Ver el código de «Excentricidad orbital»

[[File:Kepler orbits.svg|thumb|'''[[Órbita de Kepler|Órbitas de Kepler]]''':<br />
{{leyenda|red|border=1px solid #770D18|Elíptica&nbsp;(excentricidad &#61; 0.7)}}
{{leyenda|limegreen|border=1px solid black|Parabólica&nbsp;(excentricidad &#61; 1)}}
{{leyenda|blue|border=1px solid #444|Hiperbólica&nbsp;(excentricidad &#61; 1.3)}}
]]

La '''excentricidad orbital''' de un [[objeto astronómico]] es un parámetro que cuantifica la manera en que su [[órbita]] alrededor de otro cuerpo se desvía de una [[circunferencia]] perfecta. Así, un valor de 0 corresponde a una órbita circular, los valores entre 0 y 1 corresponden a [[órbita elíptica|órbitas elípticas]], 1 es una [[órbita parabólica]] u [[órbita de escape]] y con más de 1 se trata de órbitas [[hipérbola|hiperbólicas]].

El término toma su nombre de la terminología de los parámetros de las [[sección cónica|secciones cónicas]], ya que cada [[órbita de Kepler]] es una sección cónica. Normalmente se usa para el [[problema de los dos cuerpos]] aislado, pero existen extensiones para objetos que siguen una órbita en forma de [[roseta de Klemperer]] a través de la galaxia.

==Definición==
 {{imagen múltiple
 | direction = vertical
 | width = 220
 | footer = Órbitas en un sistema de dos cuerpos para dos valores de la excentricidad ''e''
 | image1 = Binary system orbit q=3 e=0.gif
 | alt1 = e=0
 | caption1 = e=0
 | image2 = Binary system orbit q=3 e=0.5.gif
 | alt2 = e=0.5
 | caption2 = e=0.5
 }}
En un [[problema de los dos cuerpos]] regido por una fuerza central según una ley cuadrática inversa en función de la distancia, los cuerpos describen trayectorias que se corresponden con órbitas de Kepler. La [[Excentricidad (matemática)|excentricidad]] de estas órbitas es un número no negativo que define su forma.

La excentricidad puede tomar los siguientes valores:
* [[Órbita circular]]: ''e'' = 0
* [[Órbita elíptica]]: 0 < ''e'' < 1 (véase [[elipse]])
* [[Trayectoria parabólica]]: ''e'' = 1 (véase [[parábola (matemática)|parábola]])
* [[Trayectoria hiperbólica]]: ''e''> 1 (véase [[hipérbola]])

La excentricidad orbital ''e'' viene dada por

: <math>e = \sqrt{1 + \frac{2 E L^2}{m_\text{red} \alpha ^2}}</math>

donde ''E'' es la [[energía orbital]] total, ''L'' es el [[momento angular]], ''m''<sub>red</sub> es la [[masa reducida]] y ''α'' es el coeficiente de la ley del cuadrado inverso de una [[fuerza central]] como la [[gravedad]] o la [[electrostática]] en [[física clásica]]:

: <math>F = \frac{\alpha}{r^2}</math>
: ( ''α'' es negativo para una fuerza atractiva y positivo para una fuerza repulsiva, véase también el [[problema de Kepler]])

o en el caso de una fuerza gravitatoria:
: <math>e = \sqrt{1 + \frac{2 \varepsilon h^{2}}{\mu^2}}</math>

donde ''ε'' es la [[energía orbital específica]] (energía total dividida por la masa reducida), ''μ'' es el [[parámetro gravitacional estándar]] basado en la masa total, y ''h'' el [[momento angular relativo específico]] (el [[momento angular]] dividido por la masa reducida).

Para valores de ''e'' de 0 a 1, la forma de la órbita es una elipse cada vez más alargada (o más achatada); para valores de ''e'' de 1 a infinito, la órbita es una rama de [[hipérbola]] que realiza un giro total de {{nowrap|<math>2 \arccsc e</math>}}, que disminuye de 180 a 0 grados. El caso límite entre una elipse y una hipérbola, cuando ''e'' es igual a 1, es una parábola.

Las trayectorias radiales se clasifican como elípticas, parabólicas o hiperbólicas en función de la energía de la órbita, no de la excentricidad. Las órbitas radiales tienen un momento angular cero y, por lo tanto, una excentricidad igual a uno. Manteniendo la energía constante y reduciendo el momento angular, las órbitas elípticas, parabólicas e hiperbólicas tienden al tipo correspondiente de trayectoria radial mientras que ''e'' tiende a 1 (o en el caso parabólico, permanece en 1).

Para una fuerza de repulsión solo es aplicable la trayectoria hiperbólica, incluida la versión radial.

Para las órbitas elípticas, una prueba simple muestra que (<math>\arcsin e</math>) produce el ángulo de proyección de un círculo perfecto sobre una [[elipse]] de excentricidad ''e''. Por ejemplo, para ver la excentricidad de la órbita del planeta Mercurio (''e'' = 0.2056), simplemente debe calcularse el <math>\arcsin</math> para encontrar el ángulo de proyección de 11,86 grados. A continuación, inclinando cualquier objeto circular (como por ejemplo una taza de café vista desde la parte superior) con ese ángulo, la [[elipse]] aparente que se percibe a la vista tendrá la misma excentricidad.

==Etimología==
La palabra ''excentricidad'' proviene de [[latín medieval]] ''eccentricus'', derivado del [[griego antiguo]] {{lang|grc|ἔκκεντρος}} ''ekktros'' ''fuera del centro''; de {{lang|grc|ἐκ-}} ''ek-'', "fuera de" + {{lang|grc|κέντρον}} ''kentron'' "centro". El término ''excentricidad'' apareció por primera vez en el [[Diccionario de Autoridades]] de la Real Academia en 1732.<ref>{{cita web|título=Excentricidad|url=https://dirae.es/palabras/excentricidad|obra=DIRAE|idioma=es|fechaacceso=18 de septiembre de 2018}}</ref>

==Cálculo==
La '''excentricidad''' de una [[órbita]] se puede calcular a partir de los [[vectores de estado orbital]] como la [[Magnitud (matemática)|magnitud]] del [[vector de excentricidad]]:
: <math>e= \left | \mathbf{e} \right |</math>
donde:
* '''e''' es el [[vector de excentricidad]].

Para [[órbita elíptica|órbitas elípticas]] también se puede calcular desde el [[ápside|periápside]] y el [[ápside|apoápside]] desde {{nowrap|1=''r''<sub>p</sub> = ''a''(1 − ''e'')}} y {{nowrap|1=''r''<sub>a</sub> = ''a''(1 + ''e'')}}, donde ''a'' es el [[semieje mayor]].
: <math>\begin{align} e&= {{r_\text{a}-r_\text{p}}\over{r_\text{a}+r_\text{p}}} \\ &= 1-\frac{2}{\frac{r_\text{a}}{r_\text{p}}+1} \end{align}</math>
de donde:
* ''r''<sub>a</sub> es el radio en el [[ápside|apoápside]] (es decir, la distancia más lejana de la órbita al [[centro de masas]] del sistema, que es un [[Foco (geometría)|foco]] de la elipse).
* ''r''<sub>p</sub> es el radio en el [[ápside|periápside]] (la distancia más cercana).

La excentricidad de una órbita elíptica también se puede usar para obtener la relación entre [[ápside|periápside]] y [[ápside|apoápside]]:

: <math>{{r_\text{p}}\over{r_\text{a}}}={{1-e}\over{1+e}}</math>

Para la Tierra, la excentricidad orbital ≈ 0.0167, [[ápside|apoápside]] = afelio y [[ápside|periápside]] = perihelio relativo al sol.

Para la trayectoria de la órbita anual de la Tierra, r<sub>a</sub> / r<sub>p</sub> relación = radio mayor / radio menor ≈ 1.034 con respecto al punto central de la trayectoria.

==Ejemplos==
[[Archivo:Eccentricity rocky planets.jpg|500px|miniaturadeimagen|[http://www.orbitsimulator.com/gravity/articles/what.html Gravity Simulator] diagrama de la excentricidad orbital cambiante de [[Mercurio (planeta)|Mercurio]], [[Venus (planeta)|Venus]], la [[Tierra]] y [[Marte (planeta)|Marte]] en los próximos {{gaps|50|000}} años. Las flechas indican las diferentes escalas utilizadas. El punto 0 en el diagrama es el año 2007.]]
{| Class= "wikitable floatright col2cen"
|+ Excentricidades de cuerpos del Sistema Solar
! Objeto || Excentricidad
|-
| [[Tritón (satélite)|Tritón]] || {{gaps|0.000|02}}
|-
| [[Venus (planeta)|Venus]] || {{gaps|0.006|8}}
|-
| [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] || {{gaps|0.008|6}}
|-
| [[Tierra]] || {{gaps|0.016|7}}
|-
| [[Titán (satélite)|Titán]] || {{gaps|0.028|8}}
|-
| [[Urano (planeta)|Urano]] || {{gaps|0.047|2}}
|-
| [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] || {{gaps|0.048|4}}
|-
| [[Saturno (planeta)|Saturno]] || {{gaps|0.054|1}}
|-
| [[Luna]] || {{gaps|0.054|9}}
|-
| [[Ceres (planeta enano)|Ceres]] || {{gaps|0.075|8}}
|-
| [[(4) Vesta]] || {{gaps|0.088|7}}
|-
| [[Marte (planeta)|Marte]] || {{gaps|0.093|4}}
|-
| [[(10) Hygiea]] || {{gaps|0.114|6}}
|-
| [[Makemake (planeta enano)|Makemake]] || {{gaps|0.155|9}}
|-
| [[Haumea (planeta enano)|Haumea]] || {{gaps|0.188|7}}
|-
| [[Mercurio (planeta)|Mercurio]] || {{gaps|0.205|6}}
|-
| [[(2) Palas]] || {{gaps|0.231|3}}
|-
| [[Plutón (planeta enano)|Plutón]] || {{gaps|0.248|8}}
|-
| [[(3) Juno]] || {{gaps|0.255|5}}
|-
| [[(324) Bamberga]] || {{gaps|0.340|0}}
|-
| [[Eris (planeta enano)|Eris]] || {{gaps|0.440|7}}
|-
| [[Nereida (satélite)|Nereida]] || {{gaps|0.750|7}}
|-
| [[(90377) Sedna|Sedna]] || {{gaps|0.854|9}}
|-
| [[Cometa Halley]] || {{gaps|0.967|1}}
|-
| [[Cometa Hale-Bopp]] || {{gaps|0.995|1}}
|-
| [[Cometa Ikeya-Seki]] || {{gaps|0.999|9}}
|-
| [[1I/ʻOumuamua]] || 1.20<sup>[<ref>ʻOumuamua nunca estuvo ligado al Sol.</ref>]</sup>
|}

La excentricidad de la órbita de la [[Tierra]] es actualmente de aproximadamente 0.0167; la órbita de la Tierra es casi circular. [[Venus (planeta)|Venus]] y [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] tienen excentricidades aún más bajas. Durante cientos de miles de años, la excentricidad de la órbita de la Tierra varía de casi 0.0034 a casi 0.058 como resultado de las atracciones gravitacionales entre los planetas (véase [http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/ eccentricity_graph.html graph] {{Wayback|url=http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/ |date=20100326000124 }}).<ref name="Berger1991">{{Cita web
  |fecha=1991
  |título=Graph of the eccentricity of the Earth's orbit
  |editorial=Illinois State Museum (Insolation values for the climate of the last 10 million years)
  |autor=A. Berger
  |autor2=M.F. Loutre
  |url=http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/eccentricity_graph.html
  |fechaacceso=17 de diciembre de 2009
  |fechaarchivo=6 de enero de 2018
  |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20180106070653/http://www.museum.state.il.us/exhibits/ice_ages/eccentricity_graph.html
  |deadurl=yes
  }}</ref>

La tabla enumera los valores de todos los planetas y planetas enanos, asteroides, cometas y lunas seleccionados. [[Mercurio (planeta)|Mercurio]] tiene la mayor excentricidad orbital de cualquier planeta en el [[Sistema solar]] (''e'' = 0.2056). Tal excentricidad es suficiente para que Mercurio reciba el doble de irradiación solar en el perihelio que en el afelio. Antes de la [[redefinición de planeta de 2006]], [[Plutón (planeta enano)|Plutón]] se consideraba el planeta con la órbita más excéntrica (''e'' = 0.248). Otros objetos transneptunianos tienen una excentricidad significativa, notablemente el planeta enano Eris (0.44). Incluso más allá, [[(90377) Sedna|Sedna]], tiene una excentricidad extremadamente alta de {{unidad|0.855}} debido a su afelio estimado de 937&nbsp;AU y perihelio de aproximadamente 76&nbsp;AU.

La mayoría de los [[asteroide]]s del Sistema Solar tienen excentricidades orbitales comprendidas entre 0 y 0.35 con un valor promedio de 0.17.<ref>{{Cita web |url=http://filer.case.edu/sjr16/advanced/asteroid.html |título=Asteroids<!-- Bot-generated title --> |fechaacceso=18 de septiembre de 2018 |fechaarchivo=4 de marzo de 2007 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20070304161718/http://filer.case.edu/sjr16/advanced/asteroid.html |deadurl=yes }}</ref> Sus excentricidades comparativamente altas probablemente se deben a la influencia de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] y a colisiones en el pasado.

El valor de la excentricidad de la órbita de la [[Luna]] es de 0.0549, la más excéntrica de las grandes lunas del Sistema Solar. Las cuatro [[Satélite galileano|lunas galileanas]] tienen excentricidades por debajo de 0.01. La luna de [[Neptuno (planeta)|Neptuno]], [[Tritón (satélite)|Tritón]], tiene una excentricidad de {{unidad|1.6e-5}} ({{unidad|0.000016}}),<ref name=Triton>{{Cita web
 |título=Neptunian Satellite Fact Sheet
 |editorial=NASA
 |autor=David R. Williams
 |fecha=22 de enero de 2008
 |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptuniansatfact.html
 |fechaacceso=17 de diciembre de 2009 }}</ref> la excentricidad más pequeña de cualquier cuerpo conocido en el Sistema Solar; su órbita está tan cerca de un círculo perfecto como puede ser actualmente medido. Sin embargo, las lunas más pequeñas, particularmente los [[satélite irregular|satélites de forma irregular]], pueden tener una excentricidad significativa, como la tercera luna más grande de Neptuno, [[Nereida (satélite)|Nereida]] (0.75).

Los [[cometa]]s tienen valores de excentricidad muy diferentes. Los [[cometa periódico|cometas periódicos]] suelen tener excentricidades entre 0.2 y 0.7,<ref name=Comets>
{{Cita libro
 |título=Physics and Chemistry of the Solar System
 |editorial=Academic Press
 |apellido=Lewis
 |nombre=John
 |fecha=2 de diciembre de 2012
 |url=https://books.google.com/books?id=35uwarLgVLsC&pg=PA281
 |fechaacceso=29 de marzo de 2015}}</ref> pero algunos de ellos tienen órbitas elípticas altamente excéntricas, con excentricidades justo por debajo de 1. Por ejemplo, el [[cometa Halley]] tiene un valor de 0.967. Los cometas no periódicos siguen casi [[trayectoria parabólica|trayectorias parabólicas]] y tienen excentricidades aún más próximas a 1. Se pueden citar ejemplos como el [[cometa Hale-Bopp]] con un valor de 0.995<ref name=Hale-Bopp-jpl/> y como el [[cometa McNaught|C/2006&nbsp;P1]] (McNaught) con un valor de {{unidad|1.000019}}.<ref name=McNaught-jpl>{{Cita web
  |tipo=2007-07-11 last obs
  |título=JPL Small-Body Database Browser: C/2006 P1 (McNaught)
  |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C/2006+P1
  |fechaacceso=17 de diciembre de 2009}}</ref> Como el valor de la excentricidad de la órbita de Hale-Bopp es menor que 1, su trayectoria es elíptica y, de hecho, acabará regresando.<ref name=Hale-Bopp-jpl>{{Cita web
  |tipo=2007-10-22 last obs
  |título=JPL Small-Body Database Browser: C/1995 O1 (Hale-Bopp)
  |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Hale-Bopp
  |fechaacceso=5 de diciembre de 2008}}</ref> El [[Cometa McNaught]] tiene una [[trayectoria hiperbólica]] mientras está dentro de la influencia de los planetas, pero aún está vinculado al Sol con un [[período orbital]] de aproximadamente 10<sup>5</sup> años.<ref name="Perth">{{Cita web |fecha=22 de enero de 2007 |título=Comet C/2006 P1 (McNaught) - facts and figures |editorial=Perth Observatory in Australia |url=http://www.perthobservatory.wa.gov.au/information/comet_mcnaught_info.html |fechaacceso=1 de febrero de 2011 |deadurl=yes |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20110218054618/http://www.perthobservatory.wa.gov.au/information/comet_mcnaught_info.html |fechaarchivo=18 de febrero de 2011}}</ref> A partir de la [[Época (astronomía)|época]] 2010, el cometa [[C/1980 E1]] tiene la mayor excentricidad de cualquier cometa hiperbólico conocido, con una excentricidad de 1.057,<ref name="C/1980E1-jpl">{{Cita web
  |tipo=1986-12-02 last obs
  |título=JPL Small-Body Database Browser: C/1980 E1 (Bowell)
  |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1980E1
  |fechaacceso=22 de marzo de 2010}}</ref> y dejará el [[Sistema solar]] indefinidamente.

[[1I/ʻOumuamua]] es el primer [[objeto interestelar]] que se ha detectado atravesando el Sistema Solar. Su excentricidad orbital de 1.20 indica que 'Oumuamua nunca ha estado gravitacionalmente ligado a nuestro sol. Se descubrió a 0.2 UA (30.000.000 km) de la Tierra y tiene aproximadamente 200 metros de diámetro. Su velocidad interestelar (velocidad en el infinito) es de 26,33 km/s.

==Excentricidad media==

La excentricidad media de un objeto es la excentricidad promedio como resultado de considerar las [[Perturbación (astronomía)|perturbaciones]] que experimenta durante un período de tiempo dado. Actualmente, Neptuno tiene una excentricidad instantánea ([[Época (astronomía)|época de 2007]]) de 0.0113,<ref name="nssdc-Neptune">{{Cita web
  |título=Neptune Fact Sheet
  |fecha=29 de noviembre de 2007
  |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html
  |editorial=NASA
  |apellido=Williams |nombre=David R.
  |fechaacceso=17 de diciembre de 2009}}</ref> pero entre 1800 y 2050 su excentricidad ''media'' se sitúa en {{unidad|0.00859}}.<ref name=ssd-mean>{{Cita web
 |título=Keplerian elements for 1800 A.D. to 2050 A.D.
 |editorial=JPL Solar System Dynamics
 |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/txt/p_elem_t1.txt
 |fechaacceso=17 de diciembre de 2009}}</ref>

==Efecto climático==
La mecánica orbital requiere que la duración de las estaciones sea proporcional al área de la órbita de la Tierra barrida entre el [[solsticio]] y el [[equinoccio]], por lo que cuando la excentricidad orbital es extrema, las estaciones que ocurren en el otro extremo de la órbita ([[afelio]]) pueden ser sustancialmente más largas. En la actualidad, el otoño y el invierno en el hemisferio norte se producen con el mayor acercamiento ([[perihelio]]), cuando la Tierra se mueve a su velocidad máxima, mientras que ocurre lo contrario en el hemisferio sur. Como resultado, en el hemisferio norte, el otoño y el invierno son ligeramente más cortos que la primavera y el verano, pero en términos globales esto se equilibra con que sean más largos por debajo del ecuador. En 2006, el verano del hemisferio norte fue 4.66 días más largo que el invierno, y la primavera fue de 2.9&nbsp;días más larga que el otoño debido a la [[variaciones orbitales]].<ref>Data from [http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php United States Naval Observatory] {{Wayback|url=http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php |date=20071013000301 }}</ref><ref>{{Cita publicación |autor1=Berger A. |autor2=Loutre M.F. |autor3=Mélice J.L. |título=Equatorial insolation: from precession harmonics to eccentricity frequencies |publicación=Clim. Past Discuss. |volumen=2 |páginas=519–533 |año=2006 |doi=10.5194/cpd-2-519-2006 |url=http://www.clim-past-discuss.net/2/519/2006/cpd-2-519-2006.pdf |formato=PDF |número=4 |fechaacceso=18 de septiembre de 2018 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20130512075100/http://www.clim-past-discuss.net/2/519/2006/cpd-2-519-2006.pdf |fechaarchivo=12 de mayo de 2013 }}</ref>

La [[precesión apsidal]] también cambia lentamente el punto de la órbita de la Tierra donde de producen los solsticios y los equinoccios. Téngase en cuenta que este es un cambio lento en la ''órbita'' de la Tierra, no en el eje de rotación, que se conoce como [[precesión de los equinoccios]]. Durante los próximos 10 000 años, los inviernos del hemisferio norte serán gradualmente más largos y los veranos serán más cortos. Sin embargo, cualquier efecto de enfriamiento en un hemisferio se equilibra con el calentamiento en el otro, y cualquier cambio general será contrarrestado por el hecho de que la excentricidad de la órbita de la Tierra se reducirá casi a la mitad.<ref>{{Cita web |url=http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/lectures/climate.htm |título=Arizona U., Long Term Climate |fechaacceso=18 de septiembre de 2018 |fechaarchivo=2 de junio de 2015 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20150602033750/http://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/lectures/climate.htm |deadurl=yes }}</ref> Esto reducirá el radio orbital promedio y elevará las temperaturas en ambos hemisferios más cerca del pico medio interglacial.

==Exoplanetas==

De los muchos [[planeta extrasolar|planetas extrasolares]] descubiertos, la mayoría tienen una excentricidad orbital más alta que los planetas de nuestro sistema solar. Los exoplanetas encontrados con baja excentricidad orbital, órbitas casi circulares, están muy cerca de su estrella y presentan un [[acoplamiento de marea]] hacia la estrella. Los ocho planetas del Sistema Solar tienen órbitas casi circulares. Los exoplanetas descubiertos muestran que el sistema solar, con su excentricidad inusualmente baja, es raro y singular.<ref>[http://exoplanets.org/ecc.html exoplanets.org, ORBITAL ECCENTRICITES, by G.Marcy, P.Butler, D.Fischer, S.Vogt, 20 Sept 2003]</ref> Una teoría atribuye esta baja excentricidad al gran número de planetas en el Sistema Solar; otro sugiere que surgió debido a sus particulares cinturones de asteroides. Se han encontrado algunos otros [[Anexo:Sistemas planetarios|sistemas multiplanetarios]], pero ninguno se parece al Sistema Solar, por sus sistemas [[planetesimal]]es únicos, que llevaron a los planetas a tener órbitas casi circulares. Los sistemas planetesimales solares incluyen el [[cinturón de asteroides]], el [[Grupo de Hilda]], el [[Cinturón de Kuiper]], la [[Nube de Hills]] y la [[Nube de Oort]]. Los sistemas de exoplanetas descubiertos no tienen sistemas planetesimales o uno muy grande. La baja excentricidad es necesaria para la habitabilidad, especialmente de formas de vida complejas.<ref>{{Cita libro|ref=Ward|autor= Ward, Peter |autor2=Brownlee, Donald |título=Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe|url=https://archive.org/details/rareearthwhycomp00ward|editorial= Springer|año= 2000|isbn=0-387-98701-0| páginas=[https://archive.org/details/rareearthwhycomp00ward/page/n149 122]–123}}</ref> Los sistemas de planetas de gran multiplicidad tienen muchas más probabilidades de tener exoplanetas habitables.<ref>{{Cita publicación | pmc = 4291657 | pmid=25512527 | doi=10.1073/pnas.1406545111 | volumen=112 | título=Exoplanet orbital eccentricity: multiplicity relation and the Solar System | publicación=Proc Natl Acad Sci U S A | páginas=20–4 | apellido1 = Limbach | nombre1 = MA | apellido2 = Turner | nombre2 = EL|arxiv = 1404.2552 |bibcode = 2015PNAS..112...20L }}</ref><ref>[https://arxiv.org/pdf/1512.04996.pdf Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, Planetesimals in Debris Disks, by Andrew N. Youdin and George H. Rieke, 2015]</ref> La [[hipótesis del gran viraje]] del Sistema Solar también ayuda a comprender sus órbitas casi circulares y otras características únicas.<ref name=Zubritsky_2011>{{Cita web| apellido1=Zubritsky| nombre1=Elizabeth| título=Jupiter's Youthful Travels Redefined Solar System| url=http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/young-jupiter.html| editorial=[[NASA]]| fechaacceso=4 de noviembre de 2015| fechaarchivo=9 de junio de 2011| urlarchivo=https://web.archive.org/web/20110609234138/http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/young-jupiter.html| deadurl=yes}}</ref><ref name=Sanders_2011>{{Cita web| apellido1=Sanders| nombre1=Ray| título=How Did Jupiter Shape Our Solar System?| url=http://www.universetoday.com/88374/how-did-jupiter-shape-our-solar-system/| obra=[[Universe Today]]| fechaacceso=4 de noviembre de 2015}}</ref><ref name=Choi_2015>{{Cita web| apellido1=Choi| nombre1=Charles Q.| título=Jupiter's 'Smashing' Migration May Explain Our Oddball Solar System| url=http://www.space.com/28901-wandering-jupiter-oddball-solar-system.html| editorial=Space.com| fechaacceso=4 de noviembre de 2015}}</ref><ref name=Davidsson_2014>{{Cita web| apellido1=Davidsson| nombre1=Dr. Björn J. R.| título=Mysteries of the asteroid belt| url=https://thehistoryofthesolarsystem.wordpress.com/tag/the-grand-tack/| sitioweb=The History of the Solar System| fechaacceso=7 de noviembre de 2015}}</ref><ref name=Raymond_2013>{{Cita web| apellido1=Raymond| nombre1=Sean| título=The Grand Tack| url=http://planetplanet.net/2013/08/02/the-grand-tack/| sitioweb=PlanetPlanet| fechaacceso=7 de noviembre de 2015}}</ref><ref name="O'Brien_2014">{{Cita publicación| apellido1=O'Brien| nombre1=David P.| apellido2=Walsh| nombre2=Kevin J.| apellido3=Morbidelli| nombre3=Alessandro| apellido4=Raymond| nombre4=Sean N.| apellido5=Mandell| nombre5=Avi M.| título=Water delivery and giant impacts in the 'Grand Tack' scenario| publicación=Icarus| fecha=2014| volumen=239| páginas=74–84| doi=10.1016/j.icarus.2014.05.009|arxiv = 1407.3290 |bibcode = 2014Icar..239...74O }}</ref><ref>{{Cita publicación |título=Relative Likelihood for Life as a Function of Cosmic Time |publicación=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics |nombre=Abraham |apellido=Loeb |nombre2=Rafael |apellido2=Batista |nombre3=David |apellido3=Sloan |fecha=agosto de 2016 |doi=10.1088/1475-7516/2016/08/040 |arxiv=1606.08448 |bibcode=2016JCAP...08..040L }}</ref><ref>{{Enlace roto|1={{Cita web |url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2016–17 |editorial=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |título=Is Earthly Life Premature from a Cosmic Perspective? |fecha=1 de agosto de 2016 }} |2=https://www.cfa.harvard.edu/news/2016%E2%80%9317 |bot=InternetArchiveBot }}</ref>

==Véase también==
* [[Excentricidad (matemática)]]
* [[Vector de excentricidad]]
* [[Ecuación de tiempo]]
* [[Variaciones orbitales]]
* [[Órbita]]

==Notas==
{{Listaref}}

==Referencias==
{{listaref}}

==Lecturas adicionales==
* {{Cita libro |apellido=Prussing |nombre=John E. |nombre2=Bruce A. |apellido2=Conway |título=Orbital Mechanics |ubicación=New York |editorial=Oxford University Press |año=1993 |isbn=0-19-507834-9 |url=https://archive.org/details/orbitalmechanics00prus }}

==Enlaces externos==
* [http://scienceworld.wolfram.com/physics/Eccentricity.html World of Physics: Eccentricity]
* [http://www.ncdc.noaa.gov/paleo/forcing.html The NOAA page on Climate Forcing Data] includes (calculated) data from {{Wayback|url=http://www.ncdc.noaa.gov/paleo/forcing.html |date=20080430171840 }}. [http://www.imcce.fr/Equipes/ASD/insola/earth/earth.html Laskar et al. (2004)] on Earth orbital variations, Includes eccentricity over the last 50 million years and for the coming 20 million years.
* [https://web.archive.org/web/20060210012245/http://www.astrobiology.ucla.edu/OTHER/SSO/ The orbital simulations by Varadi, Ghil and Runnegar (2003)] provides series for Earth orbital eccentricity and orbital inclination.
* [https://web.archive.org/web/20170424171326/http://www.walter-fendt.de/ph14e/keplerlaw2.htm Kepler's Second law's simulation]

{{Control de autoridades}}
[[Categoría:Conceptos relacionados con las órbitas astronómicas]].