La resonancia de marea de órbita de giro no entera y entera para planetas y lunas es un efecto bastante sutil, que depende de dos factores principales.
Aquí hay un artículo antiguo pero realmente bueno sobre Mercurio en particular:
1966AJ… ..71..425G Página 425
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Primero, la excentricidad de la órbita del cuerpo sobre la primaria debe ser bastante grande. En este caso, para un cuerpo axialmente simétrico, el torque de marea máximo generalmente ocurre en el perihelio, y la velocidad de rotación del planeta tenderá a ubicarse entre el movimiento orbital medio y la velocidad angular orbital en el perihelio.
Exactamente cuánto más rápido que el movimiento orbital medio la velocidad de giro depende del factor de calidad Q, o la tasa de disipación de la energía depositada por las mareas en el cuerpo en órbita, y esta es una cantidad complicada que depende de la estructura interna completa de el cuerpo.
Sin embargo, esta situación claramente no es estable, no si el cuerpo es axialmente simétrico.
El cuerpo en órbita tampoco debe ser exactamente simétrico axialmente, lo que significa que tiene tres momentos de inercia ligeramente diferentes. En este caso, es posible estabilizar una resonancia de marea de órbita giratoria con una relación de 1: 1 u otra.
Los pares de marea todavía promedian a cero en un número fijo de órbitas, a pesar de que la relación entre el período de rotación y el período orbital no es 1: 1.
Mercurio es el ejemplo más famoso: con su resonancia de órbita de giro 3: 2 y una excentricidad orbital actualmente grande de aproximadamente 0.21, siempre tiene uno de los ejes principales asimétricos apuntados hacia o lejos del Sol en el perihelio, cuando las fuerzas de marea son máximas . Entonces, cada vez que regresa al perihelio, hay una fuerza de marea extra fuerte que afecta su giro, debido a la ligera asimetría axial del planeta.
Esta “patada” regular es lo que mantiene al planeta en resonancia.
Es posible que esto sea un poco difícil de visualizar con Mercurio, por lo que aquí hay un gráfico muy agradable de Wikipedia, que representa la orientación de su superficie en tres puntos de su órbita alrededor del Sol, a través de dos órbitas completas. La línea roja está fijada a la superficie del planeta.
Planeta mercurio)
Recuerde también que las fuerzas de marea en Mercurio son muy grandes.
Se cree que incluso una asimetría axial muy pequeña es suficiente para estabilizar el movimiento.
A largo plazo, también se cree que la excentricidad de la órbita de Mercurio varía: podría haber sido mucho más grande o más pequeña en el pasado distante.
Por cierto, la Luna es lo suficientemente asimétrica y su órbita es lo suficientemente excéntrica como para que otras resonancias de 1: 1 hayan sido estables en el pasado.
Para decirlo brevemente, este es un fenómeno de mecánica orbital combinada y mecánica del satélite en órbita, considerado como un cuerpo elástico autogravitante extendido.
