Circularización de las mareas

La circularización mareal o circularización orbital es un efecto de las fuerzas de marea entre un cuerpo en órbita alrededor de un objeto celeste central , por el cual la excentricidad de la órbita se reduce con el tiempo, de modo que se vuelve cada vez menos elíptica .

En la Figura 1, consideremos dos estrellas, denominadas Cuerpo 1 y Cuerpo 2. Inicialmente, pensemos en el Cuerpo 2 como una masa puntual. La gravedad del Cuerpo 2 aplicada al Cuerpo 1 produce protuberancias de marea (véase Fuerza de marea ). Supongamos que el período orbital es más lento que la rotación del Cuerpo 1 (ω < Ω), como se muestra en la Figura 1. Cabría esperar un ángulo de retardo como el que se muestra. Si el Cuerpo 1 es 100% elástico (por ejemplo, los cuerpos gaseosos suelen ser muy elásticos, pero una bolsa de arena no lo es), entonces la protuberancia no tendría un ángulo de retardo. Cuanto más inelástico sea, mayor será el ángulo de retardo. Cuanto mayor sea la diferencia en las velocidades angulares (ω/Ω), mayor será el ángulo de retardo. Si ω > Ω, el ángulo de retardo estará en la dirección opuesta.

Para una estrella, podemos pensar en la inelasticidad como viscosidad. La causa principal de la inelasticidad en una estrella parece ser las fuerzas de convección dentro de la estrella. ^{[ 1 ]} Cuando el ángulo de retardo es distinto de cero, como en la figura 1, las fuerzas F1 y F2 se combinan para producir un par en sentido horario sobre el cuerpo 1, porque F1 es más fuerte. Al mismo tiempo, hacen girar el movimiento orbital en sentido antihorario: si se ignora la porción de F1 y F2 que se encuentra a lo largo de la línea que conecta los dos cuerpos, la fuerza combinada restante sobre la totalidad del cuerpo 1 es F3. De manera similar, F1' y F2' se combinan para producir F3'. F3 y F3' hacen girar la órbita en sentido antihorario. En este movimiento, se conserva el momento de rotación de las rotaciones combinadas.

Esto nos indica que siempre que la velocidad angular en un momento dado de la órbita sea menor que la velocidad angular de cualquiera de los cuerpos (ω<Ω), entonces el par orbital intenta acelerar la órbita. ^{[ 1 ]}

Ahora imaginemos dos estrellas orbitando una alrededor de la otra en órbitas elípticas, con el caso especial de que ambas están acopladas por mareas, de modo que durante el transcurso de una órbita los mismos lados se enfrentan (ω=Ω en promedio). Aunque Ω es constante para una órbita, ω varía a lo largo de la órbita. La figura 2 muestra la trayectoria de una de las estrellas, donde G es el centro de gravedad del sistema. Cuando los objetos están cerca del apoapsis (región roja de la figura 2), ω<Ω, lo que intenta acelerar la órbita. El resultado de este torque hace que el lado opuesto de la órbita (periapsis) esté más lejos, haciendo que la órbita sea más circular. Esto se deduce de la regla general: "si se aplica un empuje brevemente para acelerar una órbita (es decir, aplicado en la dirección del movimiento), entonces cuando el objeto orbita a la mitad de su circunferencia, esa parte de la órbita estará más alta" y viceversa: "el empuje retrógrado baja el lado opuesto de una órbita" (ver reglas generales orbitales ).

Cuando el Cuerpo 1 se encuentra en la región verde de la Figura 2, el par ralentiza la órbita. Esto se debe a que F3 en la Figura 1 ahora es negativo, ya que el ángulo de retardo se invierte. Esto reduce el lado opuesto de la órbita (disminuye el apoapsis ). Este efecto alcanza su máximo cuando el Cuerpo 1 está más cerca del centro de gravedad, porque la protuberancia de marea es máxima y ω/Ω también lo es. La circularización se produce como resultado de la disminución del apoapsis o el aumento del periapsis.

La circularización también puede ocurrir entre dos planetas, o entre un planeta y una luna. A mayor escala, puede ocurrir en cúmulos de estrellas que orbitan un punto imaginario en el espacio en el centro de gravedad. ^{[ 2 ]}

La circularización orbital puede ser causada por uno o ambos objetos en una órbita si uno o ambos son inelásticos. Las estrellas más frías tienden a ser más viscosas y circularizan los objetos que las orbitan más rápidamente que las estrellas calientes. ^{[ 3 ]}

Si Ω/ω > 18/11 (~1,64) no se producirá circularización y la excentricidad aumentará. ^{[ 4 ]} Para que se produzca la circularización, los cuerpos primero deben quedar bloqueados por las mareas , en cuyo caso al menos un objeto tiene el mismo lado orientado hacia el otro durante el curso de una órbita. ^{[ 1 ]}

• Bloqueo de mareas
• aceleración de las mareas
• Mecanismo de Kozai , efecto opuesto