Astronomia

Mudança de órbita com mudança de massa?

Mudança de órbita com mudança de massa?


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No livro de ficção científica de 2010, os monólitos aumentam a massa de Júpiter até que se torne uma estrela.

https://en.wikipedia.org/wiki/2010:_Odyssey_Two

A tripulação do Leonov foge de Júpiter quando uma misteriosa mancha escura aparece em Júpiter e começa a crescer. As observações do telescópio de HAL revelam que a "Grande Mancha Negra" é, na verdade, uma vasta população de monólitos, aumentando a uma taxa exponencial, que parecem estar comendo o planeta. Agindo como máquinas autorreplicantes, esses monólitos aumentam a densidade de Júpiter até que o planeta alcance a fusão nuclear, tornando-se uma pequena estrela.

Obviamente ficção. Mas minha pergunta é sobre as órbitas e a massa dos corpos em órbita. Para planetas, cuja massa é insignificante em comparação com sua estrela, entendo que se pode ignorar a massa para fins de cálculo de órbitas.

Mas se Júpiter fosse pela magia da ficção científica tornado tão massivo quanto uma estrela, sua órbita permaneceria a mesma independentemente? Ou se fosse feito para ficar no mesmo caminho orbital, teria que se mover mais rapidamente, completando sua órbita do Sol em um tempo mais curto?


O que você disse :

monólitos aumentam a massa de Júpiter

O que você citou:

esses monólitos aumentam a densidade de Júpiter

Aumentando densidade é não o mesmo que aumentar a massa.

Ao esmagar as coisas, você pode aumentar sua densidade sem afetar sua massa.

Mas se Júpiter fosse pela magia da ficção científica tornado tão massivo quanto uma estrela, sua órbita permaneceria a mesma independentemente?

Não, nem qualquer corpo no sistema solar, incluindo o Sol, permaneceria imperturbado. Seria uma mudança extremamente complexa.


Ignorando a violação das leis da física ao criar o aspecto de massa da questão, a matemática das órbitas é frequentemente simplificada onde o objeto orbital é considerado sem peso e a massa do objeto orbitado é tudo o que é usado.

Isso funciona bem quando as massas são muito diferentes, mas não é preciso. É um atalho. Na realidade, a massa de ambos os objetos precisa ser levada em consideração e a matemática é um pouco mais difícil.

Wikipedia cobre isso aqui

A mudança mais interessante, quando você adiciona massa a Júpiter, é que à medida que ele cresce, as órbitas dos outros planetas se desestabilizam, pois são influenciados por dois corpos e, por fim, provavelmente serão lançados para fora do sistema solar ou possivelmente para o Sol ou para Júpiter. Não seria bom para nós aqui na Terra se isso fosse feito.


Mudando a órbita da Terra e # 039s?

Pequenas forças estão constantemente mudando a órbita da Terra. Mas a Terra ainda permanece dentro de um determinado intervalo.

Se uma grande mudança ocorresse na órbita da Terra, a vida definitivamente teria que fazer alguma adaptação. Mas mesmo que a Terra fosse movida para tão longe quanto Marte, imagino que a vida encontraria uma maneira de se manter. Obliterar toda a vida é provavelmente uma coisa difícil. Pense em como é difícil matar baratas.

Uma mudança no momento angular, ou seja, a inclinação ou rotação da Terra ou a órbita da Lua afetaria as perturbações da órbita da Terra, mas não muito na órbita média da Terra.

Basicamente, para fazer 'grandes' mudanças, a massa do sol ou massa da terra teria que mudar significativamente, ou uma mudança substancial no momento angular da terra em torno do sol teria que aumentar / diminuir, o que aparentemente exigiria uma grande massa passando perto o suficiente para o sistema terrestre / solar.

Eu acho que a órbita da Terra deve estar passando por mudanças significativas, mesmo enquanto falamos, mas a mudança é tão gradual a ponto de ser imperceptível, mesmo em escalas de tempo evolucionárias. O Sol completa uma revolução a cada 11 horas (aproximadamente), mas a Terra leva 365 dias para completar uma órbita. A discrepância entre esses períodos deve ter um efeito de "quebra" no Sol (com a gravitação entre os dois corpos como mecanismo de quebra), efeito pelo qual a rotação do Sol deve diminuir e a órbita da Terra aumentar. À medida que a órbita da Terra acelera, o planeta deve se mover para uma órbita mais alta, ficando cada vez mais longe do sol.

Esse efeito deve eventualmente se tornar bastante profundo, dada a diferença nas massas dos dois corpos envolvidos, mas está acontecendo muito lentamente. Com o tempo, nossa órbita deve acabar ficando muito mais distante do que está atualmente, mas o tempo necessário seria tão grande que o Sol provavelmente se tornará o gigante vermelho antes de aumentar mais do que alguns por cento.

Mas o Sol completa 1 revolução a cada 25 dias, não 11 horas, ou não giraria.

O mecanismo que você está descrevendo é o mesmo que faz com que a Lua se afaste da Terra? As marés puxadas pela Terra no Sol são muitas magnitudes mais fracas do que as marés puxadas pela Lua na Terra. É obviamente um número diferente de zero, mas tão pequeno que ao longo da vida da Terra eu ficaria surpreso se totalizasse mais do que alguns quilômetros de deriva.

5 milhões de anos. Podemos dizer, estatisticamente, que a órbita é provavelmente estável em escalas de tempo maiores do que a vida útil do sol. Em outras palavras, o sol provavelmente morrerá antes que vejamos uma grande mudança na órbita da Terra.


O que seria necessário para mudar a órbita da Terra e # x27s e o que poderíamos esperar se o fizéssemos?

Acho que é mais uma questão de ficção científica, mas imagino que vocês estejam familiarizados com as ordens de magnitude em jogo. Algum congressista foi criticado por isso, mas acho que é uma pergunta interessante, mesmo que seja apenas hipotética.

Em outros sistemas, que tipo de forças mudam as órbitas planetárias depois que elas se instalam? Quanto as órbitas mudam com o tempo? Quanto uma mudança muito pequena na órbita afetaria o clima na Terra? Como isso mudaria se aumentássemos o afélio? Poderíamos mudar um aspecto do ciclo de Milankovich de alguma forma?

Vamos & # x27s considerar um caso simples: digamos que queremos circular a órbita da Terra & # x27s para que toda a órbita seja igual ao afélio da Terra & # x27s. Escolhi este exemplo porque obviamente não teria nenhum efeito interessante sobre a mudança climática.

Para circular a órbita da Terra & # x27s de forma que corresponda ao afélio atual, você precisa aumentar o eixo semimaior da Terra & # x27s & # x27r & # x27 em 1,67%. A energia de ligação da órbita da Terra & # x27s é:

E = G * M_sun * M_earth / r = 5,3 x 10 ^ 33 Joules

Então, vamos & # x27s levar 1,67% disso. Queremos uma mudança de energia de:

dE = 1,67% x E = 8,8 x 10 ^ 31 Joules

A produção total de energia de toda a humanidade é P = 11,63 TWh / ano, de acordo com a Wikipedia.

dE / P = 2,113 quatrilhões de anos

Em outras palavras, se de alguma forma você conseguisse reunir toda a produção de energia de toda a humanidade em um dispositivo de propulsão mágico que fosse perfeitamente 100% eficiente com absolutamente nenhuma perda de energia, levaria cerca de 153.000 vezes a idade atual do universo para circular A órbita da Terra & # x27s, aumente seu semi-eixo maior em 1,67%, e esta mudança não teria absolutamente nenhum impacto detectável no clima da Terra & # x27s.

Vamos continuar o experimento de pensamento. A massa de toda a água da Terra é de cerca de 1,38 x 10 ^ 21 quilogramas. A energia necessária para ferver toda essa água é cerca de 5,78 x 10 ^ 29 Joules. Isso significa que se o motor mágico não é 100% eficiente, mas obedece às leis da termodinâmica, por isso tem uma pequena perda de energia na forma de calor --- vamos & # x27s dizer que é 99,34% eficiente para ser exato --- então essa perda de calor seria suficiente para ferver completamente todos os oceanos da Terra.


Respostas e Respostas

Desculpe, leia seu post errado.

À medida que a massa da estrela diminui, a força gravitacional diminui, o que permite que o planeta se mova para uma órbita "superior".

Um planeta é mantido a uma distância orbital relativamente estável entre a velocidade orbital e a força da gravidade. Se a gravidade diminuir, mas a velocidade orbital não, o planeta espiralará para fora.

A lei da gravidade de Newton é F = GM / r ^ 2.

Um súbito desaparecimento ou redução da gravidade é uma ação que exige uma reação de todas as coisas afetadas por ela, como Newton apontou em suas leis do movimento.

Temos duas forças em jogo

1. a gravidade tende a diminuir a distância entre o planeta e a estrela,
2. força centrífuga que tende a aumentar a distância entre o planeta e a estrela.

Enquanto essas duas forças se equilibrarem, a órbita de um planeta permanecerá estável. Mas se um deles for aumentado ou diminuído, a órbita mudará. Diminua a gravidade e o momento angular do planeta em órbita ou a força centrífuga o afastará de sua estrela ou sol. Aumente a gravidade e o planeta cairá na estrela ou assumirá uma órbita mais fechada. O mesmo acontece com qualquer diminuição ou aumento da força centrífuga devido à maior velocidade. Exatamente como aumentar a velocidade de um carro ao fazer uma curva estreita com o atrito entre os pneus e a estrada, analogamente à gravidade e à força centrífuga idêntica do carro, embora na estrada. Ou então diminuindo o atrito com óleo escorrendo no pavimento. Mesmo efeito, mas força diferente [atrito como força gravitacional] e cenário diferente.


Isso acontece em sistemas estelares binários, onde uma estrela se transforma em supernova e a outra sai voando porque seu momento angular permanece intacto enquanto a gravidade diminui. Também acontece em centros galácticos quando um buraco negro pode engolir uma parte substancial de uma das massas do binário. Isso faz com que a outra estrela assuma uma órbita mais ampla ou voe para o espaço interestelar ou intergaláctico. Alguns consideram ser um possível mecanismo que pode estar produzindo as estrelas de hipervelocidade que parecem estar deixando nossa galáxia.


Engraçado como vivemos com calma em nossas vidas diárias, apesar de como estamos precariamente empoleirados!
: )

Se você olhar para o Lagrangiano de uma partícula pontual no campo gravitacional de uma estrela massiva:

e você escala [itex] M rightarrow mu , M [/ itex], [itex] mathbf rightarrow lambda , mathbf[/ itex] e [itex] t rightarrow tau , t [/ itex], então seu Lagrangiano muda como:
[tex]
L rightarrow left ( frac < lambda> < tau> right) ^ 2 frac <1> <2> , m , v ^ 2 - frac < mu> < lambda> , frac
[/ tex]

Se você então impor:
[tex]
left ( frac < lambda> < tau> right) ^ 2 = frac < mu> < lambda> = 1 Rightarrow frac < lambda ^ 3> < tau ^ 2> = mu
[/ tex]
você vê que o Lagrangiano é multiplicado por um fator comum. Isso significa que se [itex] mathbf(t) [/ itex] era uma equação possível de uma trajetória, então, [itex] lambda , mathbf( tau t) [/ itex] para um sistema com centro gravitacional com massa [itex] mu [/ itex] vezes maior.

Se o sistema perde sua massa & quotslentamente & quot, então a trajetória é modificada na forma de escala acima. Existe, no entanto, outra relação entre os fatores de escala. A energia mecânica total da partícula não é conservada, porque a integral de loop da força gravitacional em um período é diferente de zero, uma vez que muda com o tempo.

O momento angular, entretanto, é conservado, porque a força é sempre dirigida radialmente. O momento angular é dimensionado como:
[tex]
mathbf = m ( mathbf times mathbf) rightarrow frac < lambda ^ 2> < tau> , mathbf
[/ tex]
então, temos a restrição adicional:
[tex]
frac < lambda ^ 2> < tau> = 1
[/ tex]

Essas duas condições determinam [itex] tau [/ itex] e [itex] lambda [/ itex] em termos de [itex] mu [/ itex]:
[tex]
tau = lambda ^ 2 Rightarrow frac < lambda ^ 3> < lambda ^ 4> = mu Rightarrow lambda = mu ^ <-1>, tau = mu ^ <-2>
[/ tex]

Isso significa que se a massa da estrela muda em uma quantidade fracionária [itex] epsilon ll 1 [/ itex], então:
[tex]
epsilon equiv frac < Delta M> = frac - M_ mathrm > > = frac > > - 1 = mu - 1 Rightarrow mu = 1 + epsilon
[/ tex]
Então, observe que de acordo com o teorema binomial:
[tex]
(1 + epsilon) ^ sim 1 + n , epsilon, epsilon ll 1
[/ tex]

Desse modo:
[tex]
lambda = (1 + epsilon) ^ <-1> sim 1 - epsilon
[/ tex]
e
[tex]
tau = (1 + epsilon) ^ <-2> sim 1 - 2 , epsilon
[/ tex]

Então, quantificamos a escala como se a massa da estrela tivesse uma diminuir [itex] epsilon [/ itex], então as dimensões lineares da órbita de um planeta têm um aumento fracionário [itex] epsilon [/ itex], e o período orbital tem um aumento fracionário [itex] 2 epsilon [/ itex] .


Mudança de órbita com mudança de massa? - Astronomia

Se eu estiver correto, as reações de fusão convertem alguma massa em energia. Essa conversão não deveria reduzir a "atração" (ou empenamento) gravitacional do objeto que sofre a reação? Portanto, no caso do nosso Sol, as órbitas dos planetas não deveriam ser ligeiramente diferentes ao longo do tempo, uma vez que a massa do Sol está gradualmente sendo reduzida pela fusão? Eu entendo que o efeito seria muito leve ao longo do tempo observável e poderia ser inundado pelo momento angular dos corpos em órbita.

Sim, a massa do Sol está de fato sendo reduzida devido aos processos de fusão nuclear no núcleo do Sol, que convertem parte da massa em energia. (Essa energia é eventualmente irradiada na forma de luz da superfície do Sol.) No entanto, o efeito nas órbitas dos planetas é muito pequeno e não seria mensurável em um período de tempo razoável.

Uma maneira de ver que esse deve ser um pequeno efeito é observar as principais reações de fusão que produzem a energia do Sol, nas quais quatro átomos de hidrogênio são transformados em um átomo de hélio. Se você olhar a tabela periódica, verá que um átomo de hélio tem cerca de 0,7% menos massa do que quatro átomos de hidrogênio combinados - essa "massa perdida" é o que é convertido em energia. Portanto, no absoluto a maioria, apenas 0,7% da massa do Sol pode ser convertida, e isso ocorre ao longo de todos os 10 bilhões de anos de vida do Sol. Portanto, deve ser um efeito muito pequeno. (Na verdade, nem toda a massa do Sol é hidrogênio para começar, e apenas a massa no núcleo interno do Sol fica quente o suficiente para sofrer reações de fusão, então realmente esperamos que cerca de 0,07% da massa seja convertida. )

Também é fácil calcular diretamente a taxa na qual o Sol converte massa em energia. Comece com a famosa fórmula de Einstein:

onde E é a energia produzida, M é a massa que é convertida ec é a velocidade da luz (3 x 10 8 metros / segundo). É fácil estender esta fórmula para encontrar a taxa na qual a energia é produzida:

(taxa na qual E é produzido) = (taxa na qual M desaparece) x c 2

A taxa na qual o Sol produz energia é igual à taxa em que ele emite energia de sua superfície (seu luminosidade), que é cerca de 3,8 x 10 26 Watts - este número pode ser determinado a partir de medições de quão brilhante o Sol aparece na Terra, bem como sua distância de nós. Conectar isso à fórmula acima nos diz que o Sol perde cerca de 4.200.000.000 quilogramas a cada segundo!

Parece muito, mas em comparação com a massa total do Sol (2 x 10 30 quilogramas), na verdade não é muito. Por exemplo, digamos que queremos medir o efeito dessa perda de massa em 100 anos. Nesse tempo, o Sol terá perdido 1,3 x 10 19 quilogramas devido às reações de fusão, que ainda é uma fração muito pequena da massa total do Sol (6,6 x 10 -12, ou cerca de 6,6 partes em um trilhão!).

Como isso afeta as órbitas dos planetas? Intuitivamente, se imaginarmos um planeta orbitando o Sol a alguma velocidade, à medida que o Sol perde massa, sua atração gravitacional no planeta enfraquecerá, então ele terá problemas em mantê-lo na mesma órbita. A velocidade do planeta, portanto, o afastará ainda mais do Sol, e a separação orbital entre o Sol e o planeta aumentará.

A fórmula que governa essa situação é que a separação orbital é proporcional a 1 dividido pela massa do Sol - isso pode ser derivado do fato de que o sistema Sol-planeta deve conservar seu momento angular à medida que o Sol perde massa. O período orbital do planeta, entretanto, é proporcional a 1 dividido pela massa do Sol ao quadrado.

Para pequenas mudanças percentuais na massa do Sol (como estamos considerando aqui), todas as fórmulas acima se reduzem a uma bela e simples aproximação: Para cada redução percentual na massa do Sol, a separação orbital do planeta aumentará na mesma porcentagem, e o período orbital do planeta aumentará duas vezes a porcentagem.

Acima, dissemos que em 100 anos, a massa do Sol diminuirá 6,6 partes em um trilhão. Portanto, a separação orbital do planeta aumentará em 6,6 partes em um trilhão e o período orbital aumentará em 13,2 partes em um trilhão. Se o planeta em questão for a Terra (cuja separação orbital do Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros e cujo período orbital é de 1 ano), a separação Terra-Sol aumentará cerca de 1 metro, e o período orbital aumentará cerca de 0,4 milissegundos ! Nenhum desses valores é grande o suficiente para sermos capazes de detectar.

Não tenho certeza de quanto tempo teríamos de esperar para ver um efeito mensurável na órbita Terra-Sol. Provavelmente, existem outros efeitos que oprimem este e tornariam difícil ou impossível detectar, mesmo em períodos de tempo muito longos - por exemplo, mudanças na órbita da Terra devido a perturbações de outros planetas. A massa do Sol também está mudando devido a outros efeitos (como o vento solar), mas no longo prazo eles são provavelmente menores do que a perda de massa do Sol devido à fusão (como apontado em outra resposta do site Ask an Astronomer a esta pergunta) .

No geral, acho que é seguro concluir que (a) não haverá nenhum efeito perceptível nas órbitas dos planetas sobre qualquer coisa semelhante a uma vida humana, e (b) lá vontade ser um efeito perceptível em escalas de tempo que se aproximam da vida do Sol, uma vez que o Sol perderá cerca de 0,07% de sua massa durante esse período de tempo, levando a uma mudança no período orbital da Terra de cerca de meio dia.

Esta página foi atualizada pela última vez em 18 de julho de 2015.

Sobre o autor

Dave Rothstein

Dave é um ex-aluno de graduação e pesquisador de pós-doutorado em Cornell que usou observações infravermelhas e de raios-X e modelos teóricos de computador para estudar buracos negros que se acumulam em nossa galáxia. Ele também fez a maior parte do desenvolvimento da versão anterior do site.


Mudança de órbita com mudança de massa? - Astronomia

1. Qual das seguintes opções parece se mover na esfera celestial?
(a) Planetas
(b) estrelas
(c) Ambos "a" e "b"

2. A Terra leva pouco mais de 365 dias para orbitar o sol. Como é chamada essa hora?
(a) Período de rotação
(b) Período de revolução
(c) Período circular

3. Se a lua nascer logo após o pôr do sol, que tipo de lua provavelmente será?
(a) Sem lua
(b) Quarto da lua
(c) Lua cheia

4. Qual o tamanho de uma unidade astronômica?
(a) O semi-eixo maior da Terra
(b) O semi-eixo menor da Terra
(c) O eixo principal da Terra

5. Viajamos a uma velocidade constante em nossa órbita ao redor do Sol?
(a) Sim
(b) Não
(c) Somente quando há policiais por perto

7. Onde está a esfera celestial?

8. Por que as paralaxes estelares são tão difíceis de medir?

9. Visto da Terra, as estrelas parecem surgir no leste ou no oeste?

11. Cujas posições cuidadosamente registradas de Marte e outros planetas foram usadas pelo Kepler?

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13. Como Galileu usou as luas de Júpiter para argumentar a favor da visão copernicana de um Universo heliocêntrico?

14. Por que as leis de Newton são consideradas mais gerais e profundas do que as leis de Kepler?

15. Qual é a sua comida favorita de astronauta?

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5. Como a lei da gravidade de Newton difere da segunda lei de Kepler?

10. Mãe, posso ficar com um? Pleeeeease?

9. FANTÁSTICO! Teremos esses minérios extraídos em nenhum momento!

8. Olá, vamos de planeta a planeta oferecendo essas adoráveis ​​facas Gin-su. Dê uma olhada no artesanato.

7. Você pode validar nosso estacionamento?

6. Ooo. Eles não disseram que seria um buffet.

5. Bem, eu não estou comendo este alimento da Terra. Deve haver um McZebulort em algum lugar.

4. Leve-nos ao seu líder. Queremos conhecer essa pessoa "Regis".

2. Nossa nave quebrou, você se importa se usarmos seu telefone para ligar para o Beta Centauri Galaxy. Ah, e esquecemos nosso cartão de visita.

AU & # 151Astronomical Unit. Uma UA é igual ao comprimento do semieixo maior da Terra.

esfera celestial & # 151 Uma esfera imaginária ao redor da Terra em que todas as estrelas e planetas estão colocados.

meridiano & # 151 Um círculo na esfera celestial que passa pelos dois pólos e pelo zênite de sua posição.

nadir & # 151 O ponto na esfera celestial diretamente oposto ao zênite e sob seus pés.

zênite & # 151O ponto na esfera celestial diretamente acima de sua cabeça.

universo geocêntrico & # 151Um modelo do universo com a Terra no centro.

heliocêntrico sistema solar & # 151 Um modelo do universo com o sol no centro.

íon & # 151 Um átomo que perdeu ou ganhou elétrons.

Leis de Kepler & # 151 Três leis do movimento planetário baseadas na observação de que os planetas orbitam o Sol em elipses.

Lei um & # 151 As órbitas dos planetas são elipses, com o sol em um dos focos.

Lei dois & # 151 Uma linha imaginária de um planeta ao sol percorrerá áreas iguais da elipse em intervalos iguais de tempo.

Lei três & # 151 O período de um planeta ao quadrado é proporcional a a. UMA é o comprimento do semieixo maior de um planeta.

Lei da gravitação de Newton & # 151 A força da gravidade entre quaisquer dois objetos no universo é igual à massa do primeiro objeto (m1), multiplicada pela massa do segundo objeto (m2), multiplicada por uma constante gravitacional (G) , tudo dividido pelo quadrado da distância entre os dois objetos.

Leis do movimento de Newton & # 151 Três leis do movimento que fornecem uma compreensão mais fundamental do universo do que as leis de Kepler.

Lei um & # 151 Todos os objetos em repouso permanecem em repouso. Todos os objetos em movimento permanecem em movimento, em linha reta e a uma velocidade constante, a menos que haja ação de uma força.

Lei dois & # 151 Força é igual a massa vezes aceleração, ou F = m x a 3

Lei três & # 151 Para cada força que um corpo exerce sobre um segundo corpo, o segundo exerce uma força igual e oposta sobre o primeiro.

período & # 151 A quantidade de tempo (em anos terrestres) que um planeta leva para orbitar o sol uma vez.

regra da mão direita & # 151 Uma regra para ajudá-lo a determinar qual é o norte de um planeta. Aponte seus dedos na direção em que o planeta gira. Seus dedos devem se enrolar ao redor do planeta, como se você estivesse pegando uma bola. Em seguida, estique o polegar. Esse caminho é o norte.

movimento retrógrado & # 151 Movimento para trás (oeste) de um planeta em relação às estrelas.

período de revolução & # 151 A extensão de tempo que leva para um planeta ou lua girar em torno do objeto que orbita. O período de revolução da Terra é de 365 dias.

período de rotação & # 151 A quantidade de tempo que um planeta ou lua leva para girar 360 graus em seu eixo. O período de rotação da Terra é de 24 horas.

semi-eixo maior & # 151 Metade do comprimento do maior diâmetro de uma elipse.

espectro & # 151 A gama de luz visível: vermelho, laranja, amarelo, verde, azul, índigo e violeta.


Mudança de órbita com mudança de massa? - Astronomia

Lembre-se do capítulo sobre aplicativos de gravidade que, se você souber o tamanho da órbita de um objeto e a velocidade com que ele se move em sua órbita, poderá encontrar a massa do objeto central ou a massa dos dois objetos orbitando em torno de um ponto comum. O mesmo princípio pode ser usado para calcular a massa da Galáxia! (A gravidade não é maravilhosa?) Neste caso, as duas massas envolvidas são a massa da estrela e a massa da parte da Galáxia que é lado de dentro a órbita da estrela. Para a maioria das órbitas, a massa da Galáxia dentro da órbita é MUITO maior do que a massa da estrela, então é seguro ignorar a massa da estrela.

A gravidade da parte da Galáxia dentro da órbita da estrela acelera a estrela para que ela se mova em uma órbita. Quanto maior a gravidade que atrai uma estrela, mais rápido ela se moverá. Aplicando as relações de massa e velocidade de órbita do capítulo da gravidade, a massa fechada dentro da órbita da estrela = (velocidade orbital) 2 & # 215 (distância da estrela ao centro galáctico) /G, Onde G é a constante de gravidade. A massa da Galáxia é encontrada medindo a velocidade orbital das estrelas (ou nuvens de gás) e sua distância do centro.

A partir de medições de estrelas e nuvens de hidrogênio no disco galáctico, os astrônomos constroem um curva de rotação para a Galáxia. Este é um gráfico da velocidade orbital das estrelas (ou nuvens de gás) vs. sua distância do centro da Galáxia. A parte de "rotação" do termo se refere ao movimento do disco como um todo. Como um todo, o disco parece estar girando (girando), embora na verdade sejam as estrelas e nuvens individuais que orbitam em torno do centro. A curva de rotação informa a quantidade de massa dentro de uma determinada distância do centro. Você descobre como a massa é distribuída na Galáxia observando como a quantidade de massa fechada muda com o tamanho das órbitas.


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Uma rotação de corpo rígido é vista perto do centro (como se a parte perto do centro estivesse girando como um único objeto, embora seja feito de estrelas e gás), então a curva cai, sobe e, eventualmente, se achata conforme tão longe quanto pode ser visto. Como a gravidade se torna mais fraca com a distância maior (crescente), as estrelas na periferia da galáxia visível devem se mover mais devagar do que aquelas mais próximas de onde reside a maior parte da massa visível. Em vez disso, eles estão se movendo quase na mesma velocidade, embora estejam mais da maior parte da matéria visível! Deve haver massa extra na Galáxia que não podemos ver para criar a quantidade extra de força gravitacional. A Galáxia está girando muito rápido --- a matéria visível não tem massa suficiente para mantê-la unida! [Medições recentes sobre o tamanho da Via Láctea usando o VLBA escalaram as distâncias e velocidades - a distância do Sol do centro é de 8,15 kpc e a velocidade de rotação circular na posição do Sol é de 236 km / s - mas como as velocidades mudam com a distância, a forma da curva de rotação, ainda é conforme descrito aqui.]

A curva de rotação observada pode ser decomposta nas partes individuais contribuídas por cada componente da Galáxia: o disco, protuberância + halo estelar, e o resto da massa total é o que é chamado matéria escura--- material que não emite nenhuma luz (uma pequena fração dela é matéria comum que é muito fraca para ser detectada ainda), mas tem uma quantidade significativa de influência gravitacional. A linha sólida mais alta no gráfico à esquerda abaixo é para todos os componentes galácticos combinados. As outras curvas (tracejadas, pontilhadas e sólidas) são as contribuições dos componentes galácticos individuais (protuberância + halo estelar = & quotbulge & quot, disco e halo de matéria escura) para a velocidade de rotação. Na figura abaixo, o halo de matéria escura é chamado de & quotcorona & quot. Selecione a imagem para mostrar uma visão ampliada em outra janela. (O modelo específico usado para essas curvas é o que usei para minha pesquisa de dissertação em 1994-1995.)

O gráfico à direita mostra o anexo massa dentro de uma determinada distância. Se você alcançar o ponto em que a massa fechada NÃO aumenta com a distância, você terá encontrado a borda da massa da Galáxia. Além a borda da galáxia, a velocidade de rotação diminuirá à medida que a distância do centro aumenta. Ambos os gráficos mostram que o fim da massa da Galáxia ainda não foi encontrado, mas medições de aglomerados globulares muito distantes por Gaia e o Telescópio Espacial Hubble em 2019 parecem indicar uma massa galáctica total de 1,5 trilhão de massas solares a uma distância de 129.000 anos-luz do centro galáctico. As estrelas, poeira e gás no disco e halo estelar não explicam toda a massa. A parte da Galáxia que preenche o restante da massa é o halo de matéria escura (corona). Noventa por cento da massa da Galáxia está na forma dessa matéria escura! Infelizmente, como a gravidade depende apenas da distância e da massa e não da composição, os astrônomos não têm certeza do que a matéria escura é composta. Pode ser na forma de planetas, anãs marrons (estrelas muito pequenas para brilhar na fusão nuclear), anãs brancas, buracos negros, neutrinos com massa ou outras partículas exóticas que ainda não foram descobertas em laboratório. Por razões a serem explicadas no capítulo da galáxia e no capítulo de cosmologia, os astrônomos descobriram que a matéria escura é uma combinação de todas essas coisas, mas as partículas exóticas devem constituir a vasta maioria da matéria escura. Na verdade, da matéria total no universo, a massa total das partículas exóticas é cinco vezes a massa total da "matéria comum" com a qual estamos mais familiarizados (matéria feita de prótons, nêutrons, elétrons, neutrinos, etc.).


Matéria escura na vizinhança local

Existe matéria escura em nosso sistema solar? Os astrônomos examinaram as órbitas dos planetas conhecidos e das espaçonaves enquanto viajam para os planetas exteriores e além. Não foram encontrados desvios das órbitas previstas com base nas massas de objetos já descobertos em nosso sistema solar e na teoria da gravidade. Concluímos, portanto, que não há evidência de que existam grandes quantidades de matéria escura nas proximidades.

Os astrônomos também procuraram evidências de matéria escura na região da Via Láctea, que fica a algumas centenas de anos-luz do sol. Nesta vizinhança, a maioria das estrelas está restrita a um disco delgado. É possível calcular quanta massa o disco deve conter para evitar que as estrelas vaguem muito acima ou abaixo dele. A matéria total que deve estar no disco é menos do que o dobro da matéria luminosa. Isso significa que não mais da metade da massa na região próxima ao Sol pode ser matéria escura.


O que faz com que as órbitas mudem com o tempo?

As ondas de gravidade irradiarão energia.
Uma forma esferóide achatada da estrela fará com que uma órbita inclinada em relação ao eixo de rotação da estrela entre em precessão.
Arraste de quadro.

Se a radiação solar contar:
Efeito Yarkovsky - irradiar novamente a radiação solar, mas em uma direção preferida.
Efeito Poynting-Robertson - planeta se transformando em fótons de maneira semelhante à chuva. Mais gotas de chuva atingiram o para-brisa do que a janela traseira. (embora seja da radiação solar.)

É causado por uma transferência de momento angular da Terra para a Lua. A Lua cria protuberâncias de maré na Terra. Devido ao atrito, a rotação da Terra arrasta essas protuberâncias para fora do alinhamento com a lua. Pense desta forma, a Terra tenta fazer as protuberâncias girarem com ela, enquanto a Lua tenta mantê-las alinhadas consigo mesma e você acaba com um acordo em que as protuberâncias não se alinham exatamente com a lua. A atração gravitacional resultante das protuberâncias agora tende a puxar a Lua para a frente em sua órbita, o que por sua vez faz com que a Lua se eleve a uma órbita mais alta. Ao mesmo tempo, a rotação da Terra fica um pouco mais lenta.

A Terra não pode perder a Lua por este processo porque eventualmente chegará um tempo em que o período de rotação da Terra e o período orbital da Lua serão os mesmos e, assim que isso acontecer, o mecanismo que aumenta a órbita lunar irá embora. (Além disso, a maioria das estimativas indica que antes mesmo disso acontecer, nosso Sol terá se expandido em um gigante vermelho e pode envolver a Terra e a lua.

Esse processo também pode funcionar de outra maneira. Se a Lua orbitasse mais rápido do que a rotação da Terra ou orbitasse na direção oposta, então sua órbita encolheria em vez de aumentar. A lua de Marte Fobos é um exemplo disso, sua órbita de Marte em menos tempo do que leva para Marte girar e está sendo lentamente puxada para uma órbita cada vez mais baixa.


Change of orbit with change of mass? - Astronomia

It is an active area of research whether or not the orbiting objects in the solar system can indefinitely orbit the Sun without ever undergoing *drastic* changes in their orbits --- they may actually change dramatically at some point: such changes would be called "chaotic" and the area of research is called "chaos theory". No new forces would be necessary to make this possibility happen it would simply be the application of gravity once again. There are known examples of chaotic behavior in the solar system, but only involving a few small objects orbiting the outer planets, or in the asteroid belt. Chaotic behavior is defined as happening when very small differences in the initial or current conditions of an experiment, or of the solar system's motions (perhaps so small as to not be easily measured), would lead to drastically different results later in time.

Besides the planets in the solar system, it is even possible (over a much longer time scale) for a passing neighbor star to cause small changes in the planets' orbits. That's actually how comets, which otherwise have large orbits that never take them near the Sun, are caused to change orbit and pass near the Sun, allowing us to see them. If the incoming comet passes near Jupiter, it may be permanently moved into a small orbit that will keep it repeatedly passing near the Sun (once every 75 years, or so, for Halley's comet, for example). An example of chaos: in this case, if Jupiter is in just a slightly different position when the comet passes during its first fall toward the Sun, the comet may not end up in a small orbit due to Jupiter's gravitational pull, but may instead end up hitting the Sun! Or it might be "ejected" from the solar system entirely.


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