La circularización de marea 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, considere dos estrellas, denotadas Cuerpo 1 y Cuerpo 2. Inicialmente piense en Cuerpo 2 como una masa puntual. La gravedad del Cuerpo 2 aplicada al Cuerpo 1 produce abultamientos de marea (ver 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. Uno podría esperar un ángulo de retraso como se muestra. Si el Cuerpo 1 es 100% elástico (por ejemplo, los cuerpos de gas suelen ser muy elásticos, pero una bolsa de arena no es muy elástica), entonces el abultamiento no tendría un ángulo de retraso. Cuanto más inelástico, mayor será el ángulo de retraso. Cuanto mayor sea la diferencia en las velocidades angulares (ω/Ω), mayor será el ángulo de retraso. Si ω > Ω, el ángulo de retraso estará en la otra dirección.
En el caso de una estrella, podemos pensar en la inelasticidad como viscosidad. La principal causa de la inelasticidad en una estrella parece ser las fuerzas de convección en el interior de la estrella. [1] Cuando el ángulo de retardo no es cero, como en la figura 1, las fuerzas F1 y F2 se combinan para producir un par en el sentido de las agujas del reloj sobre el cuerpo 1, porque F1 es más fuerte. Al mismo tiempo, ejercen un par en el movimiento orbital en sentido contrario a las agujas del reloj: si ignoramos la parte 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' ejercen un par en la órbita en sentido contrario a las agujas del reloj. En este movimiento, se conserva el momento rotacional de las rotaciones combinadas.
Esto nos dice que siempre que la velocidad angular en un momento dado de la órbita es menor que la velocidad angular de cualquiera de los cuerpos (ω<Ω), entonces el torque orbital intenta acelerar la órbita. [1]
Ahora imaginemos dos estrellas orbitando una alrededor de la otra en órbitas elípticas con el caso especial en el que ambas están bloqueadas por mareas de modo que a lo largo de una órbita los mismos lados se enfrentan entre sí (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 apoápside (región roja de la Figura 2), ω<Ω, lo que intenta acelerar la órbita. El resultado de este par hace que el lado más alejado de la órbita (periápside) quede más alejado, haciendo que la órbita sea más circular. Esto se desprende de la regla general "si se aplica un empuje brevemente para acelerar una órbita (es decir, se aplica a lo largo de la dirección de viaje), entonces cuando el objeto orbita la mitad de su recorrido, esa parte de la órbita estará más alta" y viceversa: "el empuje retrógrado baja el lado más alejado de una órbita" (ver reglas generales orbitales ).
Cuando el Cuerpo 1 está en la región verde de la Figura 2, el par desacelera la órbita. Esto se debe a que F3 en la Figura 1 ahora es negativo, porque el ángulo de retardo se invierte. Esto baja el lado más alejado de la órbita (baja el apoapsis ). Este efecto alcanza su máximo cuando el Cuerpo 1 está más cerca del centro de gravedad, porque el abultamiento de marea está en su punto más grande y ω/Ω está en su punto máximo. La circularización se produce como resultado de bajar el apoapsis o elevar el 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 a circularizar los objetos que orbitan alrededor de ellas más rápido que las estrellas calientes. [3]
Si Ω/ω > 18/11 (~1,64) no se producirá circularización y aumentará la excentricidad. [4] Para que se produzca la circularización, los cuerpos primero deben quedar bloqueados por marea , en el que al menos un objeto tiene el mismo lado que mira hacia el otro objeto durante el curso de una órbita. [1]