Órbita de Venus

Venus tiene una órbita con un semieje mayor de 0,723 ua (108.200.000 km ; 67.200.000 mi ) y una excentricidad de 0,007. ^{[ 1 ] [ 2 ]} La baja excentricidad y el tamaño comparativamente pequeño de su órbita hacen que Venus tenga el menor rango de distancia entre el perihelio y el afelio de los planetas: 1,46 millones de km. El planeta orbita alrededor del Sol una vez cada 225 días ^{[ 3 ]} y viaja 4,54 ua (679.000.000 km; 422.000.000 mi) al hacerlo, ^{[ 4 ]} lo que da una velocidad orbital promedio de 35 km/s (78.000 mph) .         

Cuando la longitud eclíptica geocéntrica de Venus coincide con la del Sol, se produce una conjunción con este: inferior si Venus está más cerca y superior si está más lejos. La distancia entre Venus y la Tierra varía desde unos 42 millones de km (en conjunción inferior) hasta unos 258 millones de km (en conjunción superior). El período promedio entre conjunciones sucesivas de un mismo tipo es de 584  días: un período sinódico de Venus. Cinco períodos sinódicos de Venus equivalen casi exactamente a 13 años siderales venusinos y 8 años terrestres, por lo que las longitudes y distancias prácticamente se repiten. ^{[ 5 ]}

La inclinación de 3,4° de la órbita de Venus es lo suficientemente grande como para impedir, por lo general, que el planeta inferior pase directamente entre el Sol y la Tierra durante la conjunción inferior. Estos tránsitos solares de Venus ocurren raramente, pero con gran previsibilidad e interés. ^{[ 6 ] [ 7 ]}

En esta era actual, la distancia más cercana a la que Venus se acerca a la Tierra es de poco menos de 40 millones de km. Debido a que el rango de distancias heliocéntricas es mayor para la Tierra que para Venus, los acercamientos más cercanos ocurren cerca del perihelio terrestre. La excentricidad decreciente de la Tierra está aumentando las distancias mínimas. La última vez que Venus se acercó a menos de 39,5 millones de km fue en 1623, pero eso no volverá a suceder en muchos milenios, y de hecho, después de 5683 Venus no se acercará a menos de 40 millones de km durante aproximadamente 60 000 años. ^{[ 8 ]} La orientación de las órbitas de los dos planetas no es favorable para minimizar la distancia de acercamiento. Las longitudes del afelio estaban separadas por solo 29 grados en J2000, por lo que las distancias más pequeñas, que ocurren cuando la conjunción inferior ocurre cerca del perihelio terrestre, ocurren cuando Venus está cerca del perihelio. Un ejemplo fue el tránsito del 6 de diciembre de 1882: Venus alcanzó el perihelio el 9 de enero de 1883, y la Tierra hizo lo mismo el 31 de diciembre. Venus se encontraba a 0,7205  ua del Sol el día del tránsito, una distancia decididamente menor que el promedio. ^{[ 9 ]}

Si retrocedemos mucho en el tiempo,  hace más de 200.000 años, Venus pasaba a veces a una distancia de la Tierra de poco menos de 38 millones de kilómetros, y volverá a hacerlo dentro de más de 400.000 años.

Venus y la Tierra se acercan más, pero se acercan con menos frecuencia que Venus y Mercurio . ^{[ 10 ]} Si bien Venus se acerca más a la Tierra, Mercurio se acerca a la Tierra con más frecuencia que cualquier otro planeta. ^{[ 11 ]} Dicho esto, Venus y la Tierra aún tienen la menor diferencia de potencial gravitatorio entre sí que con cualquier otro planeta, necesitando el menor delta-v para transferirse entre ellos, que con cualquier otro planeta desde ellos. ^{[ 12 ] [ 13 ]}

La distancia entre Venus y Mercurio se irá reduciendo con el tiempo, principalmente debido a la creciente excentricidad de Mercurio.

El descubrimiento de las fases de Venus por Galileo en 1610 fue importante. Contradecía el modelo de Ptolomeo, que consideraba que todos los objetos celestes giraban alrededor de la Tierra, y era coherente con otros, como los de Ticón y Copérnico.

En la época de Galileo, el modelo predominante del universo se basaba en la afirmación del astrónomo griego Ptolomeo, casi quince siglos antes, de que todos los objetos celestes giran alrededor de la Tierra (véase el sistema ptolemaico). La observación de las fases de Venus era incompatible con esta visión, pero era compatible con la idea del astrónomo polaco Nicolás Copérnico de que el sistema solar está centrado en el Sol. La observación de Galileo de las fases de Venus proporcionó la primera evidencia observacional directa de la teoría copernicana. ^{[ 14 ]}

Las observaciones de los tránsitos de Venus frente al Sol han jugado un papel importante en la historia de la astronomía en la determinación de un valor más preciso de la unidad astronómica. ^{[ 15 ]}

Venus tiene una órbita muy bien observada y predecible. Desde la perspectiva de casi todos, excepto los más exigentes, su órbita es simple. Una ecuación en Algoritmos Astronómicos que asume una órbita elíptica no perturbada predice los tiempos del perihelio y el afelio con un error de unas pocas horas. ^{[ 16 ]} El uso de elementos orbitales para calcular esas distancias coincide con los promedios reales con al menos cinco cifras significativas. Las fórmulas para calcular la posición directamente a partir de elementos orbitales generalmente no proporcionan ni requieren correcciones para los efectos de otros planetas. ^{[ 17 ]}

Sin embargo, las observaciones son mucho mejores ahora, y la tecnología de la era espacial ha reemplazado las técnicas más antiguas. ^{[ 18 ]} E. Myles Standish escribió: Las efemérides clásicas de los últimos siglos se han basado completamente en observaciones ópticas: casi exclusivamente, tiempos de tránsito del círculo meridiano. Con la llegada del radar planetario, las misiones de naves espaciales, VLBI, etc., la situación para los cuatro planetas interiores ha cambiado drásticamente. Para DE405, creado en 1998, se dejaron de lado las observaciones ópticas y, como escribió, las condiciones iniciales para los cuatro planetas interiores se ajustaron principalmente a los datos de alcance... Ahora las estimaciones de órbita están dominadas por las observaciones de la nave espacial Venus Express. La órbita ahora se conoce con una precisión subkilométrica. ^{[ 19 ]}

Aquí no se presentan más de cinco cifras significativas, y a este nivel de precisión los números coinciden muy bien con los elementos VSOP87 ^{[ 1 ]} y los cálculos derivados de ellos, el mejor ajuste de 250 años de Standish (del JPL), ^{[ 20 ]} el de Newcomb, ^{[ 2 ]} y los cálculos que utilizan las posiciones reales de Venus a lo largo del tiempo.

Se ha demostrado que el espacio orbital de Venus tiene su propio anillo-nube de polvo , ^{[ 22 ]} con un origen sospechado que podría ser de asteroides que Venus arrastra, ^{[ 23 ]} polvo interplanetario que migra en ondas, o los restos del disco circunestelar del Sistema Solar a partir del cual se formó su disco protoplanetario y luego él mismo, el sistema planetario solar . ^{[ 24 ]}