El calentamiento por mareas (también conocido como trabajo de marea o flexión de marea ) ocurre a través de los procesos de fricción de marea : la energía orbital y rotacional se disipa como calor en la superficie del océano o en el interior de un planeta o satélite (o en ambos). Cuando un objeto está en una órbita elíptica , las fuerzas de marea que actúan sobre él son más fuertes cerca del periapsis que cerca del apoapsis. Por lo tanto, la deformación del cuerpo debido 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 para coincidir con el período orbital ( bloqueo de marea ). El calentamiento sostenido por marea ocurre cuando se evita que la órbita elíptica se circularice 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 se contraería el semieje mayor de la órbita en lugar de su excentricidad .
El calentamiento por mareas es responsable de la actividad geológica del cuerpo volcánicamente más activo del Sistema Solar : Ío , 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 rodea el manto rocoso de la siguiente gran luna más cercana de Júpiter, Europa. Sin embargo, el calentamiento de esta última es más débil, debido a la flexión reducida: Europa tiene la mitad de la frecuencia orbital de Ío y un radio un 14% más pequeño; además, aunque la órbita de Europa es aproximadamente el doble de excéntrica que la de Ío, la fuerza de marea cae con el cubo de la distancia y es solo una cuarta parte tan fuerte en Europa. Júpiter mantiene las órbitas de las lunas a través de las mareas que generan en él y, por lo tanto, su energía rotacional en última instancia impulsa el sistema. [1] También se cree que la luna Encélado de Saturno tiene un océano de agua líquida debajo de su corteza helada, debido al calentamiento por mareas relacionado con su resonancia con Dione . Se cree que los géiseres de vapor de agua que expulsan material de Encélado son alimentados por la fricción generada en su interior. [2]
Munk y Wunsch (1998) estimaron que la Tierra experimenta 3,7 TW (0,0073 W/m2 ) de calentamiento por mareas, de los cuales el 95% (3,5 TW o 0,0069 W/m2 ) está asociado con las mareas oceánicas y el 5% (0,2 TW o 0,0004 W/m2 ) está asociado con las mareas terrestres , de los cuales 3,2 TW se deben a las interacciones de las mareas con la Luna y 0,5 TW a las interacciones de las mareas con el Sol. [3] Egbert y Ray (2001) confirmaron esa estimación general, escribiendo "La cantidad total de energía de las mareas disipada en el sistema Tierra-Luna-Sol está ahora bien determinada. Los métodos de geodesia espacial (altimetría, medición de distancias por láser satelital, medición de distancias por láser lunar) han convergido a 3,7 TW ..." [4]
Heller et al. (2021) estimaron que poco después de que se formara la Luna, cuando esta orbitaba entre 10 y 15 veces más cerca de la Tierra que ahora, el calentamiento por mareas podría haber contribuido con ~10 W/m2 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 por mareas puede haber creado una capa fundida en el límite entre el núcleo y el manto dentro de la Luna de la Tierra. [7]
La luna más cercana de Júpiter, Ío, experimenta un calentamiento considerable por mareas.
La tasa de calentamiento de marea, , en un satélite que es sincrónico con el giro , coplanar ( ), y tiene una órbita excéntrica está dada por: donde , , , y son respectivamente el radio medio del satélite, el movimiento orbital medio , la distancia orbital y la excentricidad. [8] es la masa del cuerpo anfitrión (o central) y representa la parte imaginaria del número de Love de segundo orden que mide la eficiencia con la que el satélite disipa la energía de marea en calor por fricción. Esta parte imaginaria está definida por la interacción de la reología del cuerpo y la autogravitación. Por lo tanto, es una 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 fusión parcial en el interior del cuerpo. [11]
La potencia disipada por marea en un rotador no sincronizado se da mediante una expresión más compleja. [12]
