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Precessão apsidal: diferenças entre revisões

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{{Sem-fontes|data=outubro de 2013}}
[[Image:Precessing Kepler orbit 280frames e0.6 smaller.gif|thumb|right|345px|Ilustração do fenômeno da precessão apsidal.]]
'''Precessão apsidal''', '''Precessão do periélio''' ou '''Precessão orbital''', em [[mecânica celeste]], refere-se à [[precessão]] dos pontos de [[periastro]] e [[apoastro]]. Em outras palavras, o fenômeno consiste na gradual rotação da linha que une os pontos mais próximo e mais distante da órbita de um corpo ao redor de outro. O fenômeno foi primeiro observado pelos antigos astrônomos gregos que perceberam essas mudanças na órbita da [[Lua]].
 
{{esboço-astronomia}}
'''Precessão absidal, precessão do periélio ou precessão orbital''' <ref>{{Citar periódico |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010A&A...510A..28B/abstract |titulo=Apsidal advance in SS 433? |data=2010-02 |acessodata=2021-07-24 |jornal=Astronomy and Astrophysics |ultimo=Bowler |primeiro=M. G. |paginas=A28 |lingua=en |doi=10.1051/0004-6361/200913471 |issn=0004-6361}}</ref> é a precessão (rotação gradual) da linha que conecta as absides da órbita de um corpo celeste. As absides são os pontos orbitais mais próximos e mais distantes de seu corpo primário. Nesse contexto, a precessão absidal é a primeira derivada temporal do [[argumento do periastro]], um dos seis elementos orbitais principais de uma órbita. Este fenômeno é considerado positivo quando o eixo da órbita gira na mesma direção do movimento orbital e negativo quando o eixo da órbita gira na direção oposta à do movimento orbital. O período absidal é o intervalo de tempo necessário para uma órbita girar 360°.<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=hJSADIxyheoC&pg=PA132|título=An Introduction to Close Binary Stars|ultimo=Hilditch|primeiro=R. W.|data=2001-03-12|editora=Cambridge University Press|lingua=en}}</ref>
{{tocleft}}
 
== História ==
O antigo astrônomo grego [[Hiparco]] notou a precessão absidal da órbita da Lua;<ref>{{citar web |url=http://www.24grammata.com/wp-content/uploads/2013/06/Jones-24grammata.com_.pdf |titulo="A adaptação dos métodos babilônicos na astronomia numérica grega"}}</ref> posteriormente, foi corrigido no [[Máquina de Anticítera]] (cerca de 80 aC) para o valor quase exato de 8,88 anos por ciclo completo, correto em 0,34%.<ref>{{Citar web |url=https://web.archive.org/web/20150720140838/http://www.antikythera-mechanism.gr/system/files/0608_Nature.pdf |titulo=Wayback Machine |data=2015-07-20 |acessodata=2021-07-24 |website=web.archive.org}}</ref>  A precessão das absides solares foi descoberta no século 11 por [[Abu Ixaque Ibraim al-Zarcali|al-Zarqālī]].<ref>{{Citar periódico |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1969Cent...14..306T/abstract |titulo=The Solar Theory of az-Zarqal A History of Errors |data=1969-12 |acessodata=2021-07-24 |jornal=Centaurus |número=1 |ultimo=Toomer |primeiro=G. J. |paginas=306–336 |lingua=en |doi=10.1111/j.1600-0498.1969.tb00146.x |issn=1600-0498}}</ref> A precessão absidal lunar não foi levada em consideração no [[Almagesto]] de [[Ptolemeu|Ptolomeu]]. Somente no século XX a última parte não identificada da precessão de Mercúrio foi explicada com precisão.
[[Ficheiro:Orbit1 pt.svg|miniaturadaimagem|Os principais elementos orbitais (ou parâmetros). A linha de absides é mostrada em azul e é denotada por ω. A precessão absidal é a taxa de variação de ω ao longo do tempo, d''ω''/d''t'' .]]
 
== Cálculo ==
Vários fatores podem levar à precessão astronômica, como a [[relatividade geral]], os momentos estelares [[quadrupolo]], a deformação da maré mútua entre estrela-planeta e perturbações de outros planetas:<ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=qXVi-zJ__7cC&pg=PA84|título=The Transits of Extrasolar Planets with Moons|ultimo=Kipping|primeiro=David M.|data=2011-08-08|editora=Springer Science & Business Media|lingua=en}}</ref>
 
''ω'' <sub>total</sub> = ''ω'' <sub>relatividade geral</sub> + ''ω'' <sub>quadrupolo</sub> + ''ω'' <sub>maré</sub> + ''ω'' <sub>perturbações</sub>
 
A taxa de precessão do periélio do Mercúrio, devido a efeitos relativísticos, é de 43<nowiki>''</nowiki> ([[Segundo de arco|segundos de arco]]) por século. Em contrapartida, a precessão devido a distúrbios devido a outros planetas no Sistema Solar pode ser em torno de 532<nowiki>'' por século, enquanto a contribuição de achatamento do Sol (momento quadrupolo) causa uma contribuição mínima de 0,025''</nowiki> por século. <ref>{{Citar periódico |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...757..105K/abstract |titulo=Cyclic Transit Probabilities of Long-period Eccentric Planets due to Periastron Precession |data=2012-09 |acessodata=2021-07-24 |jornal=The Astrophysical Journal |número=1 |ultimo=Kane |primeiro=Stephen R. |ultimo2=Horner |primeiro2=Jonathan |paginas=105 |lingua=en |doi=10.1088/0004-637X/757/1/105 |issn=0004-637X |ultimo3=von Braun |primeiro3=Kaspar}}</ref><ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=K5wdRGI3w8kC&pg=PA69|título=An Introduction to Celestial Mechanics|ultimo=Fitzpatrick|primeiro=Richard|data=2012-06-28|editora=Cambridge University Press|lingua=en}}</ref>
 
Para a mecânica clássica, se estrelas e planetas são considerados massas esféricas puras, eles obedecem à lei do quadrado inverso da distância <math>{1\over r^2}</math>, relativa à força vezes a distância e, portanto, executam órbitas elípticas próximas de acordo com o [[teorema de Bertrand]]. Os efeitos das massas não esféricas são causados ​​pela aplicação de potenciais externos: a força centrífuga de um corpo em rotação faz ele se achatar, enquanto a maré faz com que um corpo salte em direção à massa mais próxima.
 
Essas protuberâncias rotacionais ou de maré criam campos gravitacionais quadrupolo <math>{1 \over r^3}</math> que afetam a precessão orbital. A precessão total apsidal para planetas muito grandes, com massas em movimento, como planetas quentes é, considerando os menores distúrbios, em ordem de importância:
 
''ω'' <sub>total</sub> = ''ω'' <sub>distúrbios de maré</sub> + ''ω'' <sub>relatividade geral</sub> + ''ω'' <sub>distúrbios rotacionais</sub> + ''ω'' <sub>rotacional *</sub> + ''ω'' <sub>maré *</sub>
 
com a protuberância das marés planetárias sendo o termo dominante, excedendo os efeitos da relatividade geral e do quadrupolo estelar em mais de uma ordem de magnitude. A boa aproximação resultante da protuberância da maré é útil para a compreensão do interior desses planetas. Para planetas com períodos mais curtos, o interior do planeta induz uma precessão de alguns graus por ano. Por exemplo, para o exoplaneta [[WASP-12b]], é de 19,9º por ano.<ref>{{Citar periódico |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...698.1778R/abstract |titulo=Probing the Interiors of very Hot Jupiters Using Transit Light Curves |data=2009-06 |acessodata=2021-07-24 |jornal=The Astrophysical Journal |número=2 |ultimo=Ragozzine |primeiro=Darin |ultimo2=Wolf |primeiro2=Aaron S. |paginas=1778–1794 |lingua=en |doi=10.1088/0004-637X/698/2/1778 |issn=0004-637X}}</ref><ref>{{Citar livro|url=https://books.google.com/books?id=xekY6FuKuAcC&pg=PA133|título=The Exoplanet Handbook|ultimo=Perryman|primeiro=Michael|data=2011-05-26|editora=Cambridge University Press|lingua=en}}</ref>
[[Ficheiro:Perihelion precession.svg|miniaturadaimagem|Órbita ao longo do tempo.]]
 
== Teorema de Newton das órbitas giratórias ==
''Artigo principal: "Newton's theorem of revolving orbits".''<ref name=":0">{{Citar periódico |url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Newton%27s_theorem_of_revolving_orbits&oldid=1000080089 |titulo=Newton's theorem of revolving orbits |data=2021-01-13 |acessodata=2021-07-24 |jornal=Wikipedia |lingua=en}}</ref>
 
Newton derivou um teorema antigo que tentava explicar a precessão absidal. Este teorema é historicamente notável, mas nunca foi amplamente utilizado e propôs forças que não foram descobertas, invalidando o teorema. Este teorema das órbitas giratórias permaneceu amplamente desconhecido e não foi desenvolvido por mais de três séculos. Newton propôs que as variações no movimento angular de uma partícula podiam ser explicadas pela adição de uma força que varia como o cubo inverso da distância, sem afetar o movimento radial de uma partícula.<ref name=":0" />
 
Usando um precursor da [[série de Taylor]], Newton generalizou seu teorema para todas as leis da força, desde que os desvios das órbitas circulares fossem pequenos. No entanto, seu teorema não explica a precessão absidal da Lua sem utilizar-se da lei do inverso do quadrado da [[Lei da gravitação universal|lei da gravitação universal.]] Ademais, a taxa de precessão absidal calculada usando o teorema de Newton para órbitas rotativas não é tão precisa quanto para métodos mais novos, como a [[Teoria de perturbações|teoria de perturbações.]]
 
== Relatividade geral ==
''Artigo principal: "Two-body problem in general relativity".''<ref>{{Citar periódico |url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Two-body_problem_in_general_relativity&oldid=1032810420 |titulo=Two-body problem in general relativity |data=2021-07-09 |acessodata=2021-07-24 |jornal=Wikipedia |lingua=en}}</ref>
 
[[Urbain Le Verrier]] notou uma precessão absidal do planeta Mercúrio em meados do século XIX e isso é explicado pela teoria geral da relatividade. Einstein mostrou que, para um planeta, sendo o semieixo principal de sua órbita "a", a excentricidade da órbita "e" e o período de revolução "T", então a precessão absidal por efeitos relativísticos, durante um período de revolução em radianos , é:
 
<math>\epsilon=24\pi^3 {a^2 \over T^2c^2(1-e^2)}</math>
 
onde "c" é a velocidade da luz. <ref>{{Citar livro|url=http://archive.org/details/isbn_9780762413485|título=On the shoulders of giants : the great works of physics and astronomy|ultimo=Hawking|primeiro=Stephen|data=2002|editora=Philadelphia : Running Press|outros=Internet Archive}}</ref>  No caso de Mercúrio, a metade do eixo maior é aproximadamente  5,79 × 10 <sup>10</sup> m, a excentricidade de sua órbita é 0,206 e o ​​período de revolução é 87,97 dias ou 7,6 × 10 <sup>6</sup>s. A partir deles e da velocidade da luz(~3 × 10 <sup>8</sup>  m/s), pode-se calcular que a precessão absidal durante um período de revolução é ε = 5,028 × 10 <sup>−7</sup>radianos (2,88 × 10 <sup>−5</sup>graus ou 0,104″). Em 100 anos, Mercúrio dá aproximadamente 415 revoluções ao redor do Sol, e assim, neste período de tempo, o periélio absidal devido aos efeitos relativísticos é de aproximadamente 43″, o que corresponde quase exatamente à parte anteriormente sem explicação do valor medido.
 
[[Ficheiro:Precession and seasons.svg|miniaturadaimagem|380x380px|Consequências da precessão absidal nas estações.]]
 
== Variações climáticas de longo prazo ==
A precessão absidal da Terra aumenta lentamente seu [[Argumento do periastro|argumento de periastro]]. Nesse sentido, leva cerca de 112.000 anos para a elipse girar uma vez em relação às estrelas fixas. <ref>{{Citar periódico |url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Apsidal_precession&oldid=1034944582 |titulo=Apsidal precession |data=2021-07-22 |acessodata=2021-07-24 |jornal=Wikipedia |lingua=en}}</ref> O eixo polar da Terra e, portanto, os solstícios e equinócios, realizam precessão absidal com um período de cerca de 26.000 anos em relação às estrelas fixas. Essas duas formas de precessão se combinam de modo que ocorre entre 20.800 e 29.000 anos (e em média 23.000 anos) para a elipse girar uma vez em relação ao equinócio vernal, isto é, para o periélio retornar à mesma data (dado um calendário que acompanha as estações perfeitamente). <ref>{{citar web |url=http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/seasons_orbit.php |titulo=The seasons and the Earth's orbit}}</ref>
 
Essa interação entre o ciclo anomalístico e o tropical é importante nas variações climáticas de longo prazo na Terra, chamadas de [[variação orbital]].Um fenômeno equivalente também é conhecido em Marte .
 
A figura à direita ilustra os efeitos da precessão nas estações do hemisfério norte, em relação ao periélio e afélio. Observe que as áreas varridas durante uma estação específica mudam com o tempo. A mecânica orbital exige que a duração das estações seja proporcional às áreas varridas dos quadrantes sazonais, então, quando a excentricidade orbital é extrema, as estações do outro lado da órbita podem ser substancialmente mais longas.
 
== Referências ==
[[Categoria:Astronomia]]
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