Tal situación ocurre con órbitas elípticas con una excentricidad distinta de cero. Sin embargo, puede ser más fácil de explicar comenzando con una órbita circular.
Para una órbita circular, la velocidad tangencial vy el vector de posición r tienen magnitudes constantes. En términos no vectoriales, la velocidad tangencial y el radio de la órbita son constantes. El momento angular en este caso es m * v * r. Todos los términos son constantes, por lo que es obvio cómo el momento angular permanece constante.
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Ahora veamos el caso elíptico. Si no hay pares externos, el momento angular debe permanecer constante. m también es constante, pero ¿qué pasa con r y v? Claramente del dibujo, r cambia. A veces la distancia al planeta es menor, a veces mayor. Entonces, ¿cómo puede el momento angular permanecer constante?
Bueno, si duplicamos la distancia pero reducimos a la mitad la velocidad, todavía tendríamos el mismo producto. Entonces, si el enfoque más cercano (periapsia) es 1/4 de la distancia como el punto más alejado (apoapse), la velocidad tangencial será 4 veces mayor.
Para todos los demás puntos, es pequeño pero más complicado, porque la v en m * r * v que usamos anteriormente es la velocidad ortogonal, (en ángulo recto a una línea entre el planeta y el satélite) no la velocidad tangencial (en la dirección de desplazamiento), pero esto se maneja fácilmente con matemática vectorial o un poco menos fácilmente con algo de geometría.
Entonces ahí lo tienes. A pesar del momento angular constante, su velocidad tangencial puede cambiar si también cambia la distancia desde el centro de rotación sin toques.