La órbita de Venus es algo inusual ya que su órbita elíptica es casi un círculo perfecto:
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Venus tiene una órbita con un eje semi-mayor de 0.723 unidades astronómicas (108 millones de kilómetros) y una excentricidad de 0.0068.
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Órbita de Venus – Wikipedia
A modo de comparación, la órbita de la Tierra tiene una excentricidad de 0.0167 y nuestra luna tiene una excentricidad de 0.054:
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Excentricidad orbital
La excentricidad orbital de un objeto astronómico es un parámetro que determina la cantidad en que su órbita alrededor de otro cuerpo se desvía de un círculo perfecto. Un valor de 0 es una órbita circular, los valores entre 0 y 1 forman una órbita elíptica, 1 es una órbita de escape parabólico y mayor que 1 es una hipérbola.
Excentricidad orbital – Wikipedia
Más interesante que la órbita casi circular de Venus serían las inusuales rotaciones axiales polares retrógradas (CW) de Venus.
Dado que Venus tiene una rotación axial polar retrógrada (CW) pero orbita normalmente en la dirección CCW, la agregación de estos dos movimientos circulares opuestos de 360º juntos dará como resultado una rotación sideral menos aparente, dando a Venus rotaciones siderales 0,92, cuando en realidad es actual 1,92 Rotaciones axiales polares CW, Venus todavía tiene casi dos rotaciones polares CW reales que quedan por perder:
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• Un día en la superficie de Venus (día solar) parecería tomar 117 días terrestres
• Un año en Venus toma 225 días terrestres.
Datos de Venus
Claramente, un día solar venusiano dura 117 días terrestres, frente a 225 días terrestres para completar una órbita, por lo que hay una relación de 1,92.
Dado que Venus está ahora a 1.92 CW ROTAS polares REALES por órbita, Venus tuvo que pasar recientemente a través de una tasa de dos (2) días solares por órbita (una tasa sideral 1: 1), y después de que Venus pierde 0.92 rotaciones CW de sus 1.92 restantes CW rotaciones polares, Venus tendrá una tasa de rotación sideral transitoria de cero (0: 1).
0: 1 será “Transitorio” ya que Venus aún tendría una rotación axial polar CW final para perder a 0: 1.
Eventualmente, Venus perderá todas sus rotaciones axiales polares CW (con solo un lado mirando hacia nuestro sol), y cuando esté completamente despreciado, Venus tendrá una segunda tasa de rotación sideral 1: 1, que es típica de los cuerpos astronómicos completamente despreciados.
Un cuerpo giratorio retrógrado siempre disminuirá su velocidad de esta manera (comenzando con cuatro rotaciones axiales polares CW que quedan por perder):
3: 1 ~ 2: 1 ~ 1: 1 ~ 0: 1 ~ 1: 1
¡Las matemáticas son simples, y la perspectiva sideral tiene sus peculiaridades obvias!
