Inclinación axial y tasa de precesión de exoplanetas

El eje de la Tierra está a 23,5 grados de la otogonalidad de la eclíptica, y tarda unos 26 000 años en precesionarse por completo. No tengo ni un sentido intuitivo ni la fórmula para la frecuencia de precesión frente a mí de cómo este último depende del primero (y otras cosas). Entonces...

  1. ¿Cuál es la fórmula general de la precesión giroscópica? Recuerdo haberlo calculado como una función del momento de inercia y el torque, pero fue complicado y la mecánica graduada fue hace siete años.

  2. ¿Cuál es la fórmula que sustituye la gravedad por la fuerza y ​​un momento razonable de inercia por un planeta?

  3. ¿Es una esfera de densidad uniforme una buena aproximación para B?

  4. ¿Conoce alguna medida empírica de cualquiera de los anteriores, para algún exoplaneta? Particularmente, ¿algún procesador realmente rápido ?

  5. ¿Alguna conclusión más importante que podamos sacar de lo anterior? Consulte ¿Es más fácil aprender más sobre los cambios estacionales en la atmósfera de un exoplaneta cuando el exoplaneta orbita un sistema estelar binario?

La precesión surge del tirón asimétrico de las fuerzas de marea en la protuberancia ecuatorial. El par de marea es lineal en masa primaria (real para la Tierra, la luna contribuye en el mismo orden de magnitud que el sol), en distancia cúbica inversa, va por el seno de la inclinación, y nunca descubrí exactamente cómo escala con achatamiento. El torque trabaja para cambiar el momento angular del planeta que es lineal en masa y velocidad angular y cuadrado en radio planetario. Así que el período de precesión debe ir PAG ∝ R 3 / ( metro METRO ω r 2 pecado ⁡ θ ) . Pero los detalles son desordenados.

Respuestas (1)

La detectabilidad de las variaciones de la profundidad del tránsito debidas al achatamiento exoplanetario y la precesión del espín proporciona una respuesta parcial a su pregunta. Proporcionan el período de procesión de giro para una órbita circular en unidades útiles para hablar sobre exoplanetas gigantes gaseosos:

θ = inclinación axial (oblicuidad)

C = I METRO pag R mi q 2 , dónde I es el momento de inercia

PAG o r b = período orbital

PAG r o t = período de rotación

PAG pag r mi C = ( 13.3 y r C o s ( θ ) ) ( C / j 2 13.5 ) ( PAG o r b 15 d a y s ) 2 ( 10 h r PAG r o t )

El factor de 13,5 en el denominador de la segunda expresión del lado derecho del período de precesión es el de Saturno. Entonces, si pones todos los valores fiduciarios, obtienes un período de precesión de 13,3 años sobre el coseno del título axial. Para periodos orbitales más cortos, se obtienen periodos de precesión más cortos, pero también se obtiene una sincronización más rápida entre el espín y la órbita de las mareas. Entonces dicen que los exoplanetas óptimos para buscar esto están en Júpiter calientes con períodos del orden de 15 a 30 días. Todavía no habrán experimentado necesariamente la sincronización de la rotación y la órbita de las mareas, pero podrían tener un período de precesión del orden de décadas.

Esto aún no se ha observado, que yo sepa (y estoy razonablemente seguro de ello). Pero, lo bueno es que los autores dicen en abstracto:

La detectabilidad de la señal TδV sería mejorada por lunas (lo que disminuiría el período de precesión) o anillos planetarios (lo que aumentaría la amplitud)

Dicen más adelante que eso puede introducir cierta ambigüedad en el análisis, pero un análisis más detallado puede permitir inferir la presencia de anillos y lunas alrededor de gigantes gaseosos de período corto, lo que sería genial. Por supuesto, también asumieron órbitas circulares. Las órbitas excéntricas experimentarán otras fuentes de precesión y modificarán ligeramente esa precesión de giro. Entonces, en general, es bastante complicado, pero existe la posibilidad de observar algunos de estos efectos en escalas de tiempo humanas con todos los exoplanetas que se encuentran actualmente.

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