Calculadora de velocidad orbital

La velocidad orbital es la rapidez tangencial que necesita un objeto para mantenerse en una trayectoria circular alrededor de un cuerpo central mucho más masivo. La gravedad tira continuamente del objeto hacia dentro, mientras que su movimiento hacia delante hace que siga cayendo alrededor del cuerpo y no directamente hacia la superficie. Esta calculadora utiliza la aproximación estándar de dos cuerpos: la velocidad orbital es la raíz cuadrada de la constante gravitacional multiplicada por la masa central y dividida por el radio orbital. El radio debe medirse desde el centro del cuerpo central, no desde su superficie. La calculadora también obtiene el período orbital, el tiempo necesario para completar una vuelta. El período se calcula dividiendo la circunferencia de la órbita por la velocidad orbital y equivale a la ecuación de Kepler para órbitas circulares. Se incluye la velocidad de escape como referencia. Es la velocidad mínima ideal que, al mismo radio, proporciona energía cinética suficiente para escapar de la gravedad del cuerpo central sin propulsión adicional. A cualquier radio, la velocidad de escape es la velocidad orbital circular multiplicada por la raíz cuadrada de dos. Usa unidades SI para obtener resultados coherentes: kilogramos para la masa central y metros para el radio. Para un satélite terrestre, suma el radio medio de la Tierra, aproximadamente 6,371,000 metros, a la altitud sobre el nivel del mar. Por ejemplo, una nave a 400 kilómetros de altura tiene un radio orbital cercano a 6,771 kilómetros. El cálculo supone un cuerpo central esférico, una órbita circular, una masa del satélite despreciable y ausencia de resistencia atmosférica. Las naves reales pueden seguir órbitas elípticas, sufrir perturbaciones de otros cuerpos y necesitar correcciones por un campo gravitatorio irregular. La velocidad orbital disminuye al aumentar el radio, mientras que el período crece rápidamente. Por eso los satélites de órbita terrestre baja recorren varios kilómetros por segundo y completan una vuelta en unos noventa minutos, mientras que los geoestacionarios se desplazan más despacio y tardan un día sideral. Las mismas fórmulas sirven para lunas, planetas y satélites artificiales cuando una masa domina el sistema. Los ingenieros pueden hacer estimaciones rápidas de misiones, los estudiantes comprobar ejercicios de mecánica orbital y quienes estudian astronomía comparar movimientos alrededor de distintos planetas o estrellas. Para diseñar misiones de precisión, utiliza efemérides completas y modelos numéricos de trayectorias en lugar de este cálculo circular idealizado.