El calentamiento de las mareas (también conocido como trabajo de las mareas o flexión de las mareas ) se produce a través de los procesos de fricción de las mareas : la energía orbital y de rotación se disipa como calor en la superficie del océano (o en ambos) o en el interior de un planeta o satélite. Cuando un objeto está en una órbita elíptica , las fuerzas de marea que actúan sobre él son más fuertes cerca de la periapsis que cerca de la apoapsis. Así, la deformación del cuerpo debida a las fuerzas de las mareas (es decir, el abultamiento de las mareas) varía a lo largo de su órbita, generando un rozamiento interno que calienta su interior. Esta energía ganada por el objeto proviene de su energía gravitacional., por lo que con el tiempo en un sistema de dos cuerpos, la órbita elíptica inicial decae en una órbita circular ( circularización de mareas ). El calentamiento sostenido de las mareas se produce cuando se evita que la órbita elíptica circule debido a las fuerzas gravitacionales adicionales de otros cuerpos que siguen tirando del objeto hacia una órbita elíptica. En este sistema más complejo, la energía gravitacional todavía se está convirtiendo en energía térmica; sin embargo, ahora el semieje mayor de la órbita se encogería en lugar de su excentricidad .
El calentamiento de las mareas es responsable de la actividad geológica del cuerpo más volcánicamente activo del Sistema Solar : Io , una luna de Júpiter . La excentricidad de Io persiste como resultado de sus resonancias orbitales con las lunas galileas Europa y Ganímedes . [1] El mismo mecanismo ha proporcionado la energía para derretir las capas inferiores del hielo que rodea el manto rocoso de la luna grande más cercana de Júpiter, Europa. Sin embargo, el calentamiento de este último es más débil debido a la reducción de la flexión: Europa tiene la mitad de la frecuencia orbital de Io y un radio 14% más pequeño; Además, mientras que la órbita de Europa es aproximadamente dos veces más excéntrica que la de Io, la fuerza de las mareas disminuye con el cubo de la distancia y es solo una cuarta parte de Europa. Júpiter mantiene las órbitas de las lunas a través de las mareas que se elevan en él y, por lo tanto, su energía de rotación finalmente impulsa el sistema. [1] De manera similar, se cree que Encelado, la luna de Saturno, tiene un océano de agua líquida debajo de su corteza helada, debido al calentamiento de las mareas relacionado con su resonancia con Dione . Se cree que los géiseres de vapor de agua que expulsan material de Encelado están alimentados por la fricción generada en su interior. [2]
La tasa de calentamiento de las mareas, , en un satélite que es síncrono de espín , coplanar (), y tiene una órbita excéntrica que viene dada por:
dónde , , , y son respectivamente el radio medio del satélite, el movimiento orbital medio , la distancia orbital y la excentricidad. [3] es la masa del cuerpo anfitrión (o central) y representa la porción imaginaria del número Love de segundo orden que mide la eficiencia con la que el satélite disipa la energía de las mareas en calor de fricción. Esta porción imaginaria se define por la interacción de la reología y la autogravitación del cuerpo. Por lo tanto, es una función del radio, la densidad y los parámetros reológicos del cuerpo (el módulo de corte , la viscosidad y otros, dependiendo del modelo reológico). [4] [5] Los valores de los parámetros reológicos, a su vez, dependen de la temperatura y la concentración de fusión parcial en el interior del cuerpo. [6]
La potencia disipada por las mareas en un rotador no sincronizado viene dada por una expresión más compleja. [7]
Ver también
Referencias
- ^ a b Peale, SJ; Cassen, P .; Reynolds, RT (1979), "Melting of Io by Tidal Dissipation", Science , 203 (4383): 892–894, Bibcode : 1979Sci ... 203..892P , doi : 10.1126 / science.203.4383.892 , JSTOR 1747884 , PMID 17771724
- ^ Peale, SJ (2003). "Vulcanismo inducido por las mareas". Mecánica celeste y astronomía dinámica 87, 129-155.
- ^ Segatz, M., T. Spohn, MN Ross y G. Schubert. 1988. "Disipación de las mareas, flujo de calor superficial y figura de modelos viscoelásticos de Io". Ícaro 75: 187. doi: 10.1016 / 0019-1035 (88) 90001-2.
- ^ Henning, Wade G. (2009), "Exoplanetas terrestres calentados por mareas: Modelos de respuesta viscoelástica", The Astrophysical Journal , 707 (2): 1000–1015, arXiv : 0912.1907 , Bibcode : 2009ApJ ... 707.1000H , doi : 10.1088 / 0004-637X / 707/2/1000
- ^ Renaud, Joe P .; Henning, Wade G. (2018), "Aumento de la disipación de las mareas mediante modelos reológicos avanzados: implicaciones para Io y exoplanetas activos en las mareas", The Astrophysical Journal , 857 (2): 98, arXiv : 1707.06701 , Bibcode : 2018ApJ ... 857. ..98R , doi : 10.3847 / 1538-4357 / aab784
- ^ Efroimsky, Michael (2012), "La disipación de las mareas en comparación con la disipación sísmica: en cuerpos pequeños, en la tierra y en superfluidades", The Astrophysical Journal , 746 : 150, doi : 10.1088 / 0004-637X / 746/2/150
- ^ Efroimsky, Michael; Makarov, Valeri V. (2014), "Disipación de las mareas en un cuerpo esférico homogéneo. I. Métodos", The Astrophysical Journal , 795 (1): 6, arXiv : 1406.2376 , Bibcode : 2014ApJ ... 795 .... 6E , doi : 10.1088 / 0004-637X / 795/1/6