¿Cómo el bloqueo de las mareas también cambia la distancia orbital? La Ciencia y la Tecnología mejoran el futuro

Marea de bloqueo

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El bloqueo de las mareas hace que la Luna gire sobre su eje aproximadamente en el mismo tiempo que tarda en orbitar la Tierra . Excepto por los efectos de libración , esto hace que la Luna mantenga la misma cara vuelta hacia la Tierra, como se ve en la figura de la izquierda. (La Luna se muestra en vista polar, y no está dibujada a escala). Si la Luna no girara, mostraría alternativamente sus lados cercanos y lejanos a la Tierra, mientras se mueve alrededor de la Tierra en órbita, como se muestra en la figura a la derecha.
El bloqueo de las mareas (o rotación capturada ) ocurre cuando el gradiente gravitacional hace que un lado de un cuerpo astronómico siempre se enfrente a otro, un efecto conocido como rotación sincrónica . Por ejemplo, el mismo lado de la Luna siempre se enfrenta a la Tierra . Un cuerpo bloqueado por marea tarda tanto en girar alrededor de su propio eje como en girar alrededor de su compañero. Esto hace que un hemisferio mire constantemente al cuerpo del compañero. Por lo general, en cualquier momento dado, solo el satélite está bloqueado por la marea alrededor del cuerpo más grande, pero si la diferencia de masa entre los dos cuerpos y su separación física es pequeña, cada uno puede estar bloqueado por la marea al otro, como es el caso entre Plutón y Caronte . Este efecto se emplea para estabilizar algunos satélites artificiales.
Contenido

1 mecanismo

1.1 Bultos de marea
1.2 Arrastre de bulto
1.3 Par resultante
1.4 Cambios orbitales
1.5 Bloqueo del cuerpo más grande
1.6 Resonancia de rotación-órbita

2 ocurrencia

2.1 lunas

2.1.1 La luna

2.2 Planetas
2.3 estrellas

3 escala de tiempo
4 Lista de cuerpos conocidos bloqueados por mareas

4.1 Sistema solar
4.2 Extra-solar

5 cuerpos que probablemente estén bloqueados

5.1 Sistema solar
5.2 Extrasolar

6 Ver también
7. Referencias

Mecanismo
El cambio en la velocidad de rotación necesaria para bloquear con marea un cuerpo B a un cuerpo más grande A es causado por el par aplicado por la gravedad de A en las protuberancias que ha inducido en B por las fuerzas de marea .
Bultos de marea
La gravedad de A produce una fuerza de marea sobre B que distorsiona ligeramente su forma de equilibrio gravitacional para que se alargue a lo largo del eje orientado hacia A y, a la inversa, se reduzca ligeramente su dimensión en direcciones perpendiculares a este eje. Estas distorsiones se conocen como protuberancias de marea. Cuando B aún no está bloqueado por la marea, las protuberancias viajan sobre su superficie, con una de las dos protuberancias de marea “altas” que se desplazan cerca del punto donde el cuerpo A está sobre su cabeza. Para cuerpos astronómicos grandes que son casi esféricos debido a la autogravitación, la distorsión de marea produce un esferoide ligeramente prolado , es decir, un elipsoide simétrico axialmente que se alarga a lo largo de su eje mayor. Los cuerpos más pequeños también experimentan distorsión, pero esta distorsión es menos regular.
Bulto arrastrando
El material de B ejerce resistencia a esta remodelación periódica causada por la fuerza de marea. En efecto, se requiere cierto tiempo para remodelar B a la forma de equilibrio gravitacional, momento en el cual las protuberancias de formación ya se han llevado a cierta distancia del eje A – B mediante la rotación de B. Visto desde un punto estratégico en el espacio, los puntos de extensión máxima de la protuberancia se desplazan del eje orientado hacia A. Si el período de rotación de B es más corto que su período orbital, las protuberancias se llevan hacia adelante del eje orientado hacia A en la dirección de rotación , mientras que si el período de rotación de B es más largo, las protuberancias se quedan atrás.
Par resultante
Si las protuberancias de marea de un cuerpo están desalineadas con el eje mayor, las fuerzas de marea ejercen un par neto sobre ese cuerpo que gira el cuerpo hacia la dirección de realineación.
Debido a que las protuberancias ahora están desplazadas del eje A – B, el tirón gravitacional de A sobre la masa en ellas ejerce un par en B. El par en la protuberancia orientada a A actúa para alinear la rotación de B con su período orbital, mientras que el ” La protuberancia posterior, que se aleja de A, actúa en sentido contrario. Sin embargo, la protuberancia en el lado orientado a A está más cerca de A que la protuberancia trasera en una distancia de aproximadamente el diámetro de B, y por lo tanto experimenta una fuerza gravitacional y un par ligeramente más fuertes. El par neto resultante de ambas protuberancias, entonces, siempre está en la dirección que actúa para sincronizar la rotación de B con su período orbital, lo que finalmente conduce al bloqueo de las mareas.
Cambios orbitales
Si la frecuencia de rotación es mayor que la frecuencia orbital, surge un pequeño par que contrarresta la rotación y finalmente bloquea las frecuencias (situación representada en verde)
El momento angular de todo el sistema A – B se conserva en este proceso, de modo que cuando B se ralentiza y pierde el momento angular de rotación, su momento angular orbital se incrementa en una cantidad similar (también hay algunos efectos más pequeños en la rotación de A). Esto da como resultado un aumento de la órbita de B sobre A en conjunto con su desaceleración rotacional. Para el otro caso en el que B comienza a girar demasiado lento, el bloqueo de marea acelera su rotación y baja su órbita.
Bloqueo del cuerpo más grande.
El efecto de bloqueo de las mareas también es experimentado por el cuerpo más grande A, pero a un ritmo más lento porque el efecto gravitacional de B es más débil debido al tamaño más pequeño de B. Por ejemplo, la rotación de la Tierra se está ralentizando gradualmente debido a la Luna, en una cantidad que se vuelve notable con el tiempo geológico en algunos fósiles. [1] Para cuerpos de tamaño similar, el efecto puede ser de tamaño comparable para ambos, y ambos pueden quedar bloqueados mutuamente. El planeta enano Plutón y su satélite Caronte son buenos ejemplos de esto: Caronte solo es visible desde un hemisferio de Plutón y viceversa.
Rotación-resonancia de órbita
Finalmente, en algunos casos donde la órbita es excéntrica y el efecto de marea es relativamente débil, el cuerpo más pequeño puede terminar en una resonancia orbital , en lugar de estar bloqueado por la marea. Aquí la relación entre el período de rotación y el período orbital es una fracción bien definida diferente de 1: 1. Un caso bien conocido es la rotación de Mercurio, bloqueado en su órbita alrededor del Sol en una resonancia 3: 2.
Se espera que muchos exoplanetas (especialmente los cercanos) tengan resonancias de órbita giratoria superiores a 1: 1. Por ejemplo, la super-Tierra Gliese 581 d probablemente estaría en una resonancia de órbita giratoria de 2: 1, rotando dos veces por cada órbita de su estrella anfitriona. [2]
SucesoLunas
Debido al bloqueo de las mareas, los habitantes del cuerpo central nunca podrán ver el área verde del satélite.
La mayoría de las lunas significativas en el Sistema Solar están bloqueadas por mareas con sus primarias, porque orbitan muy de cerca y la fuerza de las mareas aumenta rápidamente (como un cubo ) con una distancia decreciente. Excepciones notables son los satélites exteriores irregulares de los gigantes gaseosos , que orbitan mucho más lejos que las grandes lunas conocidas.
Plutón y Caronte son un ejemplo extremo de un bloqueo de mareas. Charon es una luna relativamente grande en comparación con su primaria y también tiene una órbita muy cercana. Esto ha hecho que Plutón también esté mareadamente encerrado en Charon. En efecto, estos dos cuerpos celestes giran uno alrededor del otro (su baricentro se encuentra fuera de Plutón) como si estuvieran unidos con una varilla que conecta dos puntos opuestos en sus superficies.
La situación de bloqueo de las mareas para las lunas de asteroides es en gran medida desconocida, pero se espera que los binarios en órbita estrecha estén bloqueados por las mareas, así como los binarios de contacto .
La luna
Debido a que la Luna está bloqueada por mareas 1: 1, solo un lado es visible desde la Tierra .
La rotación de la Luna y los períodos orbitales están bloqueados mutuamente, por lo que no importa cuándo se observa la Luna desde la Tierra, siempre se ve el mismo hemisferio de la Luna. El lado lejano de la Luna no se vio en su totalidad hasta 1959, cuando se transmitieron fotografías desde la nave espacial soviética Luna 3 .
A pesar de que los períodos de rotación y orbitales de la Luna están exactamente bloqueados, se puede ver aproximadamente el 59% de la superficie total de la Luna con observaciones repetidas desde la Tierra debido a los fenómenos de libración y paralaje . Las liberaciones son causadas principalmente por la velocidad orbital variable de la Luna debido a la excentricidad de su órbita: esto permite ver hasta aproximadamente 6 ° más a lo largo de su perímetro desde la Tierra. El paralaje es un efecto geométrico: en la superficie de la Tierra estamos desplazados de la línea a través de los centros de la Tierra y la Luna, y debido a esto podemos observar un poco (alrededor de 1 °) más alrededor del lado de la Luna cuando está encendida nuestro horizonte local
Planetas
Durante algún tiempo se pensó que Mercurio estaba bloqueado por la marea con el Sol. Esto se debió a que cada vez que Mercurio estaba mejor ubicado para la observación, el mismo lado miraba hacia adentro. Las observaciones de radar en 1965 demostraron en cambio que Mercurio tiene una resonancia de órbita de giro 3: 2, que gira tres veces por cada dos revoluciones alrededor del Sol, lo que resulta en la misma posición en esos puntos de observación. La excentricidad de la órbita de Mercurio hace que esta resonancia 3: 2 sea estable.
El intervalo de 583.92 días de Venus entre aproximaciones cercanas sucesivas a la Tierra es igual a 5.001444 días solares de Venus, haciendo visible aproximadamente la misma cara desde la Tierra en cada aproximación cercana. Se desconoce si esta relación surgió por casualidad o es el resultado de algún tipo de bloqueo de mareas con la Tierra. [3]
Un planeta que está bloqueado por mareas a su estrella tiene un lado que está en perpetua luz estelar y otro que está en perpetua oscuridad.
Estrellas
Se espera que las estrellas binarias cercanas en todo el universo estén bloqueadas mutuamente por marea, y también se cree que los planetas extrasolares que orbitan sus primarias extremadamente cerca también están bloqueados por mareas. Un ejemplo inusual, confirmado por MOST , es Tau Boötis , una estrella bloqueada por un planeta. El bloqueo de las mareas es casi seguro mutuo. [4]
Escala de tiempo
Se puede obtener una estimación del tiempo para que un cuerpo quede bloqueado por la marea usando la siguiente fórmula: [5]
$\text{[math]}$ dónde

$\text{[math]}$ es la velocidad de giro inicial ( radianes por segundo )
$\text{[math]}$ es el eje semi-mayor del movimiento del satélite alrededor del planeta (dado por el promedio de distancias de perigeo y apogeo )
$\text{[math]}$ $\text{[math]}$ Es el momento de inercia del satélite.
$\text{[math]}$ es la función de disipación del satélite.
$\text{[math]}$ es la constante gravitacional
$\text{[math]}$ es la masa del planeta
$\text{[math]}$ es la masa del satélite
$\text{[math]}$ es el número de marea Amor del satélite
$\text{[math]}$ es el radio medio del satélite.

$\text{[math]}$ y $\text{[math]}$ son generalmente muy poco conocidos, excepto por la Luna, que tiene $\text{[math]}$ . Para una estimación realmente aproximada, es común tomar $\text{[math]}$ ≈100 (quizás conservadoramente, dando tiempos de bloqueo sobreestimados), y
$\text{[math]}$ dónde

$\text{[math]}$ es la densidad del satélite
$\text{[math]}$ es la gravedad superficial del satélite
$\text{[math]}$ Es la rigidez del satélite. Esto se puede tomar aproximadamente como 3 × 1010 Nm − 2 para objetos rocosos y 4 × 109 Nm − 2 para objetos helados.

Como se puede ver, incluso conocer el tamaño y la densidad del satélite deja muchos parámetros que deben estimarse (especialmente w , Q y $\text{[math]}$ ), de modo que se espera que los tiempos de bloqueo calculados obtenidos sean inexactos, incluso con factores de diez. Además, durante la fase de bloqueo de las mareas, el radio orbital a puede haber sido significativamente diferente del observado hoy en día debido a la aceleración de las mareas posterior, y el tiempo de bloqueo es extremadamente sensible a este valor.
Debido a que la incertidumbre es tan alta, las fórmulas anteriores se pueden simplificar para dar una algo menos engorrosa. Al asumir que el satélite es esférico, $\text{[math]}$ , Q = 100, y es sensato adivinar una revolución cada 12 horas en el estado inicial sin bloqueo (la mayoría de los asteroides tienen períodos de rotación entre aproximadamente 2 horas y aproximadamente 2 días)
$\text{[math]}$ [ cita requerida ]
con masas en kg, distancias en metros y μ en Nm − 2. μ puede tomarse aproximadamente como 3 × 1010 Nm − 2 para objetos rocosos y 4 × 109 Nm − 2 para objetos helados.
Tenga en cuenta la dependencia extremadamente fuerte del radio orbital a .
Para el bloqueo de un cuerpo primario a su satélite como en el caso de Plutón, los parámetros del satélite y del cuerpo primario pueden intercambiarse.
Una conclusión es que, si otras cosas son iguales (como Q y μ), una luna grande se bloqueará más rápido que una luna más pequeña en el mismo radio orbital del planeta porque $\text{[math]}$ crece a medida que el cubo del radio del satélite, $\text{[math]}$ [ contradictorio ] Un posible ejemplo de esto es en el sistema de Saturno, donde Hyperion no está bloqueado por mareas, mientras que el Iapetus más grande, que orbita a una distancia mayor, sí lo está. Sin embargo, esto no está claro porque Hyperion también experimenta una fuerte conducción desde el Titán cercano, lo que obliga a su rotación a ser caótica.
Las fórmulas anteriores para la escala de tiempo de bloqueo pueden estar desactivadas por órdenes de magnitud, porque ignoran la dependencia de frecuencia de $\text{[math]}$ .
Lista de cuerpos conocidos bloqueados por mareas Sistema Solar
Encerrado a la tierra

Luna

Bloqueado a Marte

Fobos
Deimos

Bloqueado a Júpiter

Metis
Adrastea
Amaltea
El ser
Io
Europa
Ganímedes
Calisto

Bloqueado a Saturno

Pan
Atlas
Prometeo
Pandora
Epimeteo
Janus
Mimas
Encelado
Telesto
Tetis
Calipso
Dione
ñandú
Titán
Japeto

Bloqueado a Urano

Miranda
Ariel
Umbriel
Titania
Oberon

Bloqueado a Neptuno

Proteo
Tritón

Bloqueado a Plutón

Charon (Plutón está encerrado en Charon)

Extra solar

Se sabe que Tau Boötis está encerrado en el planeta gigante en órbita cercana Tau Boötis b . [4]

Cuerpos que probablemente estén bloqueados Sistema Solar
Basado en la comparación entre el tiempo probable necesario para bloquear un cuerpo a su primario, y el tiempo que ha estado en su órbita actual (comparable con la edad del Sistema Solar para la mayoría de las lunas planetarias), se cree que varias lunas están bloqueadas . Sin embargo, sus rotaciones no se conocen o no se conocen lo suficiente. Estos son:
Probablemente encerrado en Saturno

Daphnis
Methone
Pallene
Helene
Polydeuces

Probablemente encerrado en Urano

Cordelia
Ofelia
Bianca
Cressida
Desdémona
Julieta
Portia
Rosalind
Cupido
Belinda
Perdita
Disco
Mab
Oberon

Probablemente encerrado en Neptuno

Náyade
Thalassa
Despina
Galatea
Larisa

Extrasolar

Alpha Centauri Bb puede estar bloqueado por marea a su estrella madre Alpha Centauri .
Gliese 581 c , [6] Gliese 581 g , [7] [8] Gliese 581 b , [ cita requerida ] y Gliese 581 e [ cita requerida ] pueden estar bloqueados por marea a su estrella madre Gliese 581 . Es casi seguro que Gliese 581 d está bloqueado en la resonancia de órbita giratoria 2: 1 o 3: 2 con la misma estrella. [9]

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