Bloqueo de marea

Situación en la que el período orbital de un objeto astronómico coincide con su período de rotación

El bloqueo de las mareas hace que la Luna gire alrededor de su eje aproximadamente en el mismo tiempo que tarda en orbitar la Tierra . Excepto por la libración , esto da como resultado 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 estuviera girando en absoluto, mostraría alternativamente sus lados cercano y lejano a la Tierra, mientras se movía alrededor de la Tierra en órbita, como se muestra en la figura de la derecha.

Una vista lateral del sistema Plutón-Caronte. Plutón y Caronte están unidos entre sí por mareas. Caronte es lo suficientemente masivo como para que el baricentro del sistema de Plutón se encuentre fuera de Plutón; por lo tanto, a veces se considera que Plutón y Caronte son un sistema binario .

El bloqueo de marea entre un par de cuerpos astronómicos en órbita conjunta se produce cuando uno de los objetos alcanza un estado en el que ya no hay ningún cambio neto en su velocidad de rotación a lo largo de una órbita completa. En el caso de que un cuerpo bloqueado por marea posea rotación sincrónica, el objeto tarda el mismo tiempo en girar alrededor de su propio eje que en girar alrededor de su compañero. Por ejemplo, la misma cara de la Luna siempre mira a la Tierra , aunque hay cierta variabilidad porque la órbita de la Luna no es perfectamente circular. Por lo general, sólo el satélite está vinculado 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 unido por marea al otro; este es el caso de Plutón y Caronte , así como de Eris y Dysnomia . Los nombres alternativos para el proceso de bloqueo de marea son bloqueo gravitacional , ^[2] rotación capturada y bloqueo de órbita de giro .

El efecto surge entre dos cuerpos cuando su interacción gravitacional ralentiza la rotación de un cuerpo hasta que queda bloqueado por marea. Durante muchos millones de años, las fuerzas de interacción cambian sus órbitas y tasas 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 velocidad de rotación a lo largo de una órbita completa, se dice que está bloqueado por mareas. ^[3] El objeto tiende a permanecer en este estado porque dejarlo requeriría agregar energía nuevamente 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.

Existe ambigüedad en el uso de los términos "bloqueo de marea" y "bloqueo de marea", ya que algunas fuentes científicas lo utilizan para referirse exclusivamente a la rotación sincrónica 1:1 (por ejemplo, la Luna), mientras que otras incluyen resonancias orbitales no sincrónicas en que no hay más transferencia de momento angular a lo largo de una órbita (por ejemplo, Mercurio). ^[4] En el caso de Mercurio , el planeta 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 en el caso de la Luna, el bloqueo de las mareas da como resultado que el mismo hemisferio del objeto en rotación mire constantemente a su compañero. ^{[3] [4] [5]} Independientemente de la definición de bloqueo de marea que se utilice, exactamente la misma parte del cuerpo no necesariamente siempre estará de cara a la pareja. Puede haber diferencias menores debido a variaciones en la velocidad orbital del cuerpo bloqueado y la inclinación de su eje de rotación a lo largo del tiempo.

Mecanismo

Si los abultamientos de marea en un cuerpo (verde) están desalineados con el eje mayor (rojo), las fuerzas de marea (azul) ejercen un torque neto sobre ese cuerpo que lo tuerce hacia la dirección de realineación.

Considere un par de objetos en órbita conjunta, A y B. El cambio en la velocidad de rotación necesario para bloquear por marea el cuerpo B con el cuerpo más grande A es causado por el par aplicado por la gravedad de A sobre las protuberancias que ha inducido en B por las fuerzas de marea . ^[6]

La fuerza gravitacional del objeto A sobre B variará con la distancia, siendo mayor en la superficie más cercana a A y menor 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 mo 1 pie 4 pulgadas. ^[7] ) 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 "altas" que viajan cerca del punto donde el cuerpo A está sobre su cabeza. Para los cuerpos astronómicos grandes que son casi esféricos debido a la autogravitación, la distorsión de 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 marea. En efecto, se requiere algo de tiempo para remodelar B a la forma de equilibrio gravitacional, momento en el cual las protuberancias en formación ya se han alejado a cierta distancia del eje A-B por la rotación de B. Visto desde un punto de vista estratégico en el espacio, los puntos de máxima extensión del abultamiento se desplazan del eje orientado hacia A. Si el período de rotación de B es más corto que su período orbital, los abultamientos 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 están desplazadas del eje A-B, la atracción gravitacional de A sobre la masa que hay en ellas ejerce un par sobre B. La torsión sobre la protuberancia orientada hacia A actúa para alinear la rotación de B con su período orbital, mientras que " El abultamiento "posterior", que mira en dirección opuesta a A, actúa en el sentido opuesto. Sin embargo, el bulto del lado que mira hacia A está más cerca de A que el bulto posterior en una distancia de aproximadamente el diámetro de B, por lo que experimenta una fuerza gravitacional y un par de torsión ligeramente más fuertes. Entonces, el par neto resultante de ambas protuberancias siempre está en la dirección que actúa para sincronizar la rotación de B con su período orbital, lo que eventualmente conduce al bloqueo de marea.

Cambios orbitales

En (1), un satélite orbita en la misma dirección (pero más lenta) que la rotación de su cuerpo padre. El abultamiento de marea más cercano (rojo) atrae al satélite más que el abultamiento más lejano (azul), lo que ralentiza la rotación del progenitor al tiempo que imparte una fuerza positiva neta (las flechas punteadas muestran las fuerzas resueltas en sus componentes) en la dirección de la órbita, elevándolo a una posición más alta. órbita (aceleración de marea).
En (2) con la rotación invertida, la fuerza neta se opone a la dirección de la órbita del satélite, bajándolo (desaceleración de marea).

Si la frecuencia de rotación es mayor que la frecuencia orbital, surge un pequeño par que contrarresta la rotación y eventualmente 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 desacelera y pierde momento angular de rotación, su momento angular orbital aumenta 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 alrededor de A junto con su desaceleración rotacional. 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 marea también lo experimenta el cuerpo más grande A, pero a un ritmo más lento porque el efecto gravitacional de B es más débil debido a la masa más pequeña de B. Por ejemplo, la Luna está desacelerando gradualmente la rotación de la Tierra, en una cantidad que se vuelve perceptible a lo largo del tiempo geológico, como lo revela el registro fósil. ^[8] Las estimaciones actuales son que esto (junto con la influencia de las mareas del Sol) ha ayudado a alargar el día terrestre de aproximadamente 6 horas a las 24 horas actuales (más de ≈ ⁠4½ mil millones de años). Actualmente, los relojes atómicos muestran que el día terrestre se alarga, en promedio, unos 2,3 milisegundos por siglo. ^[9] Con el tiempo suficiente, esto crearía un bloqueo de marea mutuo entre la Tierra y la Luna. La duración del día terrestre 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 terrestre actual. Sin embargo, no se espera que la Tierra quede atrapada por las mareas en la Luna antes de que el Sol se convierta en una gigante roja y engulla a la Tierra y la Luna. ^{[10] [11]}

Para cuerpos de tamaño similar, el efecto puede ser de tamaño comparable para ambos, y ambos pueden quedar unidos por mareas 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. ^[12]

Órbitas excéntricas

Un malentendido muy extendido es que un cuerpo bloqueado por las mareas gira permanentemente hacia su anfitrión.

—  Heller et al. (2011) ^[4]

Para 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 manera 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. ^[13]

En algunos casos en los que la órbita es excéntrica y el efecto de marea es relativamente débil, el cuerpo más pequeño puede terminar en la llamada resonancia de órbita de espín , en lugar de quedar bloqueado por 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 fijado en su propia órbita alrededor del Sol en una resonancia de 3:2. ^[2] Esto da como resultado que la velocidad de rotación coincida aproximadamente con la velocidad orbital alrededor del perihelio. ^[14]

Se espera que muchos exoplanetas (especialmente los cercanos) estén en resonancias de órbita de giro superiores a 1:1. Un planeta terrestre similar a Mercurio puede, por ejemplo, quedar capturado en una resonancia de órbita de giro de 3:2, 2:1 o 5:2, y la probabilidad de cada una de ellas depende de la excentricidad orbital. ^[15]

Ocurrencia

lunas

Debido al bloqueo de las mareas, los habitantes del cuerpo central nunca podrán ver la zona verde del satélite.

Las veinte lunas conocidas en el Sistema Solar que son lo suficientemente grandes como para ser redondas están bloqueadas por mareas con sus primarias, porque orbitan muy cerca y la fuerza de marea aumenta rápidamente (como función cúbica ) al disminuir la distancia. ^[16] Por otro lado, los satélites exteriores irregulares de los gigantes gaseosos (p. ej. Phoebe ), que orbitan mucho más lejos que las grandes lunas conocidas, no están bloqueados por mareas.

Plutón y Caronte son un ejemplo extremo de 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 estén mutuamente bloqueados por mareas. Las otras lunas de Plutón no están bloqueadas por mareas; Styx , Nix , Kerberos e Hydra giran caóticamente debido a la influencia de Caronte. ^[17] De manera similar, Eris y Dysnomia están mutuamente bloqueados por mareas. ^[18] Orcus y Vanth también podrían estar mutuamente bloqueados por mareas, pero los datos no son concluyentes. ^[19]

La situación de bloqueo de marea para las lunas de asteroides se desconoce en gran medida, pero se espera que las binarias en órbita cercana estén bloqueadas por marea, ^{[ cita necesaria ]} así como las binarias de contacto .

Luna de la Tierra

La libración provoca variabilidad en la porción de la Luna visible desde la Tierra.

La rotación de la Luna y los períodos orbitales de la Tierra están sincronizados entre sí en términos de mareas, por lo que no importa cuándo se observe la Luna desde la Tierra, siempre se verá el mismo hemisferio de la Luna. La mayor parte de la cara oculta de la Luna no fue vista hasta 1959, cuando se transmitieron fotografías de la mayor parte de la cara oculta desde la nave espacial soviética Luna 3 . ^[20]

Cuando se observa la Tierra desde la Luna, la Tierra no parece moverse a través del cielo. Permanece en el mismo lugar mostrando casi toda su superficie al girar sobre su eje. ^[21]

A pesar de que los períodos de rotación y órbita de la Luna están exactamente sincronizados, alrededor del 59 por ciento de la superficie total de la Luna puede verse 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 desde la Tierra hasta aproximadamente 6° más a lo largo de su perímetro. El paralaje es un efecto geométrico: en la superficie de la Tierra, los observadores están desplazados de la línea que pasa por los centros de la Tierra y la Luna; esto representa aproximadamente una diferencia de 1° en la superficie de la Luna que se puede ver alrededor de los lados de la Luna al comparar las observaciones realizadas durante la salida y la puesta de la Luna. ^[22]

Planetas

Durante algún tiempo se pensó que Mercurio estaba en rotación sincrónica con el Sol. Esto se debía a que siempre que Mercurio estaba en la mejor posición para la observación, el mismo lado miraba hacia adentro. En cambio, las observaciones de radar realizadas en 1965 demostraron que Mercurio tiene una resonancia de órbita de espín de 3:2, que gira tres veces por cada dos revoluciones alrededor del Sol, lo que da como resultado el mismo posicionamiento en esos puntos de observación. Los modelos han demostrado que Mercurio fue capturado en el estado de órbita de giro 3:2 muy temprano en su historia, probablemente entre 10 y 20 millones de años después de su formación. ^[23]

El intervalo de 583,92 días entre sucesivos acercamientos de Venus a la Tierra es igual a 5,001444 días solares venusianos, lo que hace que aproximadamente la misma cara sea visible desde la Tierra en cada acercamiento. Se desconoce si esta relación surgió por casualidad o es el resultado de algún tipo de bloqueo de marea con la Tierra. ^[24]

El exoplaneta Próxima Centauri b descubierto en 2016, que orbita alrededor de Próxima Centauri , es casi con certeza bloqueado por mareas, expresando una rotación sincronizada o una resonancia de órbita de giro de 3:2 como la de Mercurio. ^[25]

Una forma de exoplanetas hipotéticos bloqueados por mareas son los planetas de globo ocular , que a su vez se dividen en planetas de globo ocular "calientes" y "fríos". ^{[26] [27]}

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 muy cerca de ellas están bloqueados por mareas. Un ejemplo inusual, confirmado por MOST , puede ser Tau Boötis , una estrella que probablemente esté bloqueada por mareas por su planeta Tau Boötis b . ^[28] Si es así, es casi seguro que el bloqueo de las mareas es mutuo. ^{[29] [30]}

Escala de tiempo

Se puede obtener una estimación del tiempo que tarda un cuerpo en quedar bloqueado por las mareas utilizando la siguiente fórmula: ^[31]

${\displaystyle t_{\text{lock}}\approx {\frac {\omega a^{6}IQ}{3Gm_{p}^{2}k_{2}R^{5}}}}$

dónde

• ${\displaystyle \omega \,}$es la velocidad de giro inicial expresada en radianes por segundo ,
• ${\displaystyle a\,}$es el semieje mayor del movimiento del satélite alrededor del planeta (dado por el promedio de las distancias de periapsis y apoapsis ),
• ${\displaystyle I\,}$ ${\displaystyle \approx 0.4\;m_{s}R^{2}}$es el momento de inercia del satélite, donde es la masa del satélite y es el radio medio del satélite, ${\displaystyle m_{s}}$ ${\displaystyle R}$
• ${\displaystyle Q\,}$es la función de disipación del satélite,
• ${\displaystyle G\,}$es la constante gravitacional ,
• ${\displaystyle m_{p}\,}$es la masa del planeta (es decir, el objeto que está en órbita), y
• ${\displaystyle k_{2}\,}$es el número de marea de Love del satélite.

${\displaystyle Q}$y generalmente son muy poco conocidos, excepto la Luna, que tiene . Para una estimación realmente aproximada, es común tomar (quizás de manera conservadora, dando tiempos de bloqueo sobreestimados), y ${\displaystyle k_{2}}$ ${\displaystyle k_{2}/Q=0.0011}$ ${\displaystyle Q\approx 100}$

${\displaystyle k_{2}\approx {\frac {1.5}{1+{\frac {19\mu }{2\rho gR}}}},}$

dónde

• ${\displaystyle \rho \,}$es la densidad del satélite
• ${\displaystyle g\approx Gm_{s}/R^{2}}$es la gravedad superficial del satélite
• ${\displaystyle \mu \,}$es la rigidez del satélite. Esto se puede tomar aproximadamente como 3 × 10¹⁰  N·m ⁻² para objetos rocosos y 4 × 10⁹  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 ), de modo que se espera que cualquier tiempo de bloqueo calculado obtenido sea inexacto, incluso en factores de diez. Además, durante la fase de bloqueo de marea, el semieje mayor puede haber sido significativamente diferente del observado hoy en día debido a la aceleración de marea posterior , y el tiempo de bloqueo es extremadamente sensible a este valor. ${\displaystyle a}$

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, 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) ${\displaystyle k_{2}\ll 1\,,Q=100}$

${\displaystyle t_{\text{lock}}\approx 6\ {\frac {a^{6}R\mu }{m_{s}m_{p}^{2}}}\times 10^{10}\ {\text{years}},}$^[32]

con masas en kilogramos, distancias en metros y en newtons por metro cuadrado; se puede tomar aproximadamente como 3 × 10 ${\displaystyle \mu }$ ${\displaystyle \mu }$¹⁰  N·m ⁻² para objetos rocosos y 4 × 10⁹  N·m ⁻² para los helados.

Existe una dependencia extremadamente fuerte del semieje mayor . ${\displaystyle a}$

Para fijar 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 como el cubo del radio del satélite . Un posible ejemplo de esto es el sistema de Saturno, donde Hyperion no está bloqueado por mareas, mientras que Jápeto , más grande , que orbita a mayor distancia, sí lo está. Sin embargo, esto no está claro porque Hyperion también experimenta un fuerte impulso del cercano Titán , lo que obliga a que su rotación sea caótica. ${\displaystyle Q}$ ${\displaystyle \mu }$ ${\displaystyle m_{s}\,}$ ${\displaystyle R}$

Las fórmulas anteriores para la escala de tiempo de bloqueo pueden estar equivocadas en órdenes de magnitud, porque ignoran la dependencia de la frecuencia . 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. ^[33] ${\displaystyle k_{2}/Q}$

Lista de cuerpos bloqueados por mareas conocidos

Sistema solar

Todos los cuerpos que se encuentran debajo están bloqueados por mareas y, además, todos, excepto Mercurio, están en rotación sincrónica. (Mercurio está bloqueado por mareas, pero no en rotación sincrónica).

extrasolar

• 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 mareas, lo que dificulta estimar la verdadera incidencia de este fenómeno. ^{[43] Se sabe que} Tau Boötis está encerrado en el planeta gigante en órbita cercana Tau Boötis b . ^[28]

Es probable que los cuerpos estén encerrados

Sistema solar

Basándose en la comparación entre el tiempo probable necesario para fijar 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
• Egeón
• metona
• antena
• palene
• helena
• polideuces

Probablemente bloqueado con Urano

• cordelia
• Ofelia
• blanca
• cresida
• Desdémona
• julieta
• Porcia
• rosalinda
• Cupido
• belinda
• Perdita
• Disco
• mab

Probablemente bloqueado en Neptuno

• Náyade
• talassa
• Despina
• Galatea
• Larisa

Probablemente mutuamente bloqueados por mareas

• Orcus y Vanth ^[44]

extrasolar

• Gliese 581c , ^[45] Gliese 581g , ^{[46] [47]} Gliese 581b , ^[48] y Gliese 581e ^[49] pueden estar unidos por mareas a su estrella madre Gliese 581 . Es casi seguro que Gliese 581d sea capturado en resonancia de órbita de giro 2:1 o 3:2 con la misma estrella. ^[50]
• Es probable que todos los planetas del sistema TRAPPIST-1 estén bloqueados por mareas. ^{[51] [52]}

Ver también

• Conservación del momento angular  – Cantidad física conservada; análogo rotacional del momento linealPages displaying short descriptions of redirect targets
• Marea terrestre#Efectos
• Estabilización por gradiente de gravedad  : método para la estabilización y orientación de varias naves espaciales.
• Mecanismo Kozai  : fenómeno dinámico que afecta la órbita de un sistema binario perturbado por un tercer cuerpo distante
• Resonancia orbital  : influencia gravitacional mutua regular y periódica de los cuerpos en órbita
• Habitabilidad planetaria  : grado conocido en el que un planeta es adecuado para la vida.
• Rotación pseudosincrónica : una casi sincronización de revolución y rotación en el periastrón
• Límite de Roche  : radio orbital que desintegrará un satélite
• Órbita sincrónica  : órbita de un cuerpo astronómico igual al período de rotación promedio de ese cuerpo.Pages displaying wikidata descriptions as a fallback
• Aceleración de las mareas  : fenómeno natural debido al cual se produce el bloqueo de las mareas.
• Rotación alrededor de un eje fijo  – Tipo de movimiento

Referencias

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