler procedían de la teoría de la gravedad de Newton y que, por lo general, las órbitas de cada uno de los cuerpos que solían responder a la fuerza de gravedad eran de secciones cónicas.

Por lo que el mismo Isaac Newton también señaló que 2 cuerpos que continúan en sus órbitas de dimensiones que suelen ser proporcionales inversamente a sus respectivas masas sobre lo que es su centro de masas habitual. Cuando un cuerpo llega a ser mucho más enorme y de mayor masa que en el caso del otro, se hace una clase de convención en donde se toma el centro de cada una de las masas como el punto central del cuerpo con una masa que es mucho más grande o mayor.

Por medio del conocimiento de las órbitas es que podemos aprender por ejemplo, sobre los Movimientos de la Tierra, por eso es importante conocer ¿Qué es una órbita? y todo lo referente sobre ella.

Órbitas Planetarias

Dentro de lo que es un sistema planetario que se encuentra compuesto por:

  • Los Planetas
  • Los Planetas Enanos
  • Los Asteroides
  • Los Cometas
  • La Basura Espacial

Todos ellos orbitan en torno a la estrella principal más grande de nuestro Sistema Solar, es decir, El Sol. Por ejemplo, el caso de un cometa que esté en una órbita denominada parabólica o también conocida como Hiperbólica en torno a el astro principal o central que sería el Sol, no posee gravitatoriamente un vínculo con dicha estrella y por lo mismo no se va a considerar como parte de este sistema planetario de la estrella principal.

No se ha logrado visualizar dentro del Sistema Solar los cometas con unas órbitas que estén claramente hiperbólicas. Los cuerpos que poseen gravitacionalmente un vínculo con cada uno de los planetas del sistema planetario, ya sean estos artificiales o naturales, son los que ejecutan las llamadas órbitas elípticas en torno al Planeta.

A causa de las perturbaciones gravitacionales bilaterales, las excentricidades de cada una de las órbitas planetarias suelen diferenciar con el pasar de los años. El Planeta Mercurio, que se trata del planeta de menor tamaño en todo el Sistema Solar, posee una órbita mucho más excéntrica a diferencia del resto. El próximo es Marte el planeta Rojo, entre tanto que los demás planetas con menor cantidad de excentricidad llegan a ser:

  • El Planeta Venus
  • El Planeta Neptuno

Al momento en que 2 objetos llegan a orbitar entre ellos, el llamado Periastro consiste en el extremo inicial en que ambos objetos se van a encontrar más cerca tanto el uno como el otro y en el caso del llamado apoastro se trata de cuando ambos objetos están lo más lejos posible el uno del otro.

En el caso de una órbita elíptica, el punto central de las masas del sistema que va entre el objeto que se orbita y el objeto que es el orbitador se ubica en 1 de los focos de alguna de las órbitas, sin ninguna otra cosa dentro del otro foco.

Al momento en que uno de los planetas se aproxima al denominado periastro, entonces el planeta aumenta lo que es su velocidad. Lo contrario, que cuando el planeta se aproxima a su apoastro, entonces este baja la intensidad de su velocidad.

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Explicación Intuitiva

Existen diversas formas de lograr explicar lo que es el funcionamiento de una órbita, algunas de ellas son las siguientes:

  • Cuando un objeto (Planeta, asteroide, cometa, satélite, entre otro) se mueve de una manera oblicua, el cual cae hacia otro objeto orbitado. No obstante, este se moviliza de forma tan rápida que la curvatura de dicho objeto orbitado en todo momento va a caer debajo de este.
  • Una poderosa fuerza, como lo es la gravedad, es la responsable de atraer un objeto hacia una distancia curvada, al mismo tiempo que trata de mantener el recorrido en línea recta.
  • Cuando un objeto llega a caer, se traslada de un lado de forma tan rápida ya que posee la velocidad tangencial necesaria como para poder evitar el objeto orbitado.

Uno de los ejemplos que más se usa por lo general, para lograr ilustrar una órbita en torno de un planeta se trata del Cañón de Newton. Para este ejemplo vamos a imaginarnos un cañón que esté ubicado en lo más alto de una montaña que va a disparar unas bolas de cañón de que poseen una forma horizontal.

Se va a requerir que la montaña no posea una muy elevada altitud para de esa forma lograr evitar lo que es la atmósfera terrestre y de la misma manera poder ignorar los efectos causados por la fricción sobre la bola de cañón.

Si este cañón llegase a disparar una bola con una clase de velocidad inicial baja, el recorrido de dicha bola se va a curvar y va a colisionar con la superficie terrestre (A). Incrementando lo que es la velocidad inicial, la bola del cañón va a colisionar con la superficie terrestre pero esta vez a una distancia mucho más lejos del cañón (B), a causa de que entre tanto la cola va descendiendo, la superficie de la tierra igualmente se va a curvar.

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Estos movimientos son definidos técnicamente como órbitas, debido a que describen una clase de dirección elíptica en torno a un centro de gravedad, sin embargo, que se interrumpe al momento de colisionar contra el planeta tierra. Si se lograra disparar la bola de cañón a una gran velocidad, el suelo se va a curvar lo suficiente como la bola al momento de caer, en tal sentido que la bola jamás va a chocar con la superficie terrestre.

Se ha de decir que se encuentra ejecutando una órbita sin ninguna clase de interrupción o sin ninguna travesía. Por lo que podemos destacar que hay una velocidad determinada que va a producir una órbita circular (C) para cada una de las alturas sobre lo que es el punto central de la gravedad.

Si la rapidez de la detonación incrementa mucho más allá de lo que es dicha velocidad, entonces se van a producir unas órbitas elípticas (D). A una rapidez mucho más grande, se le llama velocidad de Escape, que nuevamente va a depender de la clase de altura desde donde se detona la bola, por lo que se ocasiona una órbita infinita (E), primeramente, de la clase parabólica y con una rapidez mucho más elevada que la de la clase hiperbólica.

En el caso de las 2 clases de órbitas infinitas como resultado se provoca que el objeto logra huir de lo que es la gravedad del planeta y va en dirección al espacio exterior sin rumbo alguno.

Análisis del Movimiento Orbital

Vamos a realizar un análisis referente a lo que es el movimiento orbital del sistema solar, comenzando con la reconocida teoría clásica de Isaac Newton, luego pasamos a la Teoría Relativista de Einstein y posteriormente procedemos al análisis de las órbitas en el caso Newtoniano y las Órbitas en el Caso Relativista.

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La Teoría Clásica de Isaac Newton sobre la Órbita

Para un tipo de sistema de únicamente unos 2 cuerpos que se influyen solamente por lo que es la gravedad, las órbitas pueden llegar a ser calculadas por medio de las conocidas leyes de Newton y de la misma manera por la ley de la gravitación universal de Einstein que es: La suma de todas las fuerzas llegaría a ser igual a lo que es la masa por la velocidad.

La gravedad tiende a ser proporcional al producto de cada una de las masas y de manera inversa es proporcional al cuadrado del trayecto (este tipo de cálculo es el que desprecia a todos los mínimos efectos como lo es la forma y también las dimensiones de cada uno de los cuerpos, que no suelen ser relevantes, si estos cuerpos orbitan a un recorrido mucho más grande que se compara con las propias dimensiones y de esa manera se logra ignorar los efectos relativistas que son igualmente muy chicos en las circunstancias generales del Sistema Solar).

Para poder realizar cada uno de los cálculos, es conveniente lograr describir lo que es el movimiento en un tipo de sistema de coordenadas que se encuentre enfocado en lo que es el centro de gravedad del sistema. Si alguno de los cuerpos llega a ser mucho más grande que el otro, el centro de la gravedad habitualmente va a coincidir con el tipo de centro del cuerpo que sea mucho más pesado, por lo que se puede deducir que el cuerpo más ligero es el que órbita en torno del más pesado.

La teoría de Isaac Newton consiste en aquella que anuncia que en un problema de 2 cuerpos, la órbita de 1 cuerpo pasa a ser una clase de sección cónica. La órbita puede incluso ser abierta, si dicho objeto jamás vuelve, o si llega a ser cerrada, en el caso de que este objeto regrese, todo va a depender de la suma total de la energía cinética y también del potencial del sistema que ejerce sobre el objeto planetario.

Teoría Relativista de Einstein

Es muy conocido que la teoría relativista se encuentra en una gran contradicción con lo que es la teoría newtoniana de la gravitación, ya que en la primera está a lugar lo que es la acción del recorrido instantáneo. Esta y muchas más razones fueron las que movieron al propio Einstein en busca de una teoría que fuese más general que llegó a ser conocida como la Teoría de la Relatividad General que suele incorporar una especie de representación relativista correcta de lo que es el campo gravitatorio.

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En dicha teoría el estado de una masa que se encuentra en el espacio exterior va a doblar el espacio – tiempo en tal sentido que la geometría de este deja de ser euclidiana a pesar de que continúa siendo más o menos euclídea si dichas masas y las velocidades de cada uno de los cuerpos llegan a tomar unos valores como los que son visualizados dentro de nuestro sistema solar.

Las denominadas órbitas planetarias no suelen ser secciones estrictamente cónicas, sino que más bien son curvas geodésicas, es decir, que son una especie de línea de una curvatura pequeña, sobre lo que es la geometría doblada del espacio y el tiempo. Dicha teoría no llega a ser lineal, por lo general es cuestón de hacer cálculos con la misma, por ejemplo, para poder conseguir el resultado de un problema de 2 cuerpos con masas idénticas.

Otra cosa que podemos aprender es sobre los Satélites de Júpiter, como se llaman, cuáles son sus órbitas y mucho más sobre ellos.

No obstante, para el caso de los sistemas planetarios como lo llega a ser nuestro Sistema Solar, en donde la estrella central, que es el Sol, suele ser muchísimo más masivo que en el caso de los planetas restantes, por lo que puede valorarse una curvatura del espacio / tiempo que va comprometida en dirección al Sol, esto en comparación al de los demás planetas y de tal manera podemos asumir que todos los otros objetos son por lo tanto menos masivos y que se movilizan de acuerdo a la geodésicas de la geometría doblada por el propio Sol.

Para el caso de los valores presentes dentro de nuestro Sistema Solar los resultados cuantitativos de lo que es la Teoría de Einstein, son aproximadamente muy cercanas hablando de forma numérica a lo que es la Teoría de Newton, es decir, la Teoría Newtoniana por lo que esto ocasiona que se justifique a los efectos más prácticos el utilizar la teoría newtoniana que suele ser mucho más simple hablando computacionalmente.

No obstante, la teoría newtoniana no ha podido aún lograr explicar ciertos tipos de hechos que si se han resuelto por medio de la teoría relativista del propio Einstein, entre ellos se encuentra lo que es el efecto del avance del perihelio especialmente del planeta Mercurio, que ha logrado ser explicado con una aproximación excelente por lo que es la teoría relativista de Albert Einstein, sin embargo, no es posible por la teoría de Newton.

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Órbitas en el Caso Newtoniano

Para poder analizar lo que es el movimiento de una masa bajo lo que es la influencia de una gran fuerza la cual en todo momento se moviliza desde un punto de inicio fijo, lo más beneficioso de usar son las coordenadas de los polos de los cuáles sus orígenes coinciden con las del centro de la fuerza misma. En este sistema de coordenadas, los componentes radiales y los transversales son los siguientes:

Debido a que dicha fuerza es radial de manera completa y que la aceleración a su vez es proporcional a esta fuerza, va a implicar que la rapidez transversal llegue a ser igual a (0) cero.

Lo que da como resultado: 

Después de la integración, se va a obtener, lo siguiente: ,

que se trata de una clase de prueba teórica de lo que es la 2da Ley de Kepler. La Constante de la integración I llega a ser la ocasión angular por la unidad de la masa. Por lo cual,

Donde se va a introducir una variable añadida de:

 

La fuerza radial llega a ser f (r) por la unidad que es ar, luego de la eliminación de la variable del tiempo del componente radial de dicha ecuación que se logra obtener,

En el caso de lo que es la gravedad, la ley universal de la gravitación realizada por Isaac Newton es la que afirma que la fuerza llega a ser inversamente ajustada al cuadrado de la trayectoria,

En donde (G) llega a ser la constante de la gravitación universal, (m) es la masa del cuerpo que orbita y (M) consiste en la masa del cuerpo central. Reemplazando en la ecuación de antes se consigue,

Para el caso de la fuerza gravitacional, el concepto de la derecha de dicha ecuación se va convertir en una clase de constante y a su vez la ecuación se llega a parecer a la ecuación armónica. La ecuación realizada para la órbita que es descrita por la partícula consiste en la siguiente:

En donde p,e y θ0 llegan a ser las constantes de una integración,

Si el parámetro (e) llega a ser menor que 1, entonces (e) pasa a ser la excentricidad y (a) se convierte en el semieje mayor para una especie de elipse. Por lo general, se puede lograr reconocer como una ecuación de la sección cónica en las coordenadas de los polos (r,θ).

Órbitas en el Caso Relativista

Ahora bien, en el caso de la teoría relativista, el problema de los 2 cuerpos puede incluso ser resuelto utilizando lo que es la solución de Schwarzschild, para lo que es el campo gravitatorio establecido por 1 cuerpo con una clase de simetría esférica. La órbita planetaria en el espacio – tiempo llega a ser una geodésica de la métrica del propio Schwarzschild.

La órbita que es obtenida iba a tener a partir de una especie de geodésica de lo que es la métrica de la misma de Schwarzschild un equivalente a que la partícula va a notar una rapidez radial muy efectiva dada por lo siguiente:

En donde se desglosa de la siguiente manera:

  • G, c, es la constante de la gravitación universal y también de la velocidad de la luz.
  • r, llega a ser la coordenada radial de Schwarzschild.
  • l, es el momento angular orbital del planeta por la unidad de masa.

Las constantes del movimiento se encuentran vinculadas a la energía y al momento angular que son:

La ecuación del movimiento, hace el cambio de u = 1/r, como en el clásico caso, en donde queda como:

Para cada uno de los planetas pertenecientes al Sistema Solar la corrección relativista que es dada por el 3er término del 2do miembro suele ser mínimo en comparación con los demás términos. Para poder demostrar todo esto conviene colocar un tipo de parámetro adimencional que sería: ∈ = 2 (GM/cl)2 y el hacer un tipo de cambio nuevo de la variable ū = ul2 / GM con lo que es la ecuación del movimiento el cual puede entonces reescribirse de la siguiente manera:

En donde:

Para el caso del planeta Mercurio el parámetro consiste en el máximo y el valor que es alcanzado de ∈ = 5,09. 10 -8.

No obstante, el mínimo de dicho término hace que las correcciones relativistas sean las que produzcan únicamente unas correcciones chicas y por esa misma razón la teoría de Newton que es denominada newtoniana llega a dar tan buenas aproximaciones para lo que es el sistema solar. Buscando cada una de las raíces de la función ƒ (ū), donde se tiene en cuenta lo que es el mínimo de dicho parámetro, el cual es el siguiente:

Para el caso de las órbitas planetarias se pueden establecer en ū1 < ū < ū2 el caso u > ū3 lo que queda excluido ya que este implica que la partícula va a caer sobre el Sol ū → ∞. La solución de la ecuación viene dada por lo siguiente:

Esta clase de integral puede lograr reducirse a una integral elíptica por medio del cambio de la variable de v = ū1 + 1/t2, llegando a quedar como:

En donde: a2 = 1/ (ū2 – ū1), b2 = 1/ (ū3 – ū1). Utilizando una de las llamadas funciones elípticas de Jacobi la integral se puede lograr completar como: ∈ 1/2 θ = b ns -1 (t/a) con módulo que es dado por k = √ b/a, utilizando este tipo de resultado para la ecuación de la órbita que se logra obtener:

En donde:

K2 = 2 e∈ + O (e2), llega a ser el módulo de todas las funciones elípticas de Jacobi para una órbita. Si ∈ = 0, esto quiere decir que A = 1 – e, B = 2e, n = ½, k = 0 y en dicho caso la órbita del planeta queda completamente reducida al caso de la teoría newtoniana clásica:

Que se trata de una especie de elipse de excentricidad e. La órbita relativista, no obstante, no suele ser periódica, sino que se trata de una casi-elipse que rota suavemente en torno al Sol. A esto se le conoce como un avance del perihelio que suele ser mucho más acusado especialmente para el Planeta Mercurio.

A partir de lo que es la solución de las ecuaciones anteriores el perihelio se presenta en θ = K/n y el próximo valor para lo que se da llega a ser θ = 3 K/n en donde k es ¼ del período, que es originado por lo que es la integral elíptica de la 1ra especie total, por lo cual entre los 2 perihelios el ángulo rotado no llega a ser 2 π sino una clase de cantidad que es levemente mayor a:

Para el caso del Planeta Mercurio con ∈ = 5, 09. 10-8 el progreso del perihelio señalado logra ser de unos 41.07” por siglo generalmente su período es de unos 88 días, que es habitualmente el valor experimental de 42.98” por siglo. Este tipo de acuerdo fue lo que estableció el gran éxito original de la teoría que le llegó a dar una gran aprobación general.

Mucho son las personas expertas en la materia que siguen con una polémica sobre lo que es el Artículo de Divulgación Científica del Sistema Solar, donde se establece principalmente la órbita del sistema solar y cada uno de los objetos que la compone.

Período Orbital

El denominado periodo orbital consiste en la duración que llega a tardar un objeto espacial o un planeta en poder ejecutar de manera completa su órbita (cuando hablamos de objeto, nos referimos a planetas, lunas, satélites entre otros). Hay diversas clases de períodos orbitales para estos planetas u objetos que se encuentran entorno al Sol:

  • El Primero: Período Sidéreo

El primero se trata del Período Sidéreo, que consiste en el tiempo que llega a tardarse un objeto en poder dar de forma completa su órbita entorno al Sol, con respecto a los satélites o estrellas. Este tipo de período es considerado como uno verdadero del objeto.

  • El Segundo: Período Sinódico

El segundo consiste en el Período Sinódico que es el tiempo en que un objeto va a demorar nuevamente en presentarse en un punto inicial en el espacio, con respecto a la estrella principal que es el Sol, cuando el mismo es visualizado desde el planeta tierra. Este tipo de período es el que intuye el tiempo que hay entre unas 2 aproximaciones continuas y también podemos decir que se trata del período orbital ficticio de dicho objeto. Este período difiere del primero debido a que la tierra igualmente gira en torno al Sol.

  • El Tercero: Período Draconítico

El Período Draconítico, consiste en el tiempo que va a tardar en pasar en 2 ocasiones el mismo objeto por lo que es su nódulo ascendente, que se trata del punto de su órbita que atraviesa la órbita eclíptica desde la parte del hemisferio sur hasta el norte. Este tipo de período se llega a diferenciar del Primer Período Sidéreo debido a que la línea de los nódulos generalmente varía de forma lenta.

  • El Cuarto: Período Anomalístico

El cuarto se trata del Período Anomalístico que es el que consiste en el tiempo en que va a tardar en que pase en 2 ocasiones el mismo objeto por el área de su perihelio, que es el punto más cercano al Sol. Este cuarto período se diferencia del primer Período debido a que los nódulos mayores igualmente llegan a variar de forma lenta.

  • El Quinto: Período Tropical

El 5to se trata del Período Tropical el cual consiste en el tiempo en que va a tardar en que pase en 2 ocasiones el mismo objeto por el área de la ascensión justa de cero (0). Este suele ser levemente más corto que en el caso del primer Período Sidéreo a causa de la precesión de los llamados equinoccios.

Parámetros Geométricos de la Órbita

Los parámetros requeridos para poder determinar a una órbita son los llamados elementos orbitales, usando un tipo de modelos de 2 masas que obedecen a lo que son las leyes del movimiento de Isaac Newton. Por lo que hay unos 6 tipos de parámetros básicos esenciales, igualmente son conocidos como los elementos Keplerianos, que hacen honor al famoso físico Kepler y que consisten en los siguientes:

  • El Primero Parámetro: Longitud del Nódulo Ascendente = ( Ω )
  • El Segundo Parámetro: Inclinación = ( i )
  • El Tercero Parámetro: Argumento del Perihelio = ( ω )
  • El Cuarto Parámetro: Semieje Mayor = ( a )
  • El Quinto Parámetro: Excentricidad = ( e )
  • El Sexto Parámetro: Anomalía Media de la Época = ( Mo )

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Por otra parte, otros de los elementos orbitales que son utilizados además de los anteriores son:

  • Anomalía Verdadera = (v)
  • Semieje Menor = (b)
  • Excentricidad Linear = (∈)
  • Anomalía Excéntrica = (E)
  • Longitud Verdadera = (l)
  • Período Orbital = (T)

Tipos de Órbitas

Vamos a observar cuales son los tipos de órbitas que existen en el sistema Solar los cuáles se encuentran clasificados en 2 principales que son:

  • Por sus Características.
  • Por sus Cuerpo Central.

Por Características

En el caso de la clasificación por su característica se encuentran unos 14 tipos que son:

  • Órbita Circular
  • Órbita Eclíptica
  • Órbita Elíptica
  • Órbita muy Elíptica u Órbita muy Excéntrica
  • Órbita Cementerio
  • Órbita de Transferencia de Hohmann
  • Trayectoria Hiperbólica
  • Órbita Inclinada
  • Trayectoria Parabólica
  • Órbita de Captura
  • Órbita de Escape
  • Órbita Semisíncrona
  • Órbita Subsíncrona
  • Órbita Síncrona

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Por Cuerpo Central

En el caso de la 2da clasificación este se encuentra distribuido en 3 clases de órbitas que son:

  • Las Órbitas Terrestres
  • Las Órbitas Marcianas
  • Las Órbitas Lunares
  • Las Órbitas Solares

Órbitas Terrestres

En el caso de las órbitas terrestres existen unas 12 clases de órbitas que son:

  • Órbita Geocéntrica
  • Órbita Geosíncrona
  • Órbita Geoestacionaria
  • Órbita de Transferencia Geoestacionaria
  • Órbita Baja Terrestre
  • Órbita Media Terrestre
  • Órbita de Molniya
  • Órbita casi Ecuatorial
  • Órbita de la Luna
  • Órbita Polar
  • Órbita Heliosíncrona
  • Órbita Tundra

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Órbitas Marcianas

En el caso de las órbitas marcianas existen solo 2 clases de órbitas que son:

  • Órbita Areosíncrona
  • Órbita Areoestacionaria

Órbita Lunar

En el caso de las Órbita lunar solo hay 1 sola que es la siguiente:

  • Órbita Lunar

En el caso de que no conozca como son los Movimientos de la Luna, puede descubrirlo para que de esa forma aprenda como es la órbita lunar y como se encuentra establecida.

Órbita Solar

En el caso de la órbita solar de la misma manera que la lunar solo existe 1 que es:

  • Órbita Heliocéntrica

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