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 reducción de la flexión: 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 que es sincrónico de giro , coplanar ( ) y tiene una órbita excéntrica está dada por: donde , , y son, respectivamente, el radio medio, el movimiento orbital medio , la distancia orbital y la excentricidad del satélite . [8] es la masa del cuerpo anfitrión (o central) y representa la porción imaginaria del número de Love de segundo orden que mide la eficiencia con la que el satélite disipa la energía de las mareas en calor por fricción. Esta porción imaginaria se define por la interacción de la reología y la autogravitación del cuerpo. Por lo tanto, es función del radio, la densidad y los parámetros reológicos del cuerpo (el módulo de corte , la viscosidad y otros, que dependen del modelo reológico). [9] [10] Los valores de los parámetros reológicos, a su vez, dependen de la temperatura y la concentración de la masa fundida parcial en el interior del cuerpo. [11]
La potencia disipada por marea en un rotador no sincronizado viene dada por una expresión más compleja. [12]
