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極軌道とは、衛星が公転する天体（通常は地球などの惑星だが、月や太陽などの他の天体の場合もある）の両極の上またはほぼ上を通過する軌道のことである。軌道傾斜角は天体の赤道に対して約80～90度である。[ 1 ]
衛星を極軌道に打ち上げるには、地球の自転速度を利用できないため、同じ高度の赤道付近の軌道に打ち上げる場合よりも、同じ高度にペイロードを打ち上げるのに必要なロケットが大きくなります。打ち上げ場所と極軌道の傾斜角によっては、ロケットは最大で460m /sのデルタvを失う可能性があり、これは低地球軌道に到達するために必要なデルタvの約5%に相当します。
極軌道は、地球地図作成、偵察衛星、および一部の気象衛星に使用されます。[ 2 ] イリジウム衛星コンステレーションは、通信サービスを提供するために極軌道を使用しています。
極軌道に近い衛星は、通常、太陽同期軌道を選択します。この軌道では、連続する各周回が、同じ現地時刻で発生します。リモートセンシングなどの一部のアプリケーションでは、時間の経過に伴う変化が、現地時刻の変化によってエイリアシングされないことが重要です。特定の周回で同じ現地時刻を維持するには、軌道の周期を短くする必要があり、そのためには低軌道が必要です。しかし、非常に低い軌道は、大気からの抵抗により急速に減衰します。一般的に使用される高度は 700 ～ 800 km で、軌道周期は約 100 分になります。[ 3 ]太陽側の半周回はわずか 50 分で完了し、その間、現地時刻は大きく変化しません。
地球が太陽の周りを1年間公転する間、太陽同期軌道を維持するには、軌道が地球の周りを同じ速度で歳差運動する必要があります（衛星が極の真上を通過する場合は不可能です）。地球の赤道膨らみのため、わずかに傾いた軌道はトルクを受け、歳差運動を引き起こします。極から約8°の角度で、100分の軌道で望ましい歳差運動が得られます。[ 3 ]
主星の自転面と惑星の軌道面とのずれは傾斜角と呼ばれ、通常はロッシター・マクローリン効果で測定されます。系外惑星の約10%は80～125°のずれを持っています。[ 4 ]これらの約半分は、温暖な海王星サイズまたはスーパー海王星サイズの惑星です。[ 5 ]ほぼ極軌道を持つ系外惑星の例としては、GJ 3470b、TOI-858Bb、WASP-178b、[ 6 ] HD 3167c+d、[ 7 ] TOI-640b、[ 8 ] MASCARA-1 b、[ 9 ]およびGJ 436b [ 10 ]があります。
一つの説明は、惑星を形成する連星系周縁円盤のずれを説明しています。中心の連星が合体して単一の星になると、円盤と形成された惑星は極軌道に残ります。 [ 11 ]ある研究では、周縁円盤は20日未満の短い軌道周期を持つ連星と整列していることが示されています。30日を超える軌道周期を持つ連星の周縁円盤は、極円盤を含む幅広い整列を示しました。[ 6 ]もう一つの説明は、惑星形成の終わりに海王星サイズの惑星が極軌道に入る可能性がある方法を説明しています。これは、追加の外惑星を持つ系の原始惑星系円盤との共鳴によって起こります。 [ 12 ] [ 5 ]
2025年4月、ESOの超大型望遠鏡（VLT）に搭載されたUVES装置を用いた天文学者たちは、褐色矮星ペア2M1510 ABを周回する惑星の存在を示す強力な証拠を発表した。この惑星は2M1510(AB)b、または単に2M1510bと呼ばれている。この惑星の軌道は、連星系を極軌道で周回するという点で特異であり、このような事例は今回が初めてである。この発見は、褐色矮星ペアの逆行近点歳差運動を示す視線速度測定によってなされたもので、外側の伴星では説明できなかった。