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潮汐円軌道化または軌道円軌道化とは、中心天体の周りを公転する物体と天体との間の潮汐力による効果であり、時間の経過とともに軌道の離心率が減少して、楕円形から徐々に楕円形へと変化していく現象である。
図 1 では、天体 1 と天体 2 という 2 つの恒星を考えます。最初は天体 2 を点質量と考えます。天体 2 の重力が天体 1 に作用すると、潮汐膨張が生じます (潮汐力を参照)。図 1 に示すように、軌道周期が天体 1 の自転よりも遅い (ω < Ω)と仮定します。図に示すように、遅延角が予想されます。天体 1 が 100% 弾性体である場合 (たとえば、ガス天体は通常非常に弾性がありますが、砂の袋はあまり弾性がありません)、膨張には遅延角はありません。非弾性であるほど、遅延角は大きくなります。角速度の差 (ω/Ω) が大きいほど、遅延角は大きくなります。ω > Ω の場合、遅延角は逆方向になります。
星の場合、非弾性は粘性と考えることができます。星の非弾性の主な原因は、星内部の対流力であるようです。[ 1 ]図1のようにラグ角がゼロでない場合、力F1とF2が組み合わさって物体1に時計回りのトルクを発生させます。これはF1の方が強いためです。同時に、軌道運動を反時計回りにトルクします。2つの物体を結ぶ線に沿って存在するF1とF2の部分を無視すると、物体1全体に残る結合力はF3になります。同様に、F1'とF2'が組み合わさってF3'を生成します。F3とF3'は軌道を反時計回りにトルクします。この運動では、結合回転の回転運動量が保存されます。
これは、軌道上の特定の瞬間の角速度がどちらかの物体の角速度よりも小さい場合（ω<Ω）、軌道トルクが軌道を加速させようとすることを示しています。 [ 1 ]
ここで、2 つの恒星が楕円軌道で互いに周回している状況を想像してください。ただし、両方の恒星が潮汐ロックされているため、軌道の途中で同じ面が互いに向き合うという特殊なケースを想定します (平均 ω=Ω)。Ω は 1 つの軌道では一定ですが、ω は軌道全体で変化します。図 2 は、G をシステムの重心としたときの恒星の軌道を示しています。物体が遠点(図 2 の赤い領域) 付近にあるとき、ω<Ω となり、軌道を加速しようとします。このトルクの結果、軌道の遠方側 (近点) がさらに外側になり、軌道がより円形になります。これは、「推力が短時間だけ加えられて軌道が加速された場合 (つまり、進行方向に沿って加えられた場合)、物体が半周したとき、その軌道の部分はより高くなる」という経験則、そしてその逆もまた然りです。「逆行推力は軌道の遠方側を下げます」 (軌道の経験則を参照)。
図2の緑色の領域に物体1があるとき、トルクによって軌道速度が低下します。これは、図1のF3が負の値となり、ラグ角が反転するためです。これにより、軌道の遠方側（遠点）が低くなります。この効果は、物体1が重心に最も近いときに最大になります。これは、潮汐膨張が最大となり、ω/Ωが最大となるためです。軌道の円軌道化は、遠点の低下または近点の上昇によって起こります。
円軌道化は、2つの惑星間、または惑星と衛星間でも起こり得る。より大きなスケールでは、重力中心の仮想的な点を周回する星団でも起こり得る。[ 2 ]
軌道の円形化は、軌道上の2つの物体の一方または両方が非弾性である場合に、その両方によって引き起こされる可能性があります。低温の星は粘性が高く、高温の星よりも速く周囲を公転する物体を円形化する傾向があります。[ 3 ]
Ω/ω > 18/11 (~1.64) の場合、円軌道化は起こらず、離心率が増加する。[ 4 ]円軌道化が起こるためには、まず天体が潮汐ロックされる必要があり、その状態では少なくとも一方の天体が軌道の途中でもう一方の天体に対して同じ面を向いている。[ 1 ]