Excentricidade orbital

A excentricidade orbital define, na mecânica celeste e na mecânica orbital , a forma da órbita dos objetos celestes .

Notação e tipos de órbitas

A excentricidade é comumente observada . Expressa a diferença de forma entre a órbita e o círculo perfeito cuja excentricidade é zero.

Quando , a trajetória é fechada: a órbita é periódica. Nesse caso :

Quando , o caminho está aberto. Nesse caso :

Quando , o ramo da hipérbole degenera em uma linha reta .

Caminho Gráfico Excentricidade
Excentricidade linear
Movimento Energia mecânica
circular cônico fechado círculo estado vinculado
elíptico elipse
parabólico aberto parábola estado de transmissão
hiperbólico hipérbole

A forma geral de uma órbita é uma elipse , com uma equação polar (origem no foco): onde e é a excentricidade.

Conceitos relacionados

Vetor de excentricidade

A excentricidade é a norma do vetor excentricidade  : .

Ângulo de excentricidade

O ângulo de excentricidade, comumente observado é o ângulo cujo valor é o arco seno de excentricidade: .

Histórico

A excentricidade das órbitas dos planetas do Sistema Solar foi descoberta por Johannes Kepler (1571-1630), a partir da órbita de Marte . Kepler publicou sua descoberta em Astronomia nova ( 1609 ).

Cálculo da excentricidade de uma órbita

Para órbitas elípticas, a excentricidade de uma órbita pode ser calculada com base em seu apoapso e periapse  : , que, após simplificação, dá: , ou :

A excentricidade de uma órbita também pode ser calculada da seguinte forma: , ou :

Excentricidade dos planetas do sistema solar

Planeta Epoch J2000 da excentricidade orbital
Mercúrio 0,205 630 69
Vênus 0,006 773 23
terra 0,016 710 22
Março 0,093 412 33
Júpiter 0,048 392 66
Saturno 0,054 150 60
Urano 0,047 167 71
Netuno 0,008 585 87

Fenômenos que modificam a excentricidade

Quando dois corpos estão em órbita (revolução gravitacional ) em torno um do outro, a excentricidade das órbitas é teoricamente fixa no início e não pode mudar. Na realidade, dois fenômenos principais podem modificá-lo. Por um lado, as duas estrelas não estão isoladas no espaço, e a interação de outros planetas e corpos pode modificar a órbita e, portanto, a excentricidade. Outra modificação, interna ao sistema considerado, deve-se ao efeito das marés .

Veja o exemplo concreto da Lua girando em torno da Terra. Como a órbita da Lua não é circular, ela está sujeita a forças de maré, que são exercidas de forma diferente de acordo com o ponto da órbita onde a Lua está localizada, e variam continuamente durante a revolução lunar. Os materiais dentro da Lua, portanto, sofrem forças de atrito, que são dissipadoras de energia e que tendem a tornar a órbita circular, para minimizar esse atrito. Na verdade, a órbita circular síncrona (a Lua sempre mostrando a mesma face para a Terra) é a órbita que minimiza as variações nas forças de maré.

→ Quando duas estrelas estão girando em torno uma da outra, a excentricidade das órbitas, portanto, tende a diminuir.

Em um sistema do tipo planeta / satélite  " (corpo de baixa massa girando em torno de um corpo de alta massa), o tempo necessário para atingir a órbita circular (tempo de "circularização" ) é muito maior do que o tempo necessário. De modo que o satélite sempre apresenta a mesma face para o planeta (tempo de “sincronização”). A Lua, portanto, sempre apresenta a mesma face para a Terra, sem que sua órbita seja circular.

A excentricidade da órbita da Terra também é variável em períodos muito longos (dezenas de milhares de anos), principalmente pela interação com outros planetas. O valor atual está em torno de 0,0167, mas no passado já atingiu o valor máximo de 0,07.

Efeito do clima

A mecânica orbital requer que a duração das estações seja proporcional à área da órbita da Terra que foi varrida entre os solstícios e os equinócios . Portanto, quando a excentricidade orbital está perto de máximos, as estações que ocorrem no afélio são visivelmente mais longas.

Em nossa época, a Terra atinge seu periélio no início de janeiro, no hemisfério norte , o outono e o inverno ocorrem quando a Terra está nas áreas onde sua velocidade de deslocamento em sua órbita é maior. Portanto, o inverno e o outono (norte) são ligeiramente mais curtos do que a primavera e o verão . Em 2006, o verão foi 4,66 dias a mais que o inverno e a primavera 2,9 dias a mais que o outono. Obviamente, é o contrário durante as estações do sul.

Pela ação combinada entre a variação na orientação do eixo maior da órbita da Terra e a precessão dos equinócios , as datas de ocorrência do periélio e do afélio avançam lentamente nas estações.

Nos próximos 10.000 anos, os invernos no hemisfério norte se tornarão gradualmente mais longos e os verões mais curtos. Qualquer onda de frio será, no entanto, compensada pelo fato de que a excentricidade da órbita da Terra será reduzida quase pela metade, reduzindo o raio médio da órbita, aumentando assim as temperaturas em ambos os hemisférios .

Notas e referências

  1. (pt) Asteroids , filer.case.edu.
  2. (in) Idades do Gelo, Nível do Mar, Aquecimento Global, Clima e Geologia , members.aol.com.
  3. Comparado a um repositório distante.
  4. Isso resulta em um aumento no argumento do periélio .

Veja também

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