Calculadora de Velocidad Orbital
Calculá la velocidad, el periodo y la energía de una órbita circular alrededor de cualquier planeta, la Luna, el Sol o un cuerpo personalizado, y compará el resultado con satélites reales como la ISS, el Hubble o el GPS.
Todo lo que orbita —desde la Luna hasta el satélite de televisión sobre tu casa— obedece la misma ecuación: un equilibrio exacto entre la velocidad a la que "cae" hacia el cuerpo que orbita y la curvatura de ese cuerpo alejándose bajo sus pies. Esta calculadora resuelve ese equilibrio para cualquier planeta, luna o estrella del sistema solar —o para un cuerpo que definas vos mismo— y traduce el resultado a algo comparable: cómo se ve al lado de la Estación Espacial Internacional, el Hubble o un satélite GPS real.
Calculadora interactiva
Elegí un cuerpo celeste, indicá la altitud de la órbita sobre su superficie, y mirá los seis resultados actualizarse al instante. Todo el cálculo ocurre en tu navegador, sin enviar datos a ningún servidor.
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Velocidad orbital
7,668 km/s
Periodo orbital
1,54 horas
Órbitas por día
15,55
Velocidad de escape
10,844 km/s
Aceleración gravitacional
8,674 m/s²
Energía específica de la órbita
-29,3998 MJ/kg
Diagrama esquemático, no a escala
Velocidad orbital según la altitud
Cuanto más alta la órbita, menor la velocidad necesaria para mantenerla.
Comparar con satélites reales
| Satélite | Altitud | Velocidad | Periodo |
|---|---|---|---|
| ISS (Estación Espacial Internacional)LEO, inclinación 51,6° | 408 km | 7,66 km/s | 1,55 horas |
| Telescopio espacial HubbleLEO, inclinación 28,5° | 535 km | 7,59 km/s | 1,58 horas |
| Constelación StarlinkLEO, miles de satélites | 550 km | 7,59 km/s | 1,59 horas |
| GPS (constelación NAVSTAR)MEO, ~2 órbitas por día | 20.180 km | 3,87 km/s | 11,97 horas |
| Satélite geoestacionarioGEO, sincronizado con la rotación terrestre | 35.786 km | 3,07 km/s | 23,93 horas |
| Telescopio espacial James Webbno orbita la Tierra: orbita el punto de Lagrange Sol-Tierra L2, a ~1,5 millones de km, en una órbita de halo de ~6 meses | — | — | — |
Toca una fila (excepto James Webb) para cargar esa altitud en la calculadora.
¿Qué es una órbita?
Una órbita es, en esencia, una caída perpetua que nunca llega al suelo. Isaac Newton lo explicó con un experimento mental que sigue siendo la mejor forma de entenderlo hoy: imaginá un cañón en la cima de una montaña muy alta, disparando balas cada vez más rápido. Una bala lenta cae cerca; una más rápida cae más lejos, siguiendo la curva del planeta. Si la disparás lo suficientemente rápido, la superficie del planeta se curva hacia abajo exactamente al mismo ritmo al que la bala cae —y la bala nunca toca el suelo. Eso es una órbita: un objeto en caída libre constante, cuya velocidad horizontal es tan alta que la curvatura del cuerpo que orbita "compensa" la caída, indefinidamente.
Esa velocidad exacta de equilibrio —ni tan lenta que el objeto caiga, ni tan rápida que escape— es lo que esta calculadora resuelve para una órbita circular, el caso más simple y el que sirve de base para entender cualquier órbita más compleja.
LEO, MEO, GEO, HEO, polar y heliosíncrona
No todas las órbitas sirven para lo mismo. La altitud —y con ella, la velocidad y el periodo— define qué tan útil es una órbita para cada tipo de misión:
Órbita baja terrestre (LEO)
Entre 160 y 2.000 km de altitud. Es la más barata de alcanzar en términos de combustible y la que ofrece menor latencia de comunicación, por eso concentra la mayoría de los satélites activos: la ISS, el Hubble, la constelación Starlink y la mayoría de los satélites de observación terrestre. El precio a pagar es la velocidad: para mantenerse en LEO hace falta ir muy rápido (~7,8 km/s cerca de la superficie), así que el periodo orbital es corto —entre 90 y 120 minutos—, lo que significa que un satélite LEO solo ve un punto fijo de la superficie durante unos minutos antes de perderlo de vista.
Órbita media terrestre (MEO)
Entre 2.000 y 35.786 km. Es el hogar de las constelaciones de navegación por satélite —GPS (EE. UU.), GLONASS (Rusia), Galileo (UE) y BeiDou (China)— porque a esta altitud cada satélite cubre una porción mucho mayor de la superficie que en LEO, permitiendo una constelación global con relativamente pocos satélites. El GPS orbita a unos 20.180 km, con un periodo de aproximadamente 12 horas siderales.
Órbita geoestacionaria (GEO)
Exactamente a 35.786 km sobre el ecuador. A esa altitud precisa, el periodo orbital coincide con el periodo de rotación de la Tierra (23 h 56 min, un día sideral), así que el satélite parece "quedarse quieto" sobre el mismo punto del ecuador visto desde la superficie. Es ideal para telecomunicaciones y meteorología, porque una antena en tierra puede apuntar a un punto fijo del cielo sin necesidad de seguimiento.
Órbita muy elíptica (HEO)
A diferencia de las anteriores, una órbita HEO no es circular: tiene un perigeo bajo y un apogeo muy alto, a veces de decenas de miles de kilómetros. El ejemplo clásico son las órbitas Molniya, diseñadas para que el satélite pase la mayor parte de su tiempo orbital "flotando" cerca del apogeo sobre latitudes altas, donde una órbita geoestacionaria —limitada al ecuador— ofrece mala cobertura. Esta calculadora modela únicamente órbitas circulares; una HEO real necesita además la excentricidad y la distancia de apogeo como parámetros adicionales.
Órbita polar
Cruza cerca de los polos, con una inclinación próxima a 90° respecto al ecuador. Como el planeta gira debajo del satélite mientras este completa cada vuelta, una órbita polar termina "barriendo" virtualmente toda la superficie del planeta en cuestión de días, lo que la hace ideal para satélites meteorológicos, de mapeo y de observación terrestre que necesitan cobertura global.
Órbita heliosíncrona
Una variante especializada de la órbita casi polar, ajustada con precisión para que el satélite pase siempre por el mismo punto de la superficie a la misma hora solar local, órbita tras órbita. Se consigue explotando la precesión orbital causada por el achatamiento de la Tierra en los polos, calibrada para que compense exactamente el desplazamiento de la Tierra alrededor del Sol durante un año. El resultado práctico es enorme para la observación climática: permite comparar imágenes satelitales del mismo lugar tomadas en fechas distintas, bajo condiciones de iluminación solar consistentes.
Fórmulas y variables
v = √(GM / r) (velocidad orbital circular)
T = 2π √(r³ / GM) (periodo orbital, Kepler)
ε = −GM / (2r) (energía específica de la órbita)
v_esc = √(2GM / r) = v · √2 (velocidad de escape)
g = GM / r² (aceleración gravitacional local)
| Símbolo | Nombre | Unidad | Significado |
|---|---|---|---|
| v | Velocidad orbital | m/s | La velocidad constante necesaria para mantener una órbita circular a un radio r dado. |
| G | Constante de gravitación universal | m³ kg⁻¹ s⁻² | Constante física fundamental: 6,6743 × 10⁻¹¹. Aparece en toda ley de gravitación newtoniana. |
| M | Masa del cuerpo central | kg | La masa del planeta, luna o estrella alrededor del cual se orbita. |
| μ (mu) | Parámetro gravitacional estándar | m³/s² | Atajo habitual en mecánica orbital: μ = G·M. Se conoce con más precisión que G y M por separado. |
| r | Radio orbital | m | Distancia desde el centro del cuerpo hasta el satélite: radio del cuerpo + altitud sobre la superficie. |
| T | Periodo orbital | s | El tiempo que tarda el satélite en completar una vuelta completa. |
| ε (épsilon) | Energía específica de la órbita | J/kg (m²/s²) | La energía mecánica total (cinética + potencial) por unidad de masa. Siempre negativa en una órbita cerrada: el satélite está "atrapado" gravitacionalmente. |
| v_esc | Velocidad de escape | m/s | La velocidad mínima para escapar por completo del campo gravitacional del cuerpo desde ese radio, sin más impulso. Siempre es √2 veces la velocidad orbital circular. |
| g | Aceleración gravitacional local | m/s² | La aceleración de la gravedad a esa distancia del centro del cuerpo. |
De dónde salen las fórmulas
La velocidad orbital circular sale de igualar dos fuerzas: la fuerza gravitacional que tira del satélite hacia el centro (F = GMm/r²) y la fuerza centrípeta necesaria para mantenerlo en una trayectoria circular (F = mv²/r). Como ambas fuerzas deben ser iguales para que la órbita sea estable, la masa del satélite (m) se cancela por completo de la ecuación —por eso la velocidad orbital no depende de cuánto pese el satélite, solo de la masa del cuerpo que orbita y del radio. Despejando v de GMm/r² = mv²/r se obtiene directamente v = √(GM/r).
El periodo orbital surge de dividir la circunferencia de la órbita (2πr) entre la velocidad (v), y sustituyendo v por su fórmula se llega a la tercera ley de Kepler en su forma newtoniana: T² es proporcional a r³. La energía específica combina la energía cinética (v²/2) con la energía potencial gravitacional (−GM/r); al sustituir v² por GM/r (la condición de órbita circular), el resultado se simplifica a −GM/2r, siempre negativo, lo que refleja que el objeto está gravitacionalmente ligado. Y la velocidad de escape se deriva de imponer que la energía total sea exactamente cero (el mínimo para escapar al infinito con velocidad nula), lo que da v_esc = √(2GM/r) —exactamente √2 veces la velocidad orbital circular, una proporción que se cumple sin excepción en cualquier órbita circular del universo.
Comparaciones reales
La tabla de la calculadora compara el resultado con cinco referencias reales. La ISS vuela a 408 km y 7,66 km/s, completando una órbita cada 92,7 minutos —más de 15 veces por día—. El Hubble, algo más alto (535 km), es apenas más lento. Starlink opera en un enjambre de miles de satélites alrededor de los 550 km. El GPS vive en una órbita completamente distinta, MEO a 20.180 km, mucho más lento (3,87 km/s) y con un periodo de 12 horas. Y un satélite geoestacionario, a 35.786 km, orbita a apenas 3,07 km/s mientras completa exactamente una vuelta por día. El telescopio espacial James Webb aparece como referencia pero no encaja en este modelo: no orbita la Tierra, sino el punto de equilibrio gravitacional Sol-Tierra L2, a 1,5 millones de km, en una órbita de halo con un periodo de unos seis meses.
Cómo usar la herramienta
Elegí un cuerpo celeste de la lista, o tocá "Personalizado" para introducir tu propia masa (en kg, admite notación científica como 5.972e24) y radio (en km). Definí la altitud orbital sobre la superficie y los seis resultados —velocidad, periodo, órbitas por día, velocidad de escape, gravedad local y energía específica— se recalculan al instante. El diagrama esquemático ilustra la órbita de forma conceptual (no a escala), y el gráfico de la derecha muestra cómo cambiaría la velocidad orbital si movieras esa misma órbita a otras altitudes. Tocá cualquier fila de la tabla comparativa para cargar automáticamente la altitud de ese satélite real.
Limitaciones del modelo
- Solo modela órbitas circulares. Una órbita elíptica real necesita además la excentricidad y los puntos de apogeo/perigeo.
- Asume un cuerpo central perfectamente esférico y de densidad uniforme; no modela el achatamiento polar (relevante para órbitas heliosíncronas reales) ni las irregularidades del campo gravitacional.
- No incluye arrastre atmosférico: las órbitas LEO reales pierden altitud gradualmente por fricción residual con la atmósfera superior y necesitan maniobras periódicas de mantenimiento de altitud.
- Es un problema de dos cuerpos: no considera la influencia gravitacional de terceros cuerpos (el Sol y la Luna perturban órbitas terrestres altas de forma medible).
- El James Webb y cualquier misión en un punto de Lagrange quedan fuera del modelo, porque no orbitan un único cuerpo central de forma kepleriana simple.
Preguntas frecuentes
¿Qué es la velocidad orbital?+
Es la velocidad constante que necesita un objeto para mantenerse en una órbita circular estable: lo suficientemente rápida como para no caer hacia el cuerpo central por gravedad, pero no tan rápida como para escapar de su atracción. Se calcula con v = √(GM/r).
¿Por qué la velocidad orbital disminuye con la altitud?+
Porque la gravedad se debilita con el cuadrado de la distancia (ley del inverso del cuadrado), así que a mayor radio orbital, menor es la fuerza gravitacional que hay que contrarrestar, y por lo tanto menor la velocidad necesaria para mantener el equilibrio entre caída e inercia.
¿Cuál es la diferencia entre velocidad orbital y velocidad de escape?+
La velocidad orbital mantiene un objeto dando vueltas indefinidamente alrededor de un cuerpo; la velocidad de escape lo libera por completo de su gravedad. Matemáticamente, la velocidad de escape es siempre la velocidad orbital circular multiplicada por √2 (aproximadamente 1,414), una relación que se mantiene en cualquier cuerpo del universo.
¿Qué es una órbita baja terrestre (LEO)?+
Es el rango de altitudes entre unos 160 y 2.000 km sobre la superficie terrestre. Es donde operan la mayoría de los satélites, incluida la ISS, el Hubble y las constelaciones como Starlink, porque requiere la menor energía de lanzamiento y ofrece las latencias de comunicación más bajas.
¿Qué diferencia hay entre LEO, MEO y GEO?+
Se diferencian por la altitud y, en consecuencia, por el periodo orbital: LEO (160-2.000 km) da la vuelta a la Tierra en 90-120 minutos; MEO (2.000-35.786 km) tarda entre 2 y 12 horas, como el GPS; GEO, a exactamente 35.786 km, tarda 23 horas 56 minutos: lo mismo que la Tierra en rotar una vez, por lo que un satélite geoestacionario parece "fijo" en el cielo.
¿Por qué los satélites geoestacionarios están siempre a la misma altitud?+
Porque esa altitud (35.786 km) es la única a la que el periodo orbital coincide exactamente con el periodo de rotación de la Tierra (un día sideral). Cualquier otra altitud produciría un periodo distinto, y el satélite se desplazaría respecto a un punto fijo en la superficie.
¿Qué es una órbita polar y para qué sirve?+
Es una órbita cuyo plano pasa cerca de los polos del planeta, con una inclinación cercana a 90°. Como la Tierra gira debajo del satélite, una órbita polar termina cubriendo virtualmente toda la superficie del planeta en pocos días, por lo que se usa en satélites meteorológicos, de observación terrestre y de reconocimiento.
¿Qué es una órbita heliosíncrona?+
Es un tipo especial de órbita casi polar, diseñada para que el satélite pase siempre por el mismo punto de la superficie a la misma hora solar local. Se logra ajustando la altitud y la inclinación para que la precesión orbital, causada por el achatamiento de la Tierra, compense exactamente la traslación de la Tierra alrededor del Sol. Es muy usada en satélites de observación climática, porque permite comparar imágenes del mismo lugar con condiciones de iluminación consistentes.
¿Qué es una órbita muy elíptica (HEO)?+
Es una órbita con alta excentricidad: un perigeo (punto más cercano) bajo y un apogeo (punto más lejano) muy alto. Las órbitas Molniya, usadas por Rusia para comunicaciones en latitudes altas, son el ejemplo clásico: el satélite pasa la mayor parte de su periodo "flotando" cerca del apogeo sobre una región concreta, algo que una órbita circular no puede ofrecer. Esta calculadora modela únicamente órbitas circulares; una órbita elíptica real necesita además la excentricidad y el apogeo/perigeo como parámetros.
¿Por qué la energía específica de una órbita es negativa?+
Por convención, la energía potencial gravitacional se define como cero a distancia infinita. Cualquier objeto "atrapado" en una órbita cerrada tiene, por definición, menos energía que uno que ha escapado al infinito, así que su energía total (cinética + potencial) resulta negativa. Cuanto más negativa, más "atado" está el objeto a su órbita; una energía de cero o positiva significa una trayectoria de escape o hiperbólica, no una órbita cerrada.
¿Esta calculadora sirve para planear una misión real?+
Da resultados de alta precisión para el caso ideal de una órbita circular kepleriana de dos cuerpos, útil para estimaciones y para aprender mecánica orbital. Una misión real necesita además modelar perturbaciones (achatamiento del planeta, arrastre atmosférico residual, atracción de otros cuerpos), maniobras de inserción y mantenimiento de estación, que quedan fuera del alcance de este modelo simplificado.
¿Por qué el radio orbital no es lo mismo que la altitud?+
La altitud se mide desde la superficie del cuerpo; el radio orbital, que es el que realmente entra en las fórmulas físicas, se mide desde el centro de masa. Por eso esta calculadora siempre suma el radio del cuerpo (por ejemplo, 6.371 km en la Tierra) a la altitud que introduces antes de calcular.
Sigue explorando
- Próximos lanzamientos — seguí en vivo qué cohetes están a punto de poner nuevos satélites en las órbitas que calculaste acá.
- Programas de exploración — de Artemis a JUICE, las misiones que van más allá de la órbita terrestre.
- Rastreador de la ISS en vivo — la posición real, en tiempo real, del satélite habitado más grande jamás construido.
- Peso en Marte y otros planetas — la misma gravedad planetaria de esta calculadora, aplicada a tu propio peso.
- Calculadora Delta-V — cuánto combustible hace falta para alcanzar la velocidad orbital que acabás de calcular.
Conclusión
Detrás de cada satélite que cruza el cielo nocturno hay una sola ecuación de equilibrio, la misma que Newton imaginó con su cañón en la montaña. Esta calculadora la resuelve para cualquier cuerpo del sistema solar, pero la física detrás es universal: gravedad e inercia en equilibrio perfecto, una caída que dura para siempre.
Herramienta y contenido elaborados por el equipo editorial de Factorspace. Las masas y radios de los cuerpos celestes corresponden a las hojas de datos planetarios de la NASA; las cifras de satélites reales (ISS, Hubble, GPS, Starlink, James Webb) son valores de referencia publicados por sus operadores, sujetos a variación orbital normal. Última actualización: 19 de julio de 2026.