Jeg prøver å skrive en gravitasjonssimulering (solplaneter osv.), og håper tidevannslåsing kan være en demonstrert funksjon.
Å bruke en enkel ligning for tyngdekraften har gitt noen interessante resultater, men (med mindre den fremvoksende oppførselen) ser jeg ingenting som vil oppmuntre til tidevannslåsing. , soler og andre soler (binære stjerner).
Er det et resultat av dannelsen av disse objektene, eller er det på en eller annen måte en funksjon av tyngdekraftsligningen?
Kommentarer
- Modellerte du stjernene / planetene dine som punktmasser eller som sfærer? Tidevannslåsing skjer bare når du behandler stjerner / planeter som volum uten null (og dermed tyngdekraft kraft bruker moment, som endrer vinkelmoment).
Svar
Tidevannslåsing oppstår fordi planeten deformerer satellitten inn i en oval, med lang akse som peker mot planeten. Hvis satellitten roterer, vil den lange aksen bevege seg bort fra å peke mot planeten, og tyngdekraften til planeten vil ha en tendens til å trekke den tilbake, og redusere rotasjonen til ett ansikt vender permanent mot planeten. Tidevannslåsing er ikke et resultat av dannelsesprosessene, men en konsekvens av at satellitter ikke er helt stive.
For å modellere effekten av tidevann på satellittenes baner og rotasjonsperioder, må du vite flere viktige informasjon.
Først må du åpenbart vite størrelsen på planeten og satellitten (både når det gjelder masse og radius) baneformen og rotasjonshastigheten til både planeten og satellitten. mange gjenstander, disse verdiene er velkjente.
Deretter, og dette er den vanskelige biten, trenger du å vite hvordan satellitten og planeten vil bli deformert av den andres tyngdekraft, og hvor mye tidevannsoppvarming vil skje. Dette er det såkalte «kjærlighetsnummeret» (etter Augustus Love) og spredningsfunksjonen, Q.
Det er vanskelig å estimere disse. For Earth Moon-systemet er forholdet k / Q kjent for å være 0,0011. (men Jorden er en dårlig modell for andre planeter som ikke har et betydelig hav eller en flytende kjerne)
For andre planeter verdien av Q varierer mellom 10 og 10000 , med større verdier for gassgigantene, og k kan estimeres fra kroppens stivhet.
En enkel gravitasjonsmodell er ikke i stand til å fange finesser. av gravitasjonsinteraksjonen mellom to gjensidig deformerende legemer, faktisk for de fleste simuleringer, er planetene modellert som punkter, eller maksimalt som kuler, og dette er bra nok for alle bortsett fra høyeste presisjonsberegninger.
Tidevannslåsing tar lang tid (etter menneskelige standarder), men relativt kort tid sammenlignet med solsystemets alder. Tiden det tar er veldig sterkt avhengig (rekkefølge 6) av baneens radius.
Direkte simulering ville være mer eller mindre umulig: deformasjonene er for små, og tidsskalaen for låsing er for stor. Det ville være mulig (men vanskelig) å Tidevannslåsing i en simulering med urealistiske verdier for satellittens stivhet, og størrelsen på planeten (tenk geléverden, kretser rundt et (newtonsk) svart hull) slik at deformasjonen blir større og låsetiden kortere. Imidlertid er modellering av elastisk deformasjon av et legeme under tyngdekraft langt fra trivielt.
Kommentarer
- Jeg liker dette svaret veldig godt! Også det sammenhengende papiret ditt Q i solsystemet er en glede å lese, fordi det tar sin tid og forklarer ting godt. Dette må være en klassiker.
- Akkurat nå har jeg ' innsett at tidevannslåsing på grunn av statiske deformasjoner (for eksempel et binært system av steinete asteroider) kan utvikle seg noe annerledes enn Earth-Moon-systemet. På tide å ha det gøy med matematikk nå, de beste svarene er de som reiser flere spørsmål! 🙂