Autogravitação

Um disco de acreção autogravitante em estado quase estacionário[1]

Autogravidade (self-gravity) é a força gravitacional exercida por um sistema, especialmente um corpo celeste ou sistema de corpos, sobre si mesmo. Acima de uma certa massa, isso permite que o sistema se mantenha coeso.[2]

Os efeitos da autogravidade são significativos nos campos da astronomia, física, sismologia, geologia e oceanografia.[3][4][5]

A intensidade da autogravidade difere de acordo com o tamanho de um objeto e a distribuição de sua massa. Por exemplo, efeitos gravitacionais singulares são causados pelos oceanos na Terra[5] ou pelos anéis de Saturno.[4] O Donald Lynden-Bell, um astrofísico teórico britânico, elaborou a equação[6] para calcular as condições e efeitos da autogravidade. O principal objetivo da equação é fornecer descrições exatas de modelos para aglomerados globulares achatados em rotação. Ela também é usada para compreender como galáxias e seus discos de acreção interagem entre si. Fora da astronomia, a autogravidade é relevante para observações em grande escala (na ordem de planetas ou próximo a isso) em outras áreas científicas.

Astronomia

Densidade projetada de uma simulação de formação estelar com turbulência hipersônica e autogravidade. Pontos claros e pretos representam a posição de estrelas recém-formadas.[7]

A autogravidade deve ser considerada pelos astrônomos porque os corpos estudados são grandes o suficiente para produzir efeitos gravitacionais uns sobre os outros e em si mesmos. A autogravidade afeta corpos que passam próximos uns dos outros no espaço, dentro da esfera definida por seu limite de Roche. Desta forma, corpos relativamente pequenos podem ser fragmentados, embora normalmente a força de autogravitação mantenha o corpo menor intacto, pois ele tende a se alongar. Isso foi observado em Saturno porque os anéis são influenciados pela autogravidade entre as partículas.[4] Além disso, na maioria das circunstâncias astronômicas, a passagem através de um limite de Roche é temporária, então a força de autogravitação pode restaurar a forma do corpo após o evento.[8][2] A autogravidade também é necessária para compreender os discos de objetos quase estelares, a formação de discos de acreção e sua estabilidade em torno de tais objetos.[9] As forças autogravitacionais também são importantes na formação de planetesimals e, indiretamente, na formação de planetas, o que é essencial para entender como planetas e sistemas planetários se desenvolvem ao longo do tempo.[10] A autogravidade se aplica a diferentes escalas, desde a formação de anéis em torno de planetas individuais até a formação de sistemas planetários.

Sismologia

A autogravidade tem implicações no campo da sismologia porque a Terra é grande o suficiente para que ondas elásticas possam alterar a gravidade dentro do planeta à medida que interagem com estruturas subsuperficiais em grande escala. Alguns modelos dependem do uso do método dos elementos espectrais,[11] que levam em conta os efeitos da autogravitação, pois podem ter grande influência em determinados arranjos fonte-receptor e criam complicações na equação de onda, principalmente para ondas de longo período. Esse nível de precisão é fundamental para desenvolver modelos 3D mais acurados da crosta terrestre em um corpo esférico (a Terra) na sismologia, possibilitando interpretações mais confiáveis a partir dos dados. Quando a gravidade é considerada, a importância das ondas P e ondas S muda, pois os efeitos da onda S tornam-se menos significativos do que seriam se a gravidade fosse ignorada.[12]

Oceanografia

A autogravidade é importante para entender o nível do mar e as calotas de gelo em oceanografia e geologia, fundamental para prever os efeitos das mudanças climáticas.[3][5][13][14] A deformação da Terra pela ação dos oceanos pode ser calculada tratando-se a Terra como um fluido e considerando os efeitos da autogravidade. Isso também se aplica ao estudo da influência de marés oceânicas na deformação da Terra para se levar em conta o carregamento causado pelas marés ao observar a resposta de deformação da Terra a cargas de superfície harmônicas.[14] Os resultados dos cálculos de níveis do mar pós-glaciais próximos às calotas polares são bem diferentes quando se usa um modelo de Terra plana que não leva em conta a autogravidade em comparação a um modelo esférico que a considera, pois a sensibilidade dos dados nessas regiões mostra como o desfecho pode mudar drasticamente se a autogravidade for ignorada.[3][15] Também foram realizadas pesquisas para compreender melhor as Equações de Maré de Laplace, com foco em como a deformação da Terra e a autogravidade nos oceanos afetam o constituinte M2 (as marés ditadas pela Lua).[13]

Ver também

Referências

  1. ↑ Rice, W., Armitage, P., Bate, M. & Bonnell, I. The effect of cooling on the global stability of self-gravitating protoplanetary discs. MNRAS, 339, 1025 (2003)
  2. ↑ a b Chamberlin, T. C. The Planetesimal Hypothesis. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 10, p.473-497. novembro de 1916.
  3. ↑ a b c Wu, P. & van der Wal, W. Postglacial sealevels on a spherical, self-gravitating viscoelastic earth: effects of lateral viscosity variations in the upper mantle on the inference of viscosity contrasts in the lower mantle. Earth and Planetary Science Letters, Volume 211, Issues 1–2, 15 de junho de 2003, Pages 57–68.
  4. ↑ a b c Colwell, J. E., Esposito, L. W. & M. Sremcevic. Self-gravity wakes in Saturn’s A ring measured by stellar occultations from Cassini. Geophysical Research Letters, volume 33, 1 de abril de 2006. L07201 p. 1-4.
  5. ↑ a b c Mitrovica, J., Tamisiea, M., Davis, J. & Milne, G. Recent mass balance of polar ice sheets inferred from patterns of global sea-level change. Nature 409, p. 1026-1029. 22 de fevereiro de 2001.
  6. ↑ Lynden-Bell, D. Stellar dynamics: Exact solution of the self-gravitation equation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 123, p.447. novembro de 1962.
  7. ↑ «NASA@SC11 Demo: Hypersonic Turbulence and the Birth of Stars» 
  8. ↑ Williams, I.P. (setembro de 2003). «The Roche Limit». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. Consultado em 19 de maio de 2023 
  9. ↑ Goodman, J. Self-gravity and quasi-stellar object discs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 339, Issue 4, pages 937–948, março de 2003.
  10. ↑ Johansen, A., Oishi, J., Low, M., Klahr, H., Henning, T. & Youdin, A. Rapid planetesimal formation in turbulent circumstellar disks. Nature 448, 1022-1025, (30 de agosto de 2007).
  11. ↑ Komatitsch, D. & Tromp, J. Spectral-element simulations of global seismic wave propagation—II. Three-dimensional models, oceans, rotation and self-gravitation. Geophysical Journal International, (2002) 150. p. 303–318.
  12. ↑ Freeman, G. Gravitationally Perturbed Elastic Waves. Bulletin of the Seismological Society of America. Vol. 57, No. 4, pp. 783-794. agosto de 1967.
  13. ↑ a b Hendershott, M. The Effects of Solid Earth Deformation on Global Ocean Tides. Geophysical Journal International (published on behalf of the Royal Astronomical Society) (1972) 29, 389-402.
  14. ↑ a b Pagiatakis, S. Ocean tide loading on a self-gravitating, compressible, layered, anisotropic, viscoelastic and rotating Earth with solid inner core and fluid outer core. Geodesy and Geomatics Engineering. julho de 1988. p. 1-146.
  15. ↑ Wang, H. & Wu, P. Effects of lateral variations in lithospheric thickness and mantle viscosity on glacially induced relative sea levels and long wavelength gravity field in a spherical, self-gravitating Maxwell Earth. Earth and Planetary Science Letters 249 (2006) 368–383.
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