L' eccentricità orbitale definisce, nella meccanica celeste e nella meccanica orbitale , la forma dell'orbita degli oggetti celesti .
L'eccentricità è comunemente nota . Esprime la differenza di forma tra l'orbita e il cerchio perfetto la cui eccentricità è zero.
Quando la traiettoria è chiusa: l'orbita è periodica. In quel caso :
Quando , il percorso è aperto. In quel caso :
Quando , il ramo dell'iperbole degenera in una linea retta .
Sentiero | Grafico |
Eccentricità |
Eccentricità lineare |
Movimento | Energia meccanica | ||
---|---|---|---|---|---|---|---|
circolare | conico | Chiuso | cerchio | stato vincolato | |||
ellittica | ellisse | ||||||
parabolico | ha aperto | parabola | stato di trasmissione | ||||
iperbolico | iperbole |
La forma generale di un'orbita è un'ellisse , con un'equazione polare (origine al fuoco): dove e è l'eccentricità.
L'eccentricità è la norma del vettore eccentricità : .
L'angolo di eccentricità, comunemente noto è l'angolo il cui valore è l' arco seno di eccentricità: .
L'eccentricità delle orbite dei pianeti del Sistema Solare è stata scoperta da Johannes Kepler (1571-1630), dall'orbita di Marte . Keplero pubblicò la sua scoperta nella sua Astronomia nova ( 1609 ).
Per le orbite ellittiche, l'eccentricità di un'orbita può essere calcolata in base al suo apoapse e periapse : , che, previa semplificazione, dà: , o :
L'eccentricità di un'orbita può anche essere calcolata come segue: , o :
Pianeta | Eccentricità orbitale Epoca J2000 |
---|---|
Mercurio | 0.205 630 69 |
Venere | 0,006 773 23 |
Terra | 0,016 710 22 |
marzo | 0,093 412 33 |
Giove | 0,048 392 66 |
Saturno | 0,054 150 60 |
Urano | 0,047 167 71 |
Nettuno | 0,008 585 87 |
Quando due corpi sono in orbita (rivoluzione gravitazionale ) l'uno intorno all'altro, l'eccentricità delle orbite è teoricamente fissata all'inizio e non potrebbe cambiare. In realtà, due fenomeni principali possono modificarlo. Da un lato, le due stelle non sono isolate nello spazio e l'interazione di altri pianeti e corpi può modificare l'orbita e, quindi, l'eccentricità. Un'altra modifica, interna al sistema considerato, è dovuta all'effetto marea .
Prendiamo l'esempio concreto della Luna che gira intorno alla Terra. Poiché l'orbita della Luna non è circolare, è soggetta a forze di marea, che vengono esercitate in modo diverso a seconda del punto dell'orbita in cui si trova la Luna, e variano continuamente durante la rivoluzione della Luna. I materiali all'interno della Luna subiscono quindi forze di attrito, che dissipano l'energia, e che tendono a rendere circolare l'orbita, per ridurre al minimo questo attrito. In effetti, l'orbita circolare sincrona (la Luna mostra sempre la stessa faccia alla Terra) è l'orbita che minimizza le variazioni delle forze di marea.
→ Quando due stelle ruotano l'una attorno all'altra, l'eccentricità delle orbite tende quindi a diminuire.
In un sistema di tipo " pianeta / satellite " (corpo di massa ridotta che ruota attorno a un corpo di massa elevata), il tempo necessario per raggiungere l'orbita circolare (tempo di "circolarizzazione" ) è molto maggiore del tempo richiesto. presenta la stessa faccia al pianeta (tempo di “sincronizzazione”). La Luna presenta quindi sempre la stessa faccia alla Terra, senza che la sua orbita sia circolare.
Anche l'eccentricità dell'orbita terrestre è variabile su periodi molto lunghi (decine di migliaia di anni), principalmente per interazione con altri pianeti. Il valore attuale è intorno a 0,0167, ma in passato ha già raggiunto un valore massimo di 0,07.
La meccanica orbitale richiede che la lunghezza delle stagioni sia proporzionale all'area dell'orbita terrestre che è stata spazzata tra i solstizi e gli equinozi . Pertanto, quando l'eccentricità orbitale è vicina ai massimi, le stagioni che si verificano all'afelio sono notevolmente più lunghe.
Nel nostro tempo, la Terra raggiunge il suo perielio all'inizio di gennaio, nell'emisfero settentrionale , l' autunno e l' inverno si verificano quando la Terra si trova nelle aree in cui la sua velocità di viaggio in orbita è la più veloce. Pertanto, l'inverno e l'autunno (nord) sono leggermente più brevi della primavera e dell'estate . Nel 2006 l'estate era di 4,66 giorni più lunga dell'inverno e la primavera di 2,9 giorni più lunga dell'autunno. Ovviamente è il contrario per la durata delle stagioni meridionali.
Per l'azione combinata tra la variazione dell'orientamento dell'asse maggiore dell'orbita terrestre e la precessione degli equinozi , le date di occorrenza del perielio e dell'afelio avanzano lentamente nelle stagioni.
Nei prossimi 10.000 anni, gli inverni nell'emisfero settentrionale diventeranno gradualmente più lunghi e le estati più brevi. Qualsiasi ondata di freddo sarà comunque compensata dal fatto che l'eccentricità dell'orbita terrestre sarà quasi dimezzata, riducendo il raggio medio dell'orbita, aumentando così le temperature in entrambi gli emisferi .