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, denominadas Cuerpo 1 y Cuerpo 2. Inicialmente piense en el Cuerpo 2 como una masa puntual. La gravedad del Cuerpo 2 aplicada al Cuerpo 1 produce protuberancias 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. Se 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 lo es), 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.
Para una estrella podemos pensar en la inelasticidad como viscosidad. La principal causa de la inelasticidad en una estrella parece ser las fuerzas de convección dentro de la estrella. [1] Cuando el ángulo de retraso es distinto de 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 en el cuerpo 1, porque F1 es más fuerte. Al mismo tiempo, impulsan el movimiento orbital en el sentido contrario a las agujas del reloj: si ignoras la porción de F1 y F2 que se encuentran 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' aprietan la órbita en sentido antihorario. En este movimiento se conserva el momento de rotación 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 cualquier cuerpo (ω<Ω), entonces el par orbital intenta acelerar la órbita. [1]
Ahora imagine dos estrellas orbitando entre sí en órbitas elípticas con el caso especial en el que ambas están bloqueadas por mareas, de modo que en el transcurso de una órbita los mismos lados se enfrentan (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 de la apoapsis (región roja de la figura 2), ω<Ω lo que intenta acelerar la órbita. El resultado de este torque hace que el lado opuesto de la órbita (periapsis) esté más alejado, haciendo que la órbita sea más circular. Esto se desprende de la regla general "si se aplica empuje brevemente para acelerar una órbita (es decir, se aplica a lo largo de la dirección de viaje), cuando el objeto orbita a mitad de camino, esa parte de la órbita será más alta" y viceversa: "El empuje retrógrado baja el lado opuesto de una órbita" (ver reglas generales orbitales ).
Cuando el Cuerpo 1 está en la región verde de la Figura 2, el par ralentiza la órbita. Esto se debe a que F3 en la figura 1 ahora es negativo, porque el ángulo de retraso está invertido. Esto baja el lado opuesto de la órbita (baja la apoapsis ). Este efecto alcanza su máximo cuando el Cuerpo 1 está más cerca del centro de gravedad, porque el abultamiento de la marea es mayor y ω/Ω está en su máximo. La circularización se produce como resultado de disminuir la apoapsis o aumentar la 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 alrededor de un punto imaginario en el espacio en el centro de gravedad. [2]
La circularización orbital puede ser causada por uno o ambos de los dos objetos en una órbita si uno o ambos son inelásticos. Las estrellas más frías tienden a ser más viscosas y circularizan los objetos que las orbitan más rápido que las estrellas calientes. [3]
Si Ω/ω > 18/11 (~1,64) no se producirá la circularización y la excentricidad aumentará. [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 mirando al otro objeto durante el curso de una órbita. [1]