Anar al contingut

Precesión apsidal

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Per a Precesión axial, vore conéixer la precesión de l'eix de rotació o el canvi en l'inclinament orbital.
Cada planeta que orbita al voltant del Sol seguix una òrbita elíptica que trencada gradualment en el temps (precesión apsidal). Esta figura ilustra la precesión apsidal positiva (alvanç del perihelio), en l'eix orbital girant en la mateixa direcció que el moviment orbital del planeta. l'excentricitat d'esta elipse i la velocitat de precesión de l'òrbita s'exageren per a la visualisació. La majoria de les òrbites del sistema solar tenen una excentricitat molt menor i un preceso molt més llent, lo que les fa casi circulares i estacionarias.

En mecànica celest, la precesión apsidal (o alvanç apsidal)[1] és la precesión (rotació gradual) de la llínea que conecta els ápsides (llínea dels ápsides) de l'òrbita d'un cos astronòmic. Els ápsides són els punts orbitales més propencs (periapsis) i més alluntats (apoapsis) del seu cos primari. La precesión apsidal és la primera derivada temporal del argument del periapsis, un dels sis elements orbitales principals d'una òrbita. La precesión apsidal es considera positiva quan l'eix de l'òrbita gira en la mateixa direcció que el moviment orbital. El periodo apsidal és l'interval de temps necessari per a que una òrbita precese 360°,[2] i tarda al voltant de 112,000 anys.

Història

L'antic astrònom grec Hipparchos va notar la precesión apsidal de l'òrbita de la Lluna;[3] es corrig en el Mecanisme de Antikythera (al voltant del 80 a. C.) en el valor casi exactament exacte de 8.88 anys per cicle complet, correcte dins del 0.34%.[4] La precesión dels ápsides solars va ser descoberta en el XI per al-Zarqālī.[5] La precesión apsidal llunar no es va tindre en conte en l'Almagesto de Ptolomeo, i com a grup, estes precesiones, resultat d'una plétora de fenomens, varen seguir sent difícils d'explicar fins al XX, quan es va explicar en precisió l'última part no identificada de la precesión de Mercurio.

Els principals elements orbitales (o paràmetros). La llínea de ápsides es mostra en blava i es denota en ω. La precesión apsidal és la taxa de canvi de ω a través del temps, d ω/d t.

Càlcul

Varis factors poden dur a la precesión periastrónica tals com la relativitat general, el cuadripolo de moments estelars, les deformacions mareales mútues entre estrela-planeta i els destorbament provinents d'atres planetes:[6]

ωtotal = ωrelativitat general + ωcuadrupolo + ωmarea + ωdestorbament

La taxa de precesión perihélica per a Mercurio per efectes relativistes és de 43'' (segons d'arc) per sigle. Per comparació, la precesión per destorbament deguda a atres planetes del Sistema Solar pot rondar els 532'' per sigle, mentres que la contribució pel achatamiento del Sol (moment cuadripolo) causa una contribució mínima de 0,025'' per sigle.[7][8]

Para mecànica clàssica, si les estreles i planetes són considerats masses esfèriques pures, llavors obedirien a la llei de l'inversa del quadrat 1⁄r2, relativa a la força per la distància i per tant eixecutar òrbites elíptiques propenques d'acort en el teorema de Bertrand. Els efectes de les masses no esfèriques són causats per l'aplicació de potencials externs: la força centrífuga d'un cos en rotació causa la seua achatamiento (com una massa de pizza en girar) mentres que la marea provoca abultamientos cap a la massa més propenca.

Estos abultamientos rotacionales o mareales creen camps gravitacionals cuadripolos 1⁄r3 que afecten a la precesión orbital.

La precesión total apsidal per a planetes molt grans, en masses mòvils, com a planetes jupiterianos calents és, considerant els menors destorbament, en orde d'importància:

ωtotal = ωdestorbament mareales + ωrelativitat general + ωdestorbament rotacionales + ωrotacional * + ωmareal*

en el abultamiento mareal planetari sent el terme dominant, excedint els efectes de la relativitat general i el cuadripolo estelar per més d'un orde de magnitut. La bona aproximació resultant pel abultamiento mareal és útil per a entendre l'interior d'eixos planetes. Per a planetes en periodos més curts, l'interior del planeta induïx una precesión d'alguns graus per anys. Per eixemple, per al planeta extrasolar WASP-12b és de 19,9º per any.[9][10]


Referències

  1. ↑ «Alvance apsidal».
  2. ↑ «Introducció a les estreles binarias propenques».
  3. ↑ «L'adaptació dels métodos babilònics en l'astronomia numèrica grega». Archivat des d'el original, el 4 de març de 2016. Consultat el 13 de giner de 2021.
  4. ↑ «Decodificación de la calculadora astronòmica grega antiga coneguda com el mecanisme de Antikythera». Archivat des d'el original, el 20 de juliol de 2015. Consultat el 13 de giner de 2021.
  5. ↑ «La teoria solar del-Zarqali».
  6. ↑ David M. Kipping. The Transits of Extrasolar Planets with Moons, Springer, pp. 84–. ISBN 978-3-642-22269-6.
  7. ↑ “Cyclic Transit Probabilities of Long-period Eccentric Planets due to Periastron Precession” (2012). The Astrophysical Journal 757 (1). doi:10.1088/0004-637x/757/1/105. Bibcode: 2012ApJ...757..105K.
  8. ↑ Richard Fitzpatrick. An Introduction to Celestial Mechanics, Cambridge University Press, p. 69. ISBN 978-1-107-02381-9.
  9. ↑ “Probing the interiors of very hot Jupiters using transit light curves” (2009). The Astrophysical Journal 698 (2). doi:10.1088/0004-637x/698/2/1778. Bibcode: 2009ApJ...698.1778R.
  10. ↑ Michael Perryman. The Exoplanet Handbook, Cambridge University Press, pp. 133–. ISBN 978-1-139-49851-7.
Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Precesión_apsidal&oldid=1444506»