Imágenes de Júpiter/Stockbyte/Getty Images
En mecánica celeste, la velocidad orbital de un planeta se rige por su distancia al Sol. Más cerca del Sol, un planeta viaja más rápido; más lejos, se ralentiza. Este principio se aplica a cualquier órbita elíptica, donde la velocidad del planeta alcanza su punto máximo en el perihelio y disminuye en el afelio.
Si bien técnicamente el Sol y cada planeta orbitan entre sí, es común (y suficientemente preciso) modelar un planeta orbitando solo alrededor del Sol. A medida que el planeta avanza en su trayectoria desde el perihelio al afelio, la variación en la distancia determina cuánto cambia su velocidad. Cuanto menor sea la diferencia entre perihelio y afelio, más redonda será la órbita y más constante será la velocidad.
La excentricidad cuantifica la "redondez" de una órbita elíptica:0 representa un círculo perfecto y los valores cercanos a 1 describen formas cada vez más alargadas. Una órbita circular no produciría variación de velocidad, pero todas las órbitas planetarias son ligeramente elípticas. La excentricidad de la Tierra es 0,017, ocupando el tercer lugar más bajo del Sistema Solar. Neptuno le sigue con 0,011, mientras que Venus cuenta con el más bajo con 0,007.
La trayectoria casi circular de Venus significa que su velocidad orbital se mantiene notablemente estable en comparación con la de otros planetas. Con la excentricidad más pequeña, Venus experimenta el menor cambio de velocidad a lo largo de su año, lo que lo convierte en el planeta con la velocidad orbital más uniforme de nuestro Sistema Solar.
