Órbitas em um sistema de dois corpos para dois valores de excentricidade, e. (NB: + ébaricentro)
Em umproblema dos dois corpos em que a força seja função do inverso do quadrado da distância, cada órbita é uma órbita kepleriana. A excentricidade desta órbita é umnúmero não-negativo que define sua forma.
A excentricidade pode assumir os seguintes valores:
Para valores dee de 0 a 1, a forma da órbita é uma elipse cada vez mais alongada (ou mais plana); para valores dee de 1 a infinito, a órbita é um ramo dehipérbole que faz uma volta total de 2arccsce, diminuindo de 180 para 0 graus. O caso limite entre uma elipse e uma hipérbole, quandoe é igual a 1, é a parábola.
As trajetórias radiais são classificadas como elípticas, parabólicas ou hiperbólicas com base na energia da órbita, não na excentricidade. As órbitas radiais têm momento angular zero e, portanto, excentricidade igual a um. Mantendo a energia constante e reduzindo o momento angular, as órbitas elíptica, parabólica e hiperbólica tendem, cada uma, ao tipo correspondente de trajetória radial, enquanto e tende a 1 (ou no caso parabólico, permanece 1).
Para uma força repulsiva, apenas a trajetória hiperbólica, incluindo a versão radial, é aplicável.
Para órbitas elípticas, uma prova simples mostra que arcsin() produz o ângulo de projeção de um círculo perfeito para uma elipse de excentricidadee. Por exemplo, para visualizar a excentricidade do planetaMercúrio (e = 0.2056), deve-se simplesmente calcular o seno inverso para encontrar o ângulo de projeção de 11.86 graus. Em seguida, incline qualquer objeto circular (como uma caneca de café vista de cima) nesse ângulo e a elipse aparente projetada em seu olho terá a mesma excentricidade.
A palavra "excentricidade" vem dolatim medievaleccentricus, derivado dogrego antigoἔκκεντροςekkentros "fora do centro", deἐκ-ek-, "fora de" +κέντρονkentron "centro". "Excêntrico" apareceu pela primeira vez naInglaterra em 1551, com a definição "...um círculo no qual aTerra,Sol, etc, se desvia de seu centro". Cinco anos depois, em 1556, uma forma adjetiva da palavra se desenvolveu.
ra é o raio naapoapsis (também conhecido como "apofoco", "afélio", "apogeu", ou seja, a distância mais distante da órbita aocentro de massa do sistema, que é umfoco da elipse).
rp é o raio noperiapsis (também conhecido como "perifocus" etc., a distância mais próxima).
A excentricidade de uma órbita elíptica também pode ser usada para obter a razão entre o raio do periapsis e o raio da apoapsis:
Para aTerra, excentricidade orbitale ≈ 0.01671, apoapsis éafélio, e periapsis éperiélio em relação aoSol.
Para o caminho da órbita anual da Terra, a proporção do raio mais longo (ra) / raio mais curto (rp) é
Simulador de Gravidade trama da excentricidade orbital mutável deMercúrio,Vênus,Terra eMarte nos próximos 50.000 anos. As setas indicam as diferentes escalas utilizadas, pois as excentricidades de Mercúrio e Marte são muito maiores do que as de Vênus e da Terra. O ponto 0 neste gráfico é o ano de 2007
A excentricidade daórbita daTerra é atualmente cerca de 0.0167; a órbita da Terra é quase circular.Vênus eNetuno têm excentricidades ainda mais baixas. Ao longo de centenas de milhares de anos, a excentricidade da órbita da Terra varia de quase 0.0034 a quase 0.058 como resultado das atrações gravitacionais entre os planetas (vergráfico).[1]
A maioria dos asteroides doSistema Solar tem excentricidades orbitais entre 0 e 0.35 com um valor médio de 0.17.[2] Suas excentricidades comparativamente altas são provavelmente devido à influência deJúpiter e a colisões anteriores.
O valor daLua é 0.0549, a mais excêntrica dos grandes satélites naturais do Sistema Solar. As quatroluas galileanas têm excentricidade < 0.01. A maior lua de Netuno,Tritão, tem uma excentricidade de1,6×10−5 (0,000016),[3] a menor excentricidade de qualquer lua conhecida no Sistema Solar; sua órbita é o mais próximo de um círculo perfeito que pode ser medido atualmente. No entanto, luas menores, particularmentesatélites irregulares, podem ter excentricidade significativa, como a terceira maior lua de Netuno,Nereida (0.75).
Os cometas têm valores de excentricidade muito diferentes. Oscometas periódicos têm excentricidades principalmente entre 0.2 e 0.7,[4] mas alguns deles têmórbitas elípticas altamente excêntricas com excentricidades logo abaixo de 1, por exemplo, oCometa Halley tem um valor de 0.967. Cometas não-periódicos seguem órbitas quase parabólicas e, portanto, têm excentricidades ainda mais próximas de 1. Os exemplos incluem oCometa Hale-Bopp com um valor de 0.995[5] e oCometa McNaught com um valor de1,000019.[6] Como o valor do Cometa Hale-Bopp é menor que 1, sua órbita é elíptica e ele retornará.[5] O Cometa McNaught tem umaórbita hiperbólica enquanto está sob a influência dos planetas,[6] mas ainda está ligado aoSol com umperíodo orbital de cerca de 105 anos.[7] O CometaC/1980 E1 (Bowell) tem a maior excentricidade de qualquer cometa hiperbólico conhecido de origem solar com uma excentricidade de 1.057,[8] e deixará oSistema Solar eventualmente.
ʻOumuamua é o primeiroobjeto interestelar encontrado passando pelo Sistema Solar. Sua excentricidade orbital de 1.20 indica que ʻOumuamua nunca foi gravitacionalmente ligado ao nosso Sol. Foi descoberto a 0.2 UA 30.000.000 km daTerra e tem cerca de 200 metros de diâmetro. Tem uma velocidade interestelar (velocidade no infinito) de 26.33 km/s.
A excentricidade média de um objeto é a excentricidade média como resultado deperturbações durante um determinado período de tempo.Netuno atualmente tem uma excentricidade instantânea (época atual) de 0.0113,[9] mas de 1800 a 2050 tem uma excentricidademédia de0,00859.[10]
A mecânica orbital requer que a duração das estações seja proporcional à área daórbita da Terra varrida entre ossolstícios eequinócios, então, quando a excentricidade orbital é extrema, as estações que ocorrem no outro lado da órbita (afélio) podem ser substancialmente mais longa em duração. Hoje, ooutono e oinverno dohemisfério norte ocorrem na aproximação mais próxima (periélio), quando aTerra está se movendo em sua velocidade máxima, enquanto o oposto ocorre nohemisfério sul. Como resultado, no hemisfério norte, o outono e o inverno são ligeiramente mais curtos do que aprimavera e overão mas, em termos globais, isso é equilibrado com eles sendo mais longos abaixo do equador. Em 2006, o verão do hemisfério norte foi 4.66 dias a mais que o inverno, e a primavera foi 2.9 dias a mais que o outono devido aos ciclos devariação orbital.[11][12]
Aprecessão apsidal também muda lentamente o lugar na órbita da Terra onde ocorrem os solstícios e equinócios. Observe que esta é uma mudança lenta naórbita da Terra, não no eixo de rotação, que é referido comoprecessão axial (vejaPrecessão § Astronomia). Nos próximos 10.000 anos, os invernos do hemisfério norte se tornarão gradualmente mais longos e os verões mais curtos. No entanto, qualquer efeito de resfriamento em um hemisfério é equilibrado pelo aquecimento no outro, e qualquer mudança geral será contrabalançada pelo fato de que a excentricidade da órbita da Terra será reduzida quase pela metade.[13] Isso reduzirá o raio orbital médio e aumentará as temperaturas em ambos os hemisférios para mais perto do pico interglacial médio.
Dos muitosexoplanetas descobertos, a maioria tem uma excentricidade orbital mais alta do que osplanetas em nossoSistema Solar. Os exoplanetas encontrados com baixa excentricidade orbital (órbitas quase circulares) estão muito próximos de sua estrela e são fixados pelaforça de maré da estrela. Todos os oito planetas do Sistema Solar têm órbitas quase circulares. Os exoplanetas descobertos mostram que o Sistema Solar, com sua excepcionalmente baixa excentricidade, é raro e único.[14] Uma teoria atribui essa baixa excentricidade ao alto número de planetas no Sistema Solar; outro sugere que surgiu por causa de seus cinturões de asteroides exclusivos. Alguns outros sistemas multiplanetários foram encontrados, mas nenhum se assemelha ao Sistema Solar. O Sistema Solar possui sistemasplanetesimais únicos, o que levou os planetas a terem órbitas quase circulares. Os sistemas planetesimais solares incluem ocinturão de asteroides,família Hilda,cinturão de Kuiper,nuvem de Hills e anuvem de Oort. Os sistemas de exoplanetas descobertos não possuem sistemas planetesimais ou possuem um sistema muito grande. A baixa excentricidade é necessária para a habitabilidade, especialmente na vida avançada.[15] Os sistemas de planetas de alta multiplicidade têm muito mais probabilidade de ter exoplanetas habitáveis.[16][17] Ahipótese da grande aderência do Sistema Solar também ajuda a entender suas órbitas quase circulares e outras características únicas.[18][19][20][21][22][23][24][25]
↑C/2019 Q4 (Borisov) nunca foi ligado ao Sol, então sua órbita é hiperbólica:e ≈ 3.5 >> 1.
Referências
↑A. Berger; M.F. Loutre (1991).«Graph of the eccentricity of the Earth's orbit». Illinois State Museum (Insolation values for the climate of the last 10 million years). Arquivado dooriginal em 6 de janeiro de 2018Verifique o valor de|name-list-format=amp (ajuda)
