Trayectoria parabólica

En astrodinámica o mecánica celeste una trayectoria parabólica es una órbita de Kepler con la excentricidad igual a 1. Cuando se aleja de la fuente se llama órbita de escape, y en caso contrario se denomina una órbita de captura. También se la conoce como órbita C₃ = 0 (véase energía característica).

Según las convenciones usuales, un cuerpo describiendo una trayectoria parabólica se desplazará hasta el infinito con una velocidad respecto al cuerpo central tendente a cero, y por lo tanto, nunca volverá. Las órbitas parabólicas son trayectorias de escape de energía mínima, que separan las trayectorias hiperbólicas con energía positiva, de las órbitas elípticas con energía negativa.

La velocidad orbital (${displaystyle v,}$) de un cuerpo que se desplaza en una trayectoria parabólica se puede calcular como:

donde:

En cualquiera de sus posiciones, el cuerpo en órbita posee la correspondiente velocidad de escape para esa posición.

Si un cuerpo posee la velocidad de escape con respecto a la Tierra, este impulso no es suficiente para escapar del Sistema Solar, por lo que cerca de la Tierra la órbita se asemeja a una parábola, pero más lejos se curva en una órbita elíptica alrededor del Sol.

Esta velocidad (${displaystyle v,}$) está estrechamente relacionada con la velocidad orbital de un cuerpo en una órbita circular de radio igual a la posición radial del cuerpo en órbita en la trayectoria parabólica:

donde:

Para un cuerpo que se mueve en este tipo de trayectoria, la ecuación orbital se convierte en:

donde:

Bajo las convenciones usuales, la energía orbital específica (${displaystyle epsilon ,}$) de una trayectoria parabólica es cero, por lo que la ecuación de la conservación de la energía orbital para esta trayectoria toma la forma:

donde:

Esto es totalmente equivalente a que la energía característica (el cuadrado de la velocidad en el infinito) sea 0:

La ecuación de Barker relaciona el tiempo de vuelo con la anomalía verdadera de una trayectoria parabólica.^[1]​

donde:

De manera más general, el tiempo entre dos puntos cualesquiera de una órbita es

Alternativamente, la ecuación se puede expresar en términos de la distancia al periápside, en una órbita parabólica r_p = p / 2:

A diferencia de la ecuación de Kepler, que se usa para resolver anomalías reales en trayectorias elípticas e hiperbólicas, la anomalía verdadera en la ecuación de Barker se puede resolver directamente para t. Si se realizan las siguientes sustituciones,^[2]​

entonces

Una trayectoria parabólica radial es un movimiento sobre una recta no periódico, en el que la velocidad relativa de los dos objetos es siempre la velocidad de escape. Hay dos casos: los cuerpos se alejan uno del otro o se acercan el uno hacia el otro.

Existe una expresión bastante simple para expresar la posición como función del tiempo:

donde

En un determinado momento, la velocidad promedio de ${displaystyle t=0!,}$ es 1,5 veces la velocidad actual, es decir, 1,5 veces la velocidad de escape local.

Para obtener ${displaystyle t=0!,}$ en la superficie, se debe aplicar un cambio de tiempo; para la Tierra (y cualquier otro cuerpo esférico simétrico con la misma densidad promedio como cuerpo central), este cambio de tiempo es de 6 minutos y 20 segundos; siete de estos períodos más tarde, la altura sobre la superficie es tres veces el radio, etc.

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