El bloqueo de marea (también llamado bloqueo gravitacional , rotación capturada y bloqueo de giro-órbita ), en el caso más conocido, ocurre cuando un cuerpo astronómico en órbita siempre tiene la misma cara hacia el objeto que está orbitando. Esto se conoce como rotación sincrónica : el cuerpo bloqueado por la marea tarda tanto en girar alrededor de su propio eje como en girar alrededor de su compañero. Por ejemplo, el mismo lado de la Luna siempre mira hacia la Tierra , aunque existe cierta variabilidad porque la órbita de la Luna no es perfectamente circular. Por lo general, solo el satélite está bloqueado por mareas al cuerpo más grande.[1] Sin embargo, si tanto la diferencia de masa entre los dos cuerpos como la distancia entre ellos son relativamente pequeñas, cada uno puede estar bloqueado por mareas al otro; este es el caso de Plutón y Caronte .
El efecto surge entre dos cuerpos cuando su interacción gravitacional ralentiza la rotación de un cuerpo hasta que se bloquea por marea. Durante muchos millones de años, las fuerzas de interacción cambian sus órbitas y velocidades de rotación como resultado del intercambio de energía y la disipación de calor . Cuando uno de los cuerpos alcanza un estado en el que ya no hay ningún cambio neto en su tasa de rotación en el curso de una órbita completa, se dice que está bloqueado por mareas. [2] El objeto tiende a permanecer en este estado cuando dejarlo requeriría volver a agregar energía al sistema. La órbita del objeto puede migrar con el tiempo para deshacer el bloqueo de marea, por ejemplo, si un planeta gigante perturba el objeto.
No todos los casos de bloqueo de mareas implican rotación sincrónica. [3] Con Mercurio , por ejemplo, este planeta bloqueado por las mareas completa tres rotaciones por cada dos revoluciones alrededor del Sol, una resonancia de órbita de giro de 3: 2. En el caso especial en el que una órbita es casi circular y el eje de rotación del cuerpo no está significativamente inclinado, como la Luna, el bloqueo de las mareas da como resultado que el mismo hemisferio del objeto giratorio esté constantemente frente a su compañero. [2] [3] [4] Sin embargo, en este caso, la misma parte exacta del cuerpo no siempre se enfrenta al compañero en todas las órbitas. Puede haber algunos cambios debido a variaciones en la velocidad orbital del cuerpo bloqueado y la inclinación de su eje de rotación.
Mecanismo
Considere un par de objetos co-orbitantes, A y B. El cambio en la velocidad de rotación necesaria para bloquear por marea el cuerpo B con el cuerpo más grande A es causado por la torsión aplicada por la gravedad de A sobre las protuberancias que ha inducido en B por las fuerzas de la marea . [5]
La fuerza gravitacional del objeto A sobre B variará con la distancia, siendo mayor en la superficie más cercana a A y mínima en la más distante. Esto crea un gradiente gravitacional a través del objeto B que distorsionará ligeramente su forma de equilibrio . El cuerpo del objeto B se alargará a lo largo del eje orientado hacia A y, a la inversa, se reducirá ligeramente en dimensión en direcciones ortogonales a este eje. Las distorsiones alargadas se conocen como protuberancias de marea . (Para la Tierra sólida, estas protuberancias pueden alcanzar desplazamientos de hasta alrededor de 0,4 metros (1,3 pies). [6] ) Cuando B aún no está bloqueado por mareas, las protuberancias viajan sobre su superficie debido a movimientos orbitales, con uno de los dos protuberancias de marea "alta" que viajan cerca del punto donde el cuerpo A está arriba. Para cuerpos astronómicos grandes que son casi esféricos debido a la autogravitación, la distorsión de la marea produce un esferoide ligeramente alargado , es decir, un elipsoide axialmente simétrico que se alarga a lo largo de su eje mayor. Los cuerpos más pequeños también experimentan distorsión, pero esta distorsión es menos regular.
El material de B ejerce resistencia a esta remodelación periódica provocada por la fuerza de la marea. En efecto, se requiere algo de tiempo para remodelar B a la forma de equilibrio gravitacional, momento en el cual las protuberancias formadas ya se han alejado a cierta distancia del eje A – B por la rotación de B. Vistos desde un punto de vista en el espacio, los puntos de máxima extensión 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 desplazan 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.
Debido a que las protuberancias ahora se desplazan del eje A – B, el tirón gravitacional de A sobre la masa en ellas ejerce un par sobre B. El par sobre la protuberancia que mira hacia A actúa para alinear la rotación de B con su período orbital, mientras que " La protuberancia de la espalda, que mira en dirección opuesta a A, actúa en sentido contrario. Sin embargo, la protuberancia en el lado que mira hacia A está más cerca de A que la protuberancia trasera en una distancia de aproximadamente el diámetro de B, por lo que experimenta una fuerza gravitacional y un par ligeramente más fuertes. El torque 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 eventualmente conduce al bloqueo de la marea.
Cambios orbitales
El momento angular de todo el sistema A – B se conserva en este proceso, de modo que cuando B se ralentiza y pierde momento angular rotacional, su momento angular orbital aumenta en una cantidad similar (también hay algunos efectos menores en la rotación de A). Esto da como resultado un aumento de la órbita de B alrededor de A junto con su desaceleración de rotación. Para el otro caso en el que B comienza a girar demasiado lentamente, el bloqueo de marea acelera su rotación y reduce su órbita.
Bloqueo del cuerpo más grande
El efecto de bloqueo de la marea también lo experimenta el cuerpo más grande A, pero a una velocidad más lenta porque el efecto gravitacional de B es más débil debido a la masa más pequeña de B. Por ejemplo, la rotación de la Tierra está siendo ralentizada gradualmente por la Luna, en una cantidad que se vuelve notable a lo largo del tiempo geológico, como se revela en el registro fósil. [7] Las estimaciones actuales son que esto (junto con la influencia de las mareas del Sol) ha ayudado a alargar el día de la Tierra de aproximadamente 6 horas a las 24 horas actuales (más de ≈ 4,5 mil millones de años). Actualmente, los relojes atómicos muestran que el día de la Tierra se alarga, en promedio, alrededor de 2,3 milisegundos por siglo. [8] Con el tiempo suficiente, esto crearía un bloqueo mutuo entre la Tierra y la Luna. La duración del día de la Tierra aumentaría y la duración de un mes lunar también aumentaría. El día sidéreo de la Tierra eventualmente tendría la misma duración que el período orbital de la Luna , aproximadamente 47 veces la duración del día de la Tierra en la actualidad. Sin embargo, no se espera que la Tierra se bloquee por mareas con la Luna antes de que el Sol se convierta en un gigante rojo y envuelva a la Tierra y la Luna. [9] [10]
Para cuerpos de tamaño similar, el efecto puede ser de tamaño comparable para ambos, y ambos pueden quedar bloqueados entre sí en una escala de tiempo mucho más corta. Un ejemplo es el planeta enano Plutón y su satélite Caronte . Ya han alcanzado un estado en el que Caronte es visible desde un solo hemisferio de Plutón y viceversa. [11]
Órbitas excéntricas
Un malentendido muy extendido es que un cuerpo bloqueado por la marea gira permanentemente un lado hacia su anfitrión.
- Heller y col. (2011) [3]
Para las órbitas que no tienen una excentricidad cercana a cero, la velocidad de rotación tiende a bloquearse con la velocidad orbital cuando el cuerpo está en periapsis , que es el punto de interacción de marea más fuerte entre los dos objetos. Si el objeto en órbita tiene un compañero, este tercer cuerpo puede hacer que la velocidad de rotación del objeto principal varíe de forma oscilatoria. Esta interacción también puede impulsar un aumento en la excentricidad orbital del objeto en órbita alrededor del primario, un efecto conocido como bombeo de excentricidad. [12]
En algunos casos donde la órbita es excéntrica y el efecto de la marea es relativamente débil, el cuerpo más pequeño puede terminar en una llamada resonancia de órbita giratoria , en lugar de estar bloqueado por la marea. Aquí, la relación entre el período de rotación de un cuerpo y su propio período orbital es una fracción simple diferente de 1: 1. Un caso bien conocido es la rotación de Mercurio , que está bloqueado en su propia órbita alrededor del Sol en una resonancia de 3: 2.
Se espera que muchos exoplanetas (especialmente los cercanos) tengan resonancias en órbita de espín superiores a 1: 1. Un planeta terrestre similar a Mercurio puede, por ejemplo, ser capturado en una resonancia de giro-órbita 3: 2, 2: 1 o 5: 2, con la probabilidad de que cada uno dependa de la excentricidad orbital. [13]
Ocurrencia
Lunas
La mayoría de las lunas principales del Sistema Solar , los satélites redondeados gravitacionalmente , están bloqueados por mareas con sus primarios, porque orbitan muy de cerca y la fuerza de las mareas aumenta rápidamente (como función cúbica ) al disminuir la distancia. [14] Las excepciones notables son los satélites exteriores irregulares de los gigantes gaseosos (por ejemplo, Hyperion ), que orbitan mucho más lejos que las grandes lunas conocidas.
Plutón y Caronte son un ejemplo extremo de un bloqueo de marea. Caronte es una luna relativamente grande en comparación con su primaria y también tiene una órbita muy cercana . Esto da como resultado que Plutón y Caronte se bloqueen mutuamente. Las otras lunas de Plutón no están bloqueadas por mareas; Styx , Nix , Kerberos e Hydra rotan caóticamente debido a la influencia de Caronte.
La situación de bloqueo de marea para las lunas de asteroides es en gran parte desconocida, pero se espera que los binarios en órbita cercana estén bloqueados por marea, así como los binarios de contacto .
Luna de la tierra
La rotación de la Luna de la Tierra y los períodos orbitales están bloqueados entre sí, 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 hasta 1959, cuando se transmitieron fotografías de la mayor parte del lado lejano desde la nave espacial soviética Luna 3 . [15]
Cuando se observa la Tierra desde la Luna, la Tierra no parece trasladarse a través del cielo sino que parece permanecer en el mismo lugar, girando sobre su propio eje. [dieciséis]
A pesar de que los períodos de rotación y orbital de la Luna están exactamente bloqueados, alrededor del 59 por ciento de la superficie total de la Luna se puede ver con observaciones repetidas desde la Tierra, debido a los fenómenos de libración y paralaje . Las libraciones son causadas principalmente por la variación de la velocidad orbital de la Luna debido a la excentricidad de su órbita: esto permite ver hasta unos 6 ° más a lo largo de su perímetro desde la Tierra. La paralaje es un efecto geométrico: en la superficie de la Tierra estamos desplazados de la línea que pasa por los centros de la Tierra y la Luna, y debido a esto podemos observar un poco (aproximadamente 1 °) más alrededor del lado de la Luna cuando está en nuestro horizonte local. [ cita requerida ]
Planetas
Durante algún tiempo se pensó que Mercurio estaba en rotación sincrónica con el Sol. Esto se debía a que siempre 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 giro-órbita de 3: 2, rotando tres veces por cada dos revoluciones alrededor del Sol, lo que resulta en el mismo posicionamiento en esos puntos de observación. El modelado ha demostrado que Mercurio fue capturado en el estado de giro-órbita 3: 2 muy temprano en su historia, dentro de los 20 (y más probablemente incluso 10) millones de años después de su formación. [17]
El intervalo de 583,92 días entre las sucesivas aproximaciones cercanas de Venus a la Tierra es igual a 5,001444 días solares de Venus , lo que hace que aproximadamente la misma cara sea visible 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 marea con la Tierra. [18]
El exoplaneta Proxima Centauri b , descubierto en 2016 que orbita alrededor de Proxima Centauri , está casi con seguridad bloqueado por mareas, expresando rotación sincronizada o una resonancia de órbita de giro 3: 2 como la de Mercurio. [19]
Una forma de exoplanetas hipotéticos bloqueados por mareas son los planetas del globo ocular , que a su vez se dividen en planetas del globo ocular "calientes" y "fríos". [20] [21]
Estrellas
Se espera que las estrellas binarias cercanas en todo el universo estén bloqueadas por mareas entre sí, y también se cree que los planetas extrasolares que orbitan sus primarias extremadamente cerca están bloqueados por mareas. Un ejemplo inusual, confirmado por MOST , puede ser Tau Boötis , una estrella que probablemente está bloqueada por las mareas de su planeta Tau Boötis b . [22] Si es así, es casi seguro que el bloqueo de las mareas sea mutuo. [23] [24] Sin embargo, dado que las estrellas son cuerpos gaseosos que pueden rotar con una velocidad diferente en diferentes latitudes, el bloqueo de marea es con el campo magnético de Tau Boötis . [ cita requerida ]
Escala de tiempo
Se puede obtener una estimación del tiempo que tarda un cuerpo en quedar bloqueado por las mareas mediante la siguiente fórmula: [25]
dónde
- es la velocidad de giro inicial expresada en radianes por segundo ,
- es el semieje mayor del movimiento del satélite alrededor del planeta (dado por el promedio de las distancias periapsis y apoapsis ),
- es el momento de inercia del satélite, donde es la masa del satélite y es el radio medio del satélite,
- es la función de disipación del satélite,
- es la constante gravitacional ,
- es la masa del planeta (es decir, el objeto en órbita), y
- es el número de marea Love del satélite.
y son generalmente muy poco conocidos excepto por la Luna, que tiene . Para una estimación muy aproximada, es común tomar (quizás de forma conservadora, dando tiempos de bloqueo sobreestimados), y
dónde
- es la densidad del satélite
- es la gravedad de la superficie del satélite
- es la rigidez del satélite. Esto se puede tomar aproximadamente como 3 × 10 10 N · m −2 para los objetos rocosos y 4 × 10 9 N · m −2 para los helados.
Incluso conocer el tamaño y la densidad del satélite deja muchos parámetros que deben estimarse (especialmente ω , Q y μ ), por lo que se espera que cualquier tiempo de bloqueo calculado obtenido sea inexacto, incluso con factores de diez. Además, durante la fase de bloqueo de mareas, el eje semi-mayorpuede haber sido significativamente diferente al observado hoy en día debido a la posterior aceleración de las mareas , 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. Suponiendo que el satélite es esférico,, y es sensato adivinar una revolución cada 12 horas en el estado inicial no bloqueado (la mayoría de los asteroides tienen períodos de rotación entre aproximadamente 2 horas y aproximadamente 2 días)
- [ cita requerida ]
con masas en kilogramos, distancias en metros y en newtons por metro cuadrado; se puede tomar aproximadamente como 3 × 10 10 N · m −2 para los objetos rocosos y 4 × 10 9 N · m −2 para los helados.
Existe una dependencia extremadamente fuerte del eje semi-mayor .
Para el bloqueo de un cuerpo primario a su satélite, como en el caso de Plutón, se pueden intercambiar los parámetros del satélite y del cuerpo primario.
Una conclusión es que, en igualdad de condiciones (como y ), una luna grande se bloqueará más rápido que una luna más pequeña a la misma distancia orbital del planeta porque crece a medida que el cubo del radio del satélite . Un posible ejemplo de esto está en el sistema de Saturno, donde Hyperion no está bloqueado por las mareas, mientras que el mayor Jápeto , que orbita a una distancia mayor, sí lo está. Sin embargo, esto no está claro porque Hyperion también experimenta una fuerte conducción desde el cercano Titán , lo que obliga a que su rotación sea caótica.
Las fórmulas anteriores para la escala de tiempo de bloqueo pueden estar desviadas en órdenes de magnitud, porque ignoran la dependencia de frecuencia de . Más importante aún, pueden ser inaplicables a binarios viscosos (estrellas dobles o asteroides dobles que son escombros), porque la dinámica de giro-órbita de tales cuerpos se define principalmente por su viscosidad, no por su rigidez. [26]
Lista de cuerpos conocidos bloqueados por mareas
Sistema solar
Cuerpo padre | Satélites bloqueados por mareas [27] |
---|---|
sol | Mercurio [28] [29] [17] (resonancia de giro-órbita 3: 2) |
tierra | Luna |
Marte | Fobos [30] · Deimos [31] |
Júpiter | Metis [32] · Adrastea · Amaltea [32] · Tebe [32] · Io · Europa · Ganímedes · Calisto |
Saturno | Pan · Atlas · Prometeo · Pandora · Epimeteo · Jano · Mimas · Encelado [33] · Telesto · Tetis [33] · Calipso · Dione [33] · Rea [33] · Titán · Japeto [33] |
Urano | Miranda · Ariel · Umbriel · Titania · Oberon |
Neptuno | Proteus · Triton [30] |
Plutón | Caronte (Plutón está encerrado en Caronte) [11] |
Extra solar
- Los métodos de detección de exoplanetas más exitosos (tránsitos y velocidades radiales) adolecen de un claro sesgo observacional que favorece la detección de planetas cercanos a la estrella; así, el 85% de los exoplanetas detectados se encuentran dentro de la zona de bloqueo de las mareas, lo que dificulta estimar la verdadera incidencia de este fenómeno. [34] Se sabe que Tau Boötis está encerrado en el planeta gigante en órbita cercana Tau Boötis b . [22]
Cuerpos susceptibles de estar encerrados
Sistema solar
Según la comparación entre el tiempo probable necesario para bloquear un cuerpo en su órbita primaria 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 bloqueado en Saturno
- Dafnis
- Aegaeon
- Metona
- Anthe
- Pallene
- Helene
- Polideuces
Probablemente encerrado en Urano
- Cordelia
- Ofelia
- Bianca
- Crésida
- Desdémona
- Julieta
- Portia
- Rosalind
- Cupido
- Belinda
- Perdita
- Disco
- Mab
Probablemente encerrado en Neptuno
- Náyade
- Thalassa
- Despina
- Galatea
- Larissa
Extrasolar
- Gliese 581c , [35] Gliese 581g , [36] [37] Gliese 581b , [38] y Gliese 581e [39] pueden estar vinculados por mareas a su estrella madre Gliese 581 . Es casi seguro que Gliese 581d se captura en la resonancia de la órbita de giro 2: 1 o 3: 2 con la misma estrella. [40]
- Es probable que todos los planetas del sistema TRAPPIST-1 estén bloqueados por mareas. [41] [42]
Ver también
- Conservación del momento angular
- Estabilización de gradiente de gravedad : un método utilizado para estabilizar algunos satélites artificiales.
- Resonancia orbital
- Habitabilidad planetaria
- Límite de Roche
- Órbita sincrónica
- Aceleración de las mareas
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