Excentricitate orbitală

Excentricitatea este definită strict pentru toate orbitele circulare, eliptice, parabolice și hiperbolice și poate avea următoarele valori:

• pentru orbitele circulare: ${\displaystyle e=0\,\!}$ ,
• pentru orbitele eliptice: ${\displaystyle 0<e<1\,\!}$ ,
• pentru traiectorii parabolice: ${\displaystyle e=1\,\!}$ ,
• pentru traiectorii hiperbolice: ${\displaystyle e>1\,\!}$ .

Excentricitatea unei orbite se calculează ca modulul vectorului excentricității:

${\displaystyle e=\left|\mathbf {e} \right|}$ 

unde:

• ${\displaystyle \mathbf {e} \,\!}$  este vectorul excentricității.

Pentru orbite eliptice poate fi calculată din distanța de la periapsis la apoapsis:

${\displaystyle e={{d_{a}-d_{p}} \over {d_{a}+d_{p}}}=1-{\frac {2}{{\frac {d_{a}}{d_{p}}}+1}}={\frac {2}{{\frac {d_{p}}{d_{a}}}+1}}-1}$ 

unde:

• ${\displaystyle d_{p}\,\!}$  este distanța până la periapsis,
• ${\displaystyle d_{a}\,\!}$  este distanța până la apoapsis.

De exemplu, excentricitatea orbitei Pământului este astăzi 0.0167. De-a lungul timpului excentricitatea orbitei Pământului se modifică încet de la aproape 0 până la 0.05 din cauza atracției gravitaționale dintre planete (vezi și [1] Arhivat în 6 ianuarie 2018, la Wayback Machine.).

Alte valori: Pluto 0.2488, Mercur 0.2056, Luna 0.0554.

Pentru valorile excentricității celorlalte planete vezi și Lista planetelor sistemului solar.

Elipsă

• World of Physics: Eccentricity
• The NOAA page on Climate Forcing Data include calcule din Berger (1978), Berger and Loutre (1991) și Laskar et al. (2004) Variațiile orbitei Pământului, incluzând excentricitatea, pentru ultimii 50 de milioane de ani și pentru următorii 20 milioane de ani
• The orbital simulations by Varadi, Ghil and Runnegar (2003) cuprinde o altă serie, ușor diferită, pentru valorile excentricității orbitei Pământului