Inclinazione orbitale

termine
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L'inclinazione è uno dei sei parametri orbitali che descrivono la forma e l'orientamento di un'orbita; è la distanza angolare del piano orbitale dal piano di riferimento (di solito l'equatore del pianeta o l'eclittica),[1] espressa in gradi.

L'inclinazione e gli altri elementi orbitali

Inclinazione dei pianeti nel sistema solareModifica

Nel sistema solare, l'inclinazione dell'orbita di un pianeta è definita come l'angolo tra il piano dell'orbita del pianeta e l'eclittica, che è il piano orbitale della Terra.

Inclinazione rispetto a
Corpo Eclittica Equatore solare Piano invariabile[2]
Terre-
stri
Mercurio 7.01° 3.38° 6.34°
Venere 3.39° 3.86° 2.19°
Terra 0 7.155° 1.57°
Marte 1.85° 5.65° 1.67°
Giganti
gassosi
Giove 1.31° 6.09° 0.32°
Saturno 2.49° 5.51° 0.93°
Urano 0.77° 6.48° 1.02°
Nettuno 1.77° 6.43° 0.72°
Pianeti
minori
Plutone 17.14° 11.88° 15.55°
Ceres 10.62° 9.20°
Pallas 35.06° 34.43°
Vesta 5.58° 7.13°

Inclinazione dei satellitiModifica

L'inclinazione delle orbite dei satelliti naturali, o dei satelliti artificiali, è misurata rispetto al piano equatoriale del corpo intorno al quale orbitano (il piano equatoriale è il piano perpendicolare all'asse di rotazione del corpo):

Per la Luna, comunque, ha più senso misurare l'inclinazione rispetto all'eclittica.

Nel 1966 è stato pubblicato un saggio sull'evoluzione delle orbite dei satelliti del sistema solare.[3] Per ogni pianeta c'è una distanza entro la quale i satelliti mantengono un'orbita costante rispetto al piano equatoriale del pianeta, mentre a distanze maggiori l'orbita del satellite è costante rispetto all'eclittica. I satelliti che ruotano in prossimità del piano equatoriale del pianeta si sono formati dal disco di accrescimento. La nostra Luna, anche se un tempo si trovava all'interno della distanza critica, non ha un'orbita equatoriale. Per risolvere questo problema dell'inclinazione orbitale lunare, sono state proposte varie ipotesi sull'origine del nostro satellite.[4]

Inclinazione dei pianeti extrasolari e delle stelle binarieModifica

L'inclinazione orbitale di un pianeta extrasolare o di una stella multipla è l'angolo fra il piano orbitale e il piano perpendicolare alla linea di vista dell'oggetto.[5] Quindi:

  • una inclinazione di 0° caratterizza un'orbita prograda vista di faccia, cioè parallela alla volta celeste;
  • una inclinazione maggiore di 0° e minore di 90° caratterizza un'orbita prograda inclinata rispetto alla nostra visuale;
  • una inclinazione di esattamente 90° caratterizza un'orbita vista di taglio, prograda o retrograda, cioè un'orbita perpendicolare alla volta celeste;
  • una inclinazione di più di 90° e di meno di 180° caratterizza un'orbita retrograda inclinata rispetto alla nostra visuale;
  • una inclinazione di 180° è caratterizza un'orbita retrograda vista di faccia, cioè parallela alla volta celeste;

Ne segue che stelle binarie con inclinazione vicino a 90° si eclissano spesso perché tendono a passare l'una di fronte all'altra.

Poiché con il metodo delle velocità radiali è più facile scoprire orbite viste di taglio, la maggior parte degli esopianeti scoperti dovrebbero presentare orbite aventi inclinazioni fra 45° e 135°, sebbene per lo più la loro inclinazione orbitale non sia nota. Di conseguenza, la maggior parte degli esopianeti ha masse maggiori di non più del 70% della massa minima calcolata. Se l'orbita è vista di taglio, allora il pianeta transita davanti alla stella. Se l'orbita è vista quasi di faccia e il pianeta è stato scoperto con il metodo delle velocità radiali, allora esso potrebbe essere in realtà una nana bruna o, addirittura, una nana rossa. Un esempio è HD 33636 B che ha una massa reale di 142 MJ, corrispondente a una stella di classe spettrale M6V, mentre la sua massa minima è 9,28 MJ. Le inclinazioni, e pertanto le masse reali, di quasi tutti gli esopianeti verranno misurate dai prossimi telescopi spaziali, come il Satellite Gaia o il James Webb. Queste misurazioni determineranno quanti dei corpi orbitanti intorno alle stelle siano esopianeti e quanti invece nane brune o nane rosse.

CalcoloModifica

In astrodinamica l'inclinazione   può essere calcolata come segue:

 

dove:

  •   è la componente z di  ,
  •   è il momento angolare orbitale specifico perpendicolare al piano orbitale.

NoteModifica

  1. ^ Luigi Volta, ECLITTICA, in Enciclopedia Italiana, Istituto dell'Enciclopedia Italiana, 1932. URL consultato il 28 novembre 2021.
  2. ^ Heider, K.P., The Mean Plane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter (GIF), su home.surewest.net, 3 aprile 2009. URL consultato il 10 aprile 2009 (archiviato dall'url originale il 3 giugno 2013). produced using Aldo Vitagliano, Solex 10, su chemistry.unina.it.
  3. ^ Peter Goldreich, History of the Lunar Orbit, in Reviews of Geophysics, vol. 4, n. 4, Nov 1966, pp. 411, Bibcode:1966RvGSP...4..411G, DOI:10.1029/RG004i004p00411. Termed "classic" by Jihad Touma & Jack Wisdom, Evolution of the Earth-Moon system, in The Astronomical Journal, vol. 108, Nov 1994, pp. 1943, Bibcode:1994AJ....108.1943T, DOI:10.1086/117209.
  4. ^ Kaveh Pahlevan & Alessandro Morbidelli, Collisionless encounters and the origin of the lunar inclination, in Nature, vol. 527, n. 7579, Nov 26, 2015, pp. 492–494, Bibcode:2015Natur.527..492P, DOI:10.1038/nature16137, PMID 26607544, arXiv:1603.06515.
  5. ^ Tiago L. Campante, Spin-orbit alignment of exoplanet systems: Analysis of an ensemble of asteroseismic observations (PDF), in Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 11, General Assembly A29B, Cambridge University Press, 27 ottobre 2016, pp. 636–641, DOI:10.1017/S1743921316006232. URL consultato il 27 febbraio 2022.

Voci correlateModifica

Collegamenti esterniModifica

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