Elementos orbitales propios

Los elementos orbitales propios o elementos propios de una órbita son constantes de movimiento de un objeto en el espacio que permanecen prácticamente inalterables durante una escala de tiempo astronómicamente larga. El término se usa generalmente para describir las tres cantidades:

• semieje mayor propio ( a _p ),
• excentricidad propia ( e _p ), y
• inclinación adecuada ( i _p ).

Los elementos propios se pueden contrastar con los elementos orbitales keplerianos osculadores observados en un momento o época determinados , como el semieje mayor , la excentricidad y la inclinación . Estos elementos osculadores cambian de manera cuasiperiódica y (en principio) predecible debido a efectos como las perturbaciones de planetas u otros cuerpos, y la precesión (por ejemplo, la precesión del perihelio ). En el Sistema Solar , estos cambios suelen ocurrir en escalas de tiempo de miles de años, mientras que se supone que los elementos propios son prácticamente constantes durante al menos decenas de millones de años.

Para la mayoría de los cuerpos, los elementos osculadores están relativamente cerca de los elementos propios porque los efectos de precesión y perturbación son relativamente pequeños (véase el diagrama). Para más del 99 % de los asteroides del cinturón de asteroides , las diferencias son inferiores a 0,02  UA (para el semieje mayor a ), 0,1 (para la excentricidad e ) y 2° (para la inclinación i ).   

Sin embargo, esta diferencia no es despreciable para ningún propósito donde la precisión sea importante. Como ejemplo, el asteroide Ceres tiene elementos orbitales osculadores (en la época del 26 de noviembre de 2005).

mientras que sus elementos orbitales propios (independientes de la época) son ^{[ 1 ]}

Una excepción notable a esta regla de pequeñas diferencias son los asteroides que se encuentran en las brechas de Kirkwood , que están en fuerte resonancia orbital con Júpiter.

Para calcular los elementos orbitales propios de un objeto, se suele realizar una simulación detallada de su movimiento durante periodos de varios millones de años. Dicha simulación debe tener en cuenta numerosos detalles de la mecánica celeste, incluidas las perturbaciones causadas por los planetas. Posteriormente, se extraen de la simulación las magnitudes que permanecen inalteradas durante este largo periodo; por ejemplo, la inclinación media, la excentricidad media y el semieje mayor medio. Estos son los elementos orbitales propios.

Históricamente, se realizaron diversos cálculos analíticos aproximados, comenzando con los de Kiyotsugu Hirayama a principios del siglo XX. Los métodos analíticos posteriores solían incluir miles de correcciones perturbadoras para cada objeto en particular. Actualmente, el método preferido consiste en utilizar una computadora para integrar numéricamente las ecuaciones de la dinámica celeste y extraer las constantes de movimiento directamente de un análisis numérico de las posiciones predichas.

En la actualidad, el uso más destacado de los elementos orbitales propios se encuentra en el estudio de familias de asteroides , siguiendo los pasos del trabajo pionero de Hirayama.

El asteroide 132 Aethra, que cruza la órbita de Marte , es el asteroide con el número más bajo que no tiene elementos orbitales propios.

• Familia Hirayama
• Perturbación (astronomía)

• Z. Knežević et al., La determinación de los elementos propios de los asteroides , págs.  603–612 en Asteroides III, University of Arizona Press (2002).
• Z. Knežević: CÁLCULO DE ELEMENTOS PROPIOS DE ASTEROIDES: AVANCES RECIENTES, Revista Astronómica Serbia, vol. 195, pp.  1-8 (2017).

• Últimos cálculos de elementos propios para planetas menores numerados en astDys .
• Conjunto de datos de elementos orbitales propios de asteroides en el Portal de Familias de Asteroides