Por Laurel Brown - Actualizado el 24 de marzo de 2022
Comprender el período de una órbita es esencial para todo, desde la navegación de una nave espacial hasta la predicción de eclipses. Si bien la inclinación y la excentricidad de una órbita deben derivarse de observaciones a largo plazo, la relación entre el semieje mayor y el período orbital está bien definida por la Tercera Ley de Kepler. Una vez que conozca el semieje mayor (que normalmente figura en las tablas astronómicas), podrá calcular el período con confianza.
Consulte tablas astronómicas confiables (por ejemplo, JPL Horizons o las hojas de datos planetarios de la NASA) para conocer el semieje mayor del cuerpo de interés. Para los planetas, este valor es la distancia media al Sol; para los satélites, es la distancia media desde el planeta primario.
Una unidad astronómica equivale a la distancia media entre la Tierra y el Sol, aproximadamente 93.000.000 millas (150.000.000 km). Exprese el semieje mayor en AU para alinearlo con la fórmula de Kepler.
La Tercera Ley de Kepler establece que el cuadrado del período orbital (P, en años) es igual al cubo del semieje mayor (a, en AU):\(P^2 =a^3\)
Inserta el valor AU para a, resuelve P sacando la raíz cuadrada y obtendrás el período en años.
Para cuerpos con períodos cortos, como Mercurio o la Luna, expresa el resultado en días. Divida el período en años por 365,25. Para planetas con órbitas más largas, la unidad de año suele ser suficiente.
Si no puede encontrar datos del semieje mayor (comunes en cometas recién descubiertos o satélites artificiales), puede derivarlos de una serie de observaciones precisas con marca de tiempo. El software moderno de determinación de órbita ajustará los datos a un modelo kepleriano y devolverá el período.
Utilice siempre la distancia máxima (apocentro) al estimar el semieje mayor. El promedio de distancias supone una órbita circular y subestimará el verdadero semieje mayor, lo que generará un período incorrecto.
