El calentamiento de las mareas (también conocido como trabajo de las mareas o flexión de las mareas ) se produce a través de procesos de fricción de las mareas : la energía orbital y rotacional se disipa en forma de 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 del periapsis que cerca de la apoapsis. Así, la deformación del cuerpo debida a las fuerzas de marea (es decir, el abultamiento de marea) varía a lo largo de su órbita, generando fricción interna que calienta su interior. Esta energía ganada por el objeto proviene de su energía orbital y/o energía rotacional , por lo que con el tiempo en un sistema de dos cuerpos, la órbita elíptica inicial decae en una órbita circular ( circularización de marea ) y los períodos de rotación de los dos cuerpos se ajustan hacia coincidiendo con el período orbital ( bloqueo de marea ). El calentamiento sostenido por marea se produce cuando se impide que la órbita elíptica circule debido a fuerzas gravitacionales adicionales de otros cuerpos que siguen tirando del objeto de regreso a una órbita elíptica. En este sistema más complejo, la energía orbital y rotacional todavía se está convirtiendo en energía térmica; sin embargo, ahora el semieje mayor de la órbita se reduciría en lugar de su excentricidad .
El calentamiento de las mareas es responsable de la actividad geológica del cuerpo volcánicamente más activo del Sistema Solar : Io , una luna de Júpiter . La excentricidad de Ío persiste como resultado de sus resonancias orbitales con las lunas galileanas Europa y Ganímedes . [1] El mismo mecanismo ha proporcionado la energía para derretir las capas inferiores del hielo que rodean el manto rocoso de la siguiente gran luna más cercana a Júpiter, Europa. Sin embargo, el calentamiento de este último es más débil debido a la flexión reducida: Europa tiene la mitad de la frecuencia orbital de Io y un radio un 14% más pequeño; Además, aunque la órbita de Europa es aproximadamente dos veces más excéntrica que la de Ío, la fuerza de marea disminuye con el cubo de la distancia y es sólo una cuarta parte de su fuerza en Europa. Júpiter mantiene las órbitas de las lunas a través de las mareas que generan 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 funcionan gracias a la fricción generada en su interior. [2]
Munk y Wunsch (1998) estimaron que la Tierra experimenta 3,7 TW (0,0073 W/m 2 ) de calentamiento por mareas, de los cuales el 95% (3,5 TW o 0,0069 W/m 2 ) está asociado con mareas oceánicas y el 5% (0,2 TW o 0,0004 W/m 2 ) está asociado con las mareas de la Tierra , donde 3,2 TW se deben a interacciones de mareas con la Luna y 0,5 TW se deben a interacciones de mareas con el Sol. [3] Egbert y Ray (2001) confirmaron esa estimación general y escribieron: "La cantidad total de energía de marea disipada en el sistema Tierra-Luna-Sol ahora está bien determinada. Los métodos de geodesia espacial: altimetría, alcance láser satelital, medición lunar alcance láser: han convergido a 3,7 TW ..." [4]
Heller et al. (2021) estimaron que poco después de que se formara la Luna, cuando ésta orbitaba entre 10 y 15 veces más cerca de la Tierra que ahora, el calentamiento de las mareas podría haber contribuido con ~10 W/m 2 de calentamiento durante quizás 100 millones de años, y que esto podría haber explicado un aumento de temperatura de hasta 5°C en la Tierra primitiva. [5] [6]
Harada et al. (2014) propusieron que el calentamiento de las mareas puede haber creado una capa fundida en el límite entre el núcleo y el manto dentro de la Luna de la Tierra. [7]
Io, la luna más cercana a Júpiter, experimenta un considerable calentamiento por marea.
La tasa de calentamiento por marea, , en un satélite sincrónico de espín , coplanar ( ) y que tiene una órbita excéntrica viene dada por:
La potencia disipada por mareas en un rotador no sincronizado viene dada por una expresión más compleja. [12]
