Estou tentando escrever uma simulação de gravidade (planetas sóis etc.) e esperava que o bloqueio das marés pudesse ser um recurso demonstrado.
Usar uma equação simples para a gravidade produziu alguns resultados interessantes, mas (a menos que seja seu comportamento emergente) não vejo nada que incentive o bloqueio das marés. Mas, após algumas leituras, parece que o bloqueio das marés é bastante comum, planetas e seus satélites, planetas e sóis , sóis e outros sóis (estrelas binárias).
Isso é resultado do estágio de formação desses objetos ou é de alguma forma uma função da equação da gravidade?
Comentários
- Você modelou suas estrelas / planetas como massas pontuais ou como esferas? O bloqueio de maré ocorre apenas quando você trata estrelas / planetas como tendo volume diferente de zero (e, portanto, gravitacionais força aplica torque, que muda o momento angular).
Resposta
O travamento da maré ocorre porque o planeta deforma o satélite em um oval, com eixo longo apontando para o planeta. Se o satélite estiver girando, o eixo longo se afastará de apontar para o planeta, e a gravidade do planeta tenderá a puxá-lo para trás, diminuindo a rotação até que uma face fique permanentemente voltada para o planeta. O travamento das marés não é um resultado dos processos de formação, mas uma consequência dos satélites não serem perfeitamente rígidos.
Para modelar os efeitos das marés nas órbitas e períodos de rotação dos satélites, você precisa saber vários peças de informação.
Primeiro você obviamente precisa saber o tamanho do planeta e do satélite (ambos em termos de massa e raio), a forma da órbita e a taxa de rotação do planeta e do satélite. muitos objetos, esses valores são bem conhecidos.
Em seguida, e esta é a parte complicada, você precisa saber como o satélite e o planeta serão deformados pela gravidade do outro, e quanto aquecimento das marés será ocorrer. Esses são os chamados “número do amor” (após Augustus Love) e a função de dissipação, Q.
É difícil estimá-los. Para o sistema da Lua Terrestre, a razão k / Q é conhecida como 0,0011. (mas a Terra é um modelo pobre para outros planetas, que não têm um oceano substancial ou um núcleo líquido)
Para outros planetas o valor de Q varia entre 10 e 10.000 , com valores maiores para os gigantes gasosos, ek pode ser estimado a partir da rigidez dos corpos.
Um modelo gravitacional simples não é capaz de capturar as sutilezas da interação gravitacional entre dois corpos mutuamente deformados, na verdade, para a maioria das simulações, os planetas são modelados como pontos, ou no máximo como esferas, e isso é bom o suficiente para todos, exceto os cálculos de mais alta precisão.
Bloqueio de maré leva muito tempo (para os padrões humanos), mas relativamente curto em comparação com a idade do sistema solar. O tempo gasto depende fortemente (ordem 6) do raio da órbita.
Simulação direta seria mais ou menos impossível: as deformações são muito pequenas e a escala de tempo de travamento é muito grande. Seria possível (embora difícil) l travamento de maré em uma simulação com valores irreais para a rigidez do satélite e o tamanho do planeta (pense no mundo gelatinoso, orbitando um buraco negro (newtoniano)) de forma que a deformação seja maior e o tempo de travamento mais curto. No entanto, modelar a deformação elástica de um corpo sob a gravidade está longe de ser trivial.
Comentários
- Gosto muito desta resposta! Além disso, o seu artigo vinculado Q no Sistema Solar é uma alegria de ler porque leva seu tempo e explica as coisas bem. Deve ser um clássico.
- Agora mesmo eu ' percebi que o travamento das marés devido a deformações estáticas (por exemplo, um sistema binário de asteróides rochosos) pode evoluir um pouco diferente do sistema Terra-Lua. É hora de se divertir com a matemática agora, as melhores respostas são aquelas que levantam mais questões! 🙂