Sterrekunde

Beteken getyverhitting baanagteruitgang?

Beteken getyverhitting baanagteruitgang?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Wat vergoed die energieverlies by getyverhitting? Is dit 'n baanbederf?


Daar is 'n wonderlike pos by Physics Stackexchange:

Gravitasie-koppeling tussen die maan en die getybult wat die naaste aan die maan is, dien as 'n wringkrag op die aarde se rotasie, wat die hoekmomentum en rotasie kinetiese energie uit die aarde se draai aftap. Op sy beurt word hoekmomentum by die Maan se baan gevoeg, wat dit versnel, wat die Maan met 'n langer periode in 'n hoër baan lig. As gevolg hiervan neem die afstand tussen die aarde en die maan toe, en die draai van die aarde vertraag.

U kan meer leesstof en inligting in die oorspronklike draad vind.


Getyversnelling

Getyversnelling is 'n effek van die getykragte tussen 'n natuurlike satelliet (byvoorbeeld die Maan) en die primêre planeet wat dit wentel (byvoorbeeld die Aarde). Die versnelling veroorsaak 'n geleidelike resessie van 'n satelliet in 'n progressiewe baan weg van die primêre, en 'n ooreenstemmende vertraagde draai van die primêre. Die proses lei uiteindelik tot getyvergrendeling, gewoonlik eers van die kleiner liggaam en later die groter liggaam. Die Aarde-Maan-stelsel is die beste bestudeerde geval.

Die soortgelyke proses van getyvertraging kom voor vir satelliete wat 'n wentelperiode het wat korter is as die rotasieperiode van die primêre, of wat in 'n retrograde rigting wentel.

Die benaming is ietwat verwarrend, want die gemiddelde snelheid van die satelliet in verhouding tot die liggaam wat dit wentel afgeneem as gevolg van getyversnelling, en toegeneem as gevolg van getyvertraging. Hierdie raaisel kom voor omdat 'n positiewe versnelling op een oomblik die satelliet gedurende die volgende halwe baan verder na buite laat loop en die gemiddelde spoed verlaag. 'N Voortdurende positiewe versnelling laat die satelliet na buite draai met 'n dalende snelheid en hoeksnelheid, wat 'n negatiewe versnelling van die hoek tot gevolg het. 'N Voortdurende negatiewe versnelling het die teenoorgestelde effek.


& # 8220Tydelike venusse & # 8221 is moontlik uitgedroog om droog te word

Aardgrootte eksoplanete binne 'n verre sterre bewoonbare sone kan nog steeds baie wees unbewoonbaar, afhangende van potensiële getystremming & # 8212 in die verlede of in die hede & # 8212 wat al die water kon uitdruk & # 8221, wat 'n beendroë klip agtergelaat het.

Nuwe navorsing deur 'n internasionale span wetenskaplikes dui daarop dat selfs 'n matige eksentrieke baan binne 'n ster se bewoonbare gebied getyspanning op 'n Aarde-grootte planeet kan uitoefen, genoeg om die verhoogde oppervlakverhitting as gevolg van wrywing enige vloeibare water via ekstreme water af te kook. kweekhuis effek.

Sulke planete word genoem & # 8220Tidal Venuses & # 8221, as gevolg van hul ooreenkoms met ons eie verhitte planetêre buurman. Hierdie evolusionêre moontlikheid kan 'n faktor wees in die bepaling van die werklike bewoonbaarheid van 'n eksoplanet, ongeag hoeveel sonverwarming (insolasie) dit van sy ster ontvang.

Die navorsing, onder leiding van dr. Rory Barnes van die Universiteit van Washington in Seattle, verklaar dat selfs 'n eksoplaneet wat tans in 'n sirkelvormige, stabiele baan was, met 'n baie eksentrieke baan kon gevorm het en dit sodoende aan getyskragte onderwerp het. Enige vloeibare water wat na die vorming aanwesig was, sou dan stadig maar bestendig verdamp gewees het en die nodige waterstofatome in die ruimte verlore sou gaan.

Die risiko van so 'n & # 8220bepaalde kweekhuiseffek & # 8221-effek sal baie groter wees op eksoplanete wat om sterre met 'n laer helderheid wentel, aangesien enige potensiële bewoonbare sone nader aan die ster sou wees en dus geneig sou wees tot sterker getykragte.

En wat so 'n effek betref om bewoonbare sones verder in 'n baan te skep as wat andersins alleen deur sterrestraling toegelaat word & # 8230 wel, sou dit nie noodwendig die geval wees nie.

Selfs al sou 'n eksoplanetêre weergawe van byvoorbeeld Europa deur getykragte verhit kon word om vloeibare water op of onder die oppervlak te handhaaf, sou 'n rotsagtige wêreld van die aarde (of groter) waarskynlik waarskynlik onherbergsaam wees.

& # 8220Een kon dit nie vir 'n aardse planeet doen nie & # 8212 die getyverhitting van die binneland sou die oppervlak waarskynlik deur supervulkane bedek wees, & rdquo; Dr. Barnes het aan Universe Today gesê.

Dus alhoewel die regte grootte eksoplanete in die sogenaamde & # 8220Goldilocks-sone & # 8221 van hul ster gevind kan word, is hulle dalk steeds nie & # 8220 net reg & # 8221 vir ons soos ons dit ken nie.


Beteken getyverhitting baanagteruitgang? - Sterrekunde

In hierdie onderwerp word aandag gegee aan die mane van die Joviese planete. Die hoeveelheid beskikbare materiaal op die Joviese mane is groot. U moet verwys na u handboek of na & quotNine Planets & quot onder Boeke en tydskrifte in die Astronomy OnLine-hulpbronsentrum vir al die inligting wat u benodig om huiswerk en eksamenvrae oor die Joviese mane te beantwoord. Slegs baie kort besprekings oor enkele meer interessante Joviese mane word hieronder gegee.

Jupiter se familie van 64 (of meer) mane kan in drie groepe verdeel word: agt buitenmane, vier binnemane en vier Galilese mane. Die agt buitenmane is vermoedelik fragmente van twee asteroïdes wat gevang is, toe hulle te naby aan Jupiter gekom het. Jupiter het waarskynlik 'n meer uitgebreide atmosfeer gehad, wat voldoende sou wees om die asteroïdes te vertraag sodat hulle gevang kon word. Die mane het swart oppervlaktes, net soos baie asteroïdes, wat die hipotese verder ondersteun.

Die binnemane is klein en wentel baie naby aan Jupiter. Daar word gewoonlik na hierdie satelliete gefragmenteerde maanletters verwys.

Die Galilese mane is groot en wentel om Jupiter tussen die binneste en buitenste mane. Dit is (van die grootste tot die kleinste) Ganymedes, Callisto, Io en Europa. Ter vergelyking is Europa 5000 keer massiewer as die grootste van die binneste en buitenste mane. Beide Ganymedes (die grootste maan in die sonnestelsel) en Callisto is groter as Mercurius.

Die Galilese maan naaste Jupiter is Io, 'n baie dinamiese maan. Die geel-oranje kleur word veroorsaak deur die element swael wat die oppervlak bedek. Die swael kom van aktiewe vulkane en geisers wat warm swael onder die oppervlak vrystel. Die oppervlak het nie trefkraters nie, want die vulkaniese uitvloei bedek dit uiteindelik oor tyd.

In die geval van vulkane en geisers op aarde, is die bron van energie hoofsaaklik interne hitte wat behoue ​​bly van die vorming van die aarde en energie wat vrygestel word deur radioaktiewe materiale. 'N Klein voorwerp soos Io kan nie naastenby so lank as 'n groot hitte behou nie. Dus sou Io enige hitte verloor het as gevolg van die vorming en radioaktiewe verval. Die hitte binne Io word geproduseer deur die getykragte van Jupiter te verander. Die variasie in die getykragte is die gevolg van die eksentrisiteit van die baan van Io, sodat die maan soms effens nader aan Jupiter is as ander tye. Selfs 'n klein verskil in afstand van massiewe Jupiter lei tot kragtige, wisselende gety-trekke op Io. Die & quot knie & quot van Io voeg hitte daaraan toe totdat die gesmelte binnekant deur krake in die kors bars in die vorm van vulkane en geyers.

Io word omring deur 'n halo natriumatome, waarvan sommige deur Jupiter se magneetveld van die maan af weggevoer word, wat lei tot 'n dowwe ring van natrium naby die baan van Io.

Io se digtheid is ongeveer 3,5 keer die van water. Dit laat sterrekundiges tot die gevolgtrekking kom dat die satelliet meestal uit rots bestaan, met 'n relatief vlak laag swael op die oppervlak. Geen water word op Io gevind nie. Dit is inderdaad 'n vreemde vulkaniese woestyn.

Europa, 1,5 keer so ver van Jupiter as Io, bied 'n heel ander prentjie. Die oppervlak daarvan is nie bedek met swael nie, maar ys. Die digtheid daarvan is effens minder as die van Io, maar weer moet sterrekundiges tot die gevolgtrekking kom dat dit meestal rots is wat deur 'n oseaan bevrore water bedek is.

Slegs enkele impakkraters is op Europa se oppervlak sigbaar, maar die ysige laag is vol krake. Die gebrek aan kraters beteken nie dat meteoroïede Europa nie getref het nie, maar dat die oppervlak daarvan aktief is sodat kraters nie lank sigbaar bly nie. Alhoewel dit verder van Jupiter af is as Io, ervaar Europa ook getyverhitting. Dit lyk asof daar minstens een vulkaan in Europa is, hoewel 'n vulkaan bloot water kan wees wat deur 'n skeur in die maankors uitspuit, gedwing deur druk as gevolg van die buiging van die gety. Die krake in die oppervlak word vermoed dat dit nog 'n gevolg van buiging is.

Die oppervlak van Ganymedes is bedek met ys, maar dit lyk baie anders as Europa. Daar is kraters wat aandui dat die oppervlak nie so aktief is nie. Die oppervlak daarvan is donkerder as die van Europa, omdat die ys bedek is met 'n stofsediment van meteorietbotsings. In Europa word die stof voortdurend bedek met water wat van onder af stroom. Die minder aktiewe oppervlak van Ganymedes bedek die stof nie maklik nie.

Die oppervlak bevat ook ligkleurige strepe. Dit is hier waar krake gevorm het en ysige modder van onder af opgevul het om die krake te vul.

Die buitenste van die Galilese mane is Callisto. Dit het 'n meer bekende krateroppervlak. Op sy groter afstand van Jupiter ervaar Callisto min getyverwarming en het hy dus 'n baie onaktiewe oppervlak. Nuut gevormde kraters lyk die witste en wys waar 'n meteoriet-impak skoon ys na die oppervlak gebring het.

Verwys na u leesopdrag vir meer inligting oor die mane van Jupiter.

Saturnus het ten minste 62 mane, waarvan die meeste oppervlaktes bedek is met vuil ys, soos op die oppervlak van sommige van Jupiter se mane aangetref word. Anders as Jupiter, het Saturnus net een groot maan wat vergelykbaar is met ons maan. Met twee uitsonderings (Phoebe en Iapetus) wentel al die Saturniese mane om die ewenaar van die planeet.

Die maan van Saturnus val in drie kategorieë: Titan op sigself die ses groot ysige mane (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea en Iapetus) en die twaalf klein mane (Phoebe, Hyperion en die res). Die meeste mane is kraters. Oor die algemeen is die digtheid daarvan minder as twee keer die van water, wat impliseer dat dit meestal ys is (60 tot 70 persent) met 'n bietjie rots (30 tot 40 persent). In teenstelling met die Galilese mane, is daar geen tendens in die fisiese eienskappe van die mane met afstand tot Saturnus nie.

Titan, die grootste Saturniese maan en die tweede grootste maan in die sonnestelsel, het 'n digtheid van ongeveer 1,9 keer dié van water, wat 'n samestelling van 50:50 in ys en rots impliseer.

Titan was die eerste maan wat 'n atmosfeer gehad het. Ruimtetuie het getoon dat die atmosfeer meestal uit molekulêre stikstof (90 persent) bestaan, met ongeveer 10% metaan en miskien 'n spoor van argon. Verskeie koolwaterstowwe is opgespoor, waaronder etaan, asetileen en etileen. Die atmosferiese druk aan die oppervlak is ongeveer 1,5 keer die druk op seespieël op aarde en die temperatuur aan die oppervlak is ongeveer 94 K (-179 o C, -290 o F). Ruimtetuigfoto's het 'n stratosferiese laag oranje rookmis sowel as 'n blou kleur langs die rand van Titan getoon. Hierdie kleur dui aan dat die atmosfeer wissel in samestelling. Geen oppervlakkenmerke is gesien deur die digte atmosferiese waas nie, maar data van ruimtetuie het gelei tot modelle wat dui op 'n oppervlak bedek met 'n yskoue oseaan van etaan, metaan en stikstof tot 1 kilometer diep, waaronder 'n laag asetileen kan wees .

Na Titan is Saturnus se vier grootste mane Iapetus, Rhea, Dione en Tethys. Dit lyk asof hulle sterk gekrater is. Iapetus het die interessantste oppervlak. Die halfrond wat in sy baan lei, is net 1/15 so helder soos die agterste halfrond omdat dit met 'n donker materiaal bedek is.

Die donker materiaal kom moontlik van Phoebe, die verste van Saturnus se satelliete. Phoebe beweeg in 'n retrograde rigting langs 'n baan wat ver weg van die planeet se ewenaar gekantel is. Hierdie beweging en sy donker oppervlak laat sterrekundiges vermoed dat Phoebe 'n gevange asteroïde is. Stukkies en stukke van Phoebe se oppervlak wat na Saturnus dryf, is moontlik opgesweep deur die voorste halfrond van Iapetus.

Enceladus het uitgebreide kratervrye streke op sy oppervlak. Hierdie gebiede is blykbaar deur oppervlakaktiwiteite aangepas, wat daarop dui dat die binnekant van Enceladus warm is. Omdat die baan van Enceladus byna sirkelvormig is, kan getykragte nie die binnekant van die maan verhit nie. Die bron van interne energie bly 'n raaisel.

Verwys na u leesopdrag vir meer inligting oor die mane van Saturnus.

Voor die Voyager 2-vlieg van Uranus was dit bekend dat vyf matige groot mane - Miranda, Ariel, Umbriel, Titania en Oberon - Uranus wentel. Al vyf is in die Shakespeare-literatuur na sprites en geeste vernoem. Beelde van Voyager 2 het akkurate inligting gegee oor die groottes van hierdie vyf Uraniese mane. Hulle het 'n deursnee van ongeveer 1600 kilometer (1000 myl) vir Titania en Oberon tot minder as 500 kilometer (300 myl) vir Miranda. Al hierdie mane het 'n gemiddelde digtheid van ongeveer 1,5 keer die van water, wat ooreenstem met die mengsel van ys en rots wat in die Saturniese mane voorkom. Voyager 2 het ook tien ander Uraniese mane ontdek, waarvan die meeste diameters van minder as 100 kilometer (60 myl) het. Verdere studies toon dat Uranus minstens 17 mane het

Die Uraniese mane is redelik donker. Dit kan te wyte wees aan die verdonkering van metaan-ys op die oppervlaktes van die mane, dieselfde meganisme wat voorgestel word om die duisternis van die ringe van Uranus te verklaar. Umbriel is een van die donkerste mane in die sonnestelsel, maar dit lyk asof sommige van die kraters op Oberon vars, ongeparkte ys blootgestel het. Miskien het Umbriel eenvoudig die geluk gehad om die onlangse gevolge vry te spring.

Umbriel en Oberon blyk albei geologiese dooie wêrelde te wees, met oppervlaktes wat deur impakkraters oorheers word. Daarenteen vertoon Ariel nuuskierige tektoniese kenmerke. Miskien is 'n deel van Ariel se ysige oppervlak vroeër op 'n tyd deur die getykragte gekraak, wat die een of ander yslava in staat stel om laagliggende gebiede te oorstroom. Titania toon ook bewyse dat sy in die verlede opgetel is.

Miranda het 'n landskap wat anders is as dié van enige ander wêreld in die sonnestelsel. Baie van die oppervlaktes is sterk gekrater, maar verskillende streke het ongewone en dramatiese topografie. Een teorie is dat een of meer impak van lank gelede die satelliet verpletter het, net om die fragmente weer aanmekaar te laat kom. In hierdie teorie is 'n deel van Miranda se huidige oppervlak materiaal wat in die maan se binnekant was voor die impak. 'N Ander teorie is dat die binnekant van die satelliet eens warm en gesmelt was, wat veroorsaak het dat digte gesteentes op sommige plekke op die oppervlak neersak in die middelpunt van die satelliet, aangesien blokke van minder digte ys opwaarts na die oppervlak gedwing is, wat Miranda se terrein opgedok het.

Verwys na u leesopdrag vir meer inligting oor die mane van Uranus.

Neptunus het 13 bekende natuurlike satelliete, waarvan twee bekend was voor die Voyager 2-vlieg in 1989. Die meeste van hierdie wêrelde is klein, ysige liggame wat waarskynlik soortgelyk is aan die kleiner satelliete van Uranus. Een opvallende uitsondering is Triton, Neptunus se grootste maan, wat in baie opsigte nie soos enige ander wêreld in die sonnestelsel is nie.

Triton is in 'n retrograde baan: dit gaan om Neptunus teenoor die rigting waarin die planeet draai. Verder skuif die baan met 23 grade vanaf die vlak van Neptunus se ewenaar. Dit is moeilik om jou voor te stel hoe 'n satelliet uit dieselfde materiaal as 'n planeet kan vorm en in 'n rigting oorkant die rotasie van die planeet en in so 'n skuins oriëntasie kan wentel. Daarom het Triton waarskynlik elders in die sonnestelsel gevorm, lank gelede met 'n nou verdwynde satelliet van Neptunus gebots en is deur Neptunus se swaartekrag gevang.

Triton is effens kleiner as ons maan. Dit het 'n deursnee van 2700 kilometer (1700 myl). Die digtheid is 2,07 keer die van water, wat daarop dui dat dit ongeveer 50% ys en 50% rots is.

Die oppervlak van Triton is bedek met ys, maar daar is 'n opvallende afwesigheid van impakkraters, wat ons onmiddellik vertel dat Triton 'n jong oppervlak het waarop die letsels van antieke impakte grootliks uitgewis is deur oppervlakaktiwiteite. Daar is gebiede wat lyk soos bevrore mere en kan kalderas van uitgestorwe vulkane wees. Ander kenmerke lyk soos lang skeure wat in Europa en Ganymedes gesien word. Nog ander funksies lyk uniek aan Triton. Daar is kuiltjies, verrimpelde terrein wat lyk soos die vel van 'n kantaloep.

Die geskiedenis van Triton se oppervlakaktiwiteit hou waarskynlik verband met die feit dat dit in 'n wentelbaan om Neptunus gevang is. Na die vang daarvan het Triton heel waarskynlik in 'n hoogs elliptiese baan begin. Die binnekant van die maan sou verhit gewees het as wisselende getyekragte Triton uitgestrek en gebuig het. Op hierdie manier kon genoeg energie aan Triton gelewer word om baie van sy binneland te smelt en vulkanisme te produseer wat Triton se oorspronklike oppervlakkenmerke, insluitend kraters, uitgewis het. Alhoewel die veranderlike getykrag en die gevolglike toevoer van hitte afgeneem het namate die baan sirkeler geword het, kan die binnekant steeds warm wees. Voyager 2 het pluime van donker materiaal waargeneem wat van die oppervlak af weggestoot is tot 'n hoogte van 8 kilometer.

Net soos vloedkragte vermoedelik 'n rol gespeel het in Triton se verlede, bepaal hulle ook die toekoms daarvan. Die meer konstante gety-interaksie tussen Triton en Neptunus veroorsaak dat die maan geleidelik na Neptunus draai. Oor ongeveer 100 miljoen jaar sal Triton binne die Neptunus se Roche-grens beweeg, en die satelliet sal uiteindelik deur die getykragte stukkend geskeur word. Wanneer dit gebeur, sal Neptunus 'n skouspelagtige ringstelsel ontwikkel aangesien rotsfragmente geleidelik langs Triton se voormalige baan versprei.

Triton het 'n dun stikstofatmosfeer. Die oppervlakdruk is ongeveer dieselfde as op 'n hoogte van 100 kilometer bo die aardoppervlak. Die temperatuur aan die oppervlak is slegs 37 K (-236 o C, -393 o F).

Verwys na u leesopdrag vir meer inligting oor die mane van Neptunus.

Bestudeer die waarheid en onwaar vir hierdie onderwerp, vul die leë selftoets in en hersien vrae aan die einde van die Hoofstuk (le) van u leesopdrag. Leer ook die sleutelwoorde en beantwoord alle vrae wat volg:

Belangrike terme (verwys na u teks vir sommige van hierdie terme)

Galilese satelliete
Ganymedes
Io
Europa
Callisto
veranderlike getykragte
knie
Titan
Enceladus
Titania
Phoebe
Iapetus
Miranda
Oberon
Umbriel
Triton

Hersieningsvrae (verwys na u teks om sommige van hierdie vrae te beantwoord)

1. Wat is die moontlike oorsprong vir die buitenste mane van Jupiter?
2. Wat is die bron van energie wat die vulkane van Io dryf?
3. Wat is die Io torus? Wat is die bron?
4. Waarom word talle impakkraters op Ganymedes aangetref, maar nie op Io of Europa nie?
5. Beskryf die atmosfeer van Titan.
6. Wat is ongewoon aan die oppervlak van Iapetus? Op watter manier voel sterrekundiges dat Phoebe bygedra het tot die voorkoms van Iapetus?
7. Waarom vermoed sterrekundiges dat Titan 'n oseaan van vloeibare etaan het?
8. Beskryf die landskap van Miranda.
9. Bespreek die wenteleienskappe van Triton.
10. Wat sal met Triton oor ongeveer 100 miljoen jaar gebeur?

Gevorderde vrae (verwys na u teks om sommige van hierdie vrae te beantwoord)

1. Hoe groter die baan van 'n Galilese satelliet is, hoe minder geologiese aktiwiteit het die satelliet. Verduidelik hoekom.
2. Waarom vermoed sterrekundiges dat Triton deur die swaartekrag van Neptunus gevang is?
3. Wat vertel die digtheid van die Joviese mane ons oor hul samestelling?

As opsie kan u u vrae op 'n boodskapbord plaas. Elke tutor en fakulteitslid het 'n boodskapbord. Antwoorde op u vrae sal binne 24 uur geplaas word. U kan ook vrae en antwoorde hersien wat gedurende die afgelope sewe dae na die boodskapbord gestuur is.

Het u meer hulp nodig met hierdie onderwerp?

Kyk na die aanlyn-hulpbronsentrum vir sterrekunde.


3. Konvektiewe hitteverlies

[12] Die hitte wat deur getyverspreiding binne Io gegenereer word, moet na die oppervlak gedra word en na die ruimte uitgestraal word as Io 'n termiese ewewig wil bereik. By die modellering van hierdie proses word gewoonlik aanvaar dat konvektiewe bewegings in Io se mantel verantwoordelik is vir die lewering van die hitte na die oppervlak. Konveksie in sferiese skulpe is breedvoerig bestudeer, en parametriserings insluitend die effekte van temperatuurafhanklike viskositeit en sferiese meetkunde is afgelei en pas by die resultate van numeriese berekeninge [ Reese et al., 1999 Solomatov en Moresi, 2000 ].

[14] Vir 'n streng temperatuurafhanklike viskositeit (drukafhanklikheid moet swak wees in Io) ΔTrh = RT 2 /E ∼50 K waar R is die gas konstant en E is die aktiveringsenergie (300–500 kJ mol −1).


Ekstrasolêre planete

3.3.3 INFRAROODSTRAALING VANAF EKSTRA-PLANETTE

Met die lansering van die NASA & # x27s infrarooi ruimteteleskoop SPITZER, het 'n nuwe en baie interessante spektrale venster vir waarnemings van buitesolêre planete beskikbaar gekom: die verre infrarooi, waar die warmte-emissie die straling van 'n planeet oorheers (soos getoon in Fig. 3). Hoewel SPITZER nie die ruimtelike oplossingskrag het om planete op te spoor nie, kan die hoë sensitiwiteit daarvan in die infrarooi gebruik word om tussen straling van 'n ster en sy planeet te onderskei.

Twee onafhanklike spanne het basies dieselfde SPITZER-waarnemings beplan: die waarneming van 'n buite-solare planeet gedurende (en buite) sekondêre verduistering (die tyd wanneer die planeet direk agter die ster en verborge is). As die hoeveelheid infrarooi bestraling wat SPITZER tydens die verduistering meet, minder is as buite die verduistering, dan is hierdie verskil die bestraling wat van die planeet af kom. Hierdie effek is inderdaad suksesvol gemeet vir die twee oorgangsplanete HD 209458 b en TrES-1 b. Die hoeveelheid planetêre infrarooi straling is gebruik om 'n 'oppervlaktetemperatuur' vir hierdie twee planete te skat: Die sigbare boonste atmosfeer van HD 209458 b het 'n temperatuur van 1130 ± 150 K, en vir TrES-1 b is die onderskeie waarde 1060 ± 50 K. Albei waardes stem ooreen met die verwagte temperatuur van 'n reuse-planeet wat verhit word deur die intense bestraling van die nabygeleë gasheerster. Die presiese tydsberekening van die sekondêre verduistering van HD 209458 b het ook getoon dat sy baan inderdaad sirkelvormig is en dat getyverhitting nie die verklaring vir sy abnormale groot radius kan wees nie.

Interessant genoeg (en heel ironies, omdat die inligting deur die gebrek van fotone), verteenwoordig hierdie waarnemings ook die eerste ondubbelsinnige waarneming van fotone wat deur buitesolêre planete uitgestraal word.


Getyverhitting op sommige eksoplanete kan hulle waterloos laat

Namate die aantal eksoplanete wat ontdek word, dramaties toeneem, word daar nou 'n groeiende aantal gevind wat in hul sterre en bewoonbare sones wentel. Vir kleiner, rotsagtige wêrelde is dit waarskynliker dat sommige van hulle lewens van een of ander aard kan huisves, want dit is die gebied waar die temperatuur (al is dit ook afhanklik van ander faktore) vloeibare water op hul oppervlaktes kan laat bestaan. Maar daar is nog 'n faktor wat kan voorkom dat sommige van hulle na alle getyeverwarming bewoonbaar is, wat veroorsaak word deur die swaartekrag van een ster, planeet of maan op 'n ander, wat die getye op die aarde se oseane kan skep, kan ook hitte skep binne 'n planeet of maan.

Die bevindinge is op die jaarlikse vergadering van die American Astronomical Society in Austin, Texas, op 11 Januarie aangebied.

Die bewoonbaarheidsfaktor word hoofsaaklik bepaal deur die hoeveelheid hitte wat van die ster van die planeet af kom. Hoe nader 'n planeet aan sy ster is, hoe warmer dit sal wees, en hoe verder dit is, hoe koeler sal dit wees. Eenvoudig genoeg, maar getyverhitting voeg 'n nuwe rimpel by die vergelyking. Volgens Rory Barnes, 'n planeetwetenskaplike en astrobioloog aan die Universiteit van Washington, het & # 8220Dit het die konsep van 'n bewoonbare sone fundamenteel verander. Ons het uitgepluis dat u 'n planeet se bewoonbaarheid met 'n ander energiebron as sterlig kan beperk. & # 8221

Hierdie effek kan veroorsaak dat planete & # 8220 gety venusse word. & # 8221. In hierdie gevalle wentel die planete om kleiner, dowwer sterre, waar hulle, om in daardie ster se bewoonbare sone te wees, baie nader aan die ster as wat die aarde met die son doen. Die planete sou dan deur die ster meer getyverhit word, miskien om hulle al hul water te laat verloor, soortgelyk aan wat vermoedelik met Venus in ons eie sonnestelsel gebeur het (dws 'n wegholkweekeffek). Alhoewel hulle binne die bewoonbare gebied is, sal hulle oseane of mere nie hê nie.

Wat & # 8217; s problematies is dat hierdie planete kan eintlik verander hul wentelbane deur die gety verwarming sodat hulle nie meer geraak word deur dit. Dit sou dan moeiliker wees om te onderskei van ander planete in die sonnestelsels wat nog bewoonbaar kan wees. Terwyl hulle tegnies nog binne die bewoonbare sone is, sou hulle effektief gesteriliseer word deur die getyverwarmingsproses.

Die planetêre wetenskaplike Norman Sleep aan die Stanford Universiteit voeg by: & # 8220Ons sal versigtig wees met die beoordeling van voorwerpe wat baie naby dowwe sterre is, waar die getye baie sterker is as wat ons op die hedendaagse aarde voel. Selfs Venus word tans nie wesenlik verhit deur getye nie, en Mercurius ook nie. & # 8221

In sommige gevalle kan die verhitting van getye wel 'n goeie ding wees. Daar word vermoed dat die getykragte wat Jupiter op sy maan Europa uitoefen, genoeg hitte skep om 'n vloeibare water oseaan onder sy buitenste yskors te laat bestaan. Dieselfde kan waar wees vir Saturnus & # 8217s maan Enceladus. Dit maak hierdie mane steeds potensieel bewoonbaar al is hulle ver buite die bewoonbare sone rondom die son.

Volgens ontwerp is die eerste eksoplanete wat deur Kepler gevind word, diegene wat nader aan hul sterre wentel, aangesien dit makliker opgespoor kan word. Dit sluit in kleiner, dowwer sterre sowel as sterre soos ons eie Son. Die nuwe bevindings beteken egter dat daar meer werk gedoen moet word om vas te stel watter lewens lewensvriendelik is en watter nie, ten minste vir & # 8220life-as-we-know-it & # 8221 in elk geval.


Inhoud

Ontdekkingsgeskiedenis van die sekulêre versnelling

Edmond Halley was die eerste wat, in 1695, [1] voorgestel het dat die gemiddelde beweging van die Maan blykbaar al hoe vinniger word, in vergelyking met antieke verduisteringswaarnemings, maar hy het geen gegewens gegee nie. (In Halley se tyd was dit nog nie bekend dat wat 'n vertraging van die Aarde se rotasietempo bevat, vertraag word nie: sien ook Ephemeris-tyd - Geskiedenis. As dit gemeet word as 'n funksie van gemiddelde sontyd eerder as eenvormige tyd, blyk die effek as 'n positiewe versnelling.) In 1749 bevestig Richard Dunthorne die vermoede van Halley nadat hy antieke rekords opnuut ondersoek het, en lewer die eerste kwantitatiewe skatting vir die grootte van hierdie skynbare effek: [2] 'n hoofspoed van +10 "(boogsekondes) in maanlengte ('n verrassend goeie resultaat vir sy tyd, nie ver van die waardes wat later beoordeel is nie, bv. in 1786 deur de Lalande, [3] en om te vergelyk met waardes van ongeveer 10 "tot byna 13" wat ongeveer eeu later afgelei is.) [4] [5]

Pierre-Simon Laplace het in 1786 'n teoretiese analise vervaardig wat 'n basis gee waarop die maan se gemiddelde beweging moet versnel in reaksie op verstorende veranderinge in die eksentrisiteit van die wentelbaan van die Aarde om die Son. Die aanvanklike berekening van Laplace het die hele effek verreken, en dit lyk asof dit die teorie netjies met moderne en antieke waarnemings verbind.

In 1854 het JC Adams egter die vraag laat heropen deur 'n fout in Laplace se berekeninge te vind: dit het geblyk dat slegs ongeveer die helfte van die oënskynlike versnelling van die Maan op grond van Laplace in aanmerking geneem kon word deur die verandering in die Aarde se orbitale eksentrisiteit. . [6] Adams se bevinding het 'n skerp astronomiese kontroversie uitgelok wat enkele jare geduur het, maar die korrektheid van sy resultaat, wat deur ander wiskundige sterrekundiges, waaronder C E Delaunay, ooreengekom is, is uiteindelik aanvaar. [7] Die vraag was afhanklik van die korrekte ontleding van die maanbewegings, en het 'n verdere komplikasie gekry met 'n ander ontdekking, ongeveer dieselfde tyd, dat 'n ander belangrike langdurige versteuring wat vir die Maan bereken is (vermoedelik as gevolg van die werking van Venus ) was ook verkeerd, is by herondersoek byna weglaatbaar gevind en moes prakties uit die teorie verdwyn. 'N Deel van die antwoord is in die 1860's onafhanklik voorgestel deur Delaunay en deur William Ferrel: die getyvertraging van die Aarde se rotasietempo verleng die tydseenheid en veroorsaak 'n maanversnelling wat net duidelik was.

Dit het 'n rukkie geneem voordat die astronomiese gemeenskap die werklikheid en die omvang van gety-effekte aanvaar. Maar uiteindelik het dit duidelik geword dat drie effekte betrokke is, gemeet aan die gemiddelde sontyd. Behalwe die gevolge van verstoringsveranderinge in die wentelbaan-eksentrisiteit van die aarde, soos gevind deur Laplace en reggestel deur Adams, is daar twee gety-effekte ('n kombinasie wat eers deur Emmanuel Liais voorgestel is). Eerstens is daar 'n werklike vertraging in die maan se wenteltempo van wentelbeweging as gevolg van die getyuitruiling van die hoekmomentum tussen die aarde en die maan. Dit verhoog die maan se hoekmomentum rondom die aarde (en beweeg die maan na 'n hoër baan met 'n stadiger periode). Tweedens is daar 'n skynbare toename in die maan se wenteltempo van die wentelbaan (gemeet in terme van die gemiddelde sontyd). Dit spruit uit die verlies van die momentum van die aarde en die gevolglike toename in lengte van die dag. [8]

Effekte van maan se swaartekrag

Omdat die maan se massa 'n aansienlike fraksie van die aarde is (ongeveer 1:81), kan die twee liggame as 'n dubbele planeetstelsel beskou word, eerder as as 'n planeet met 'n satelliet. Die vlak van die maan se baan om die aarde lê naby die vlak van die aarde se baan om die son (die ekliptika), eerder as in die vlak loodreg op die rotasie-as van die aarde (die ewenaar) soos gewoonlik die geval is met planetêre satelliete. Die massa van die Maan is voldoende groot, en dit is genoeg naby om getye op te hef in die aard van die aarde. In die besonder bult die oseaanwater aan albei kante van 'n as uit wat deur die middelpunte van die Aarde en Maan beweeg. Die gemiddelde getybult volg die maan noukeurig in sy baan, en die aarde draai binne net meer as 'n dag onder hierdie getybult. Die rotasie sleep egter die posisie van die getybult voor die posisie direk onder die Maan uit. As gevolg hiervan bestaan ​​daar 'n aansienlike hoeveelheid massa in die bult wat vanaf die lyn deur die middelpunte van die Aarde en die Maan verreken word. As gevolg van hierdie verrekening is 'n gedeelte van die swaartekrag tussen die getye van die aarde en die maan loodreg op die aarde-maanlyn, d.w.s. daar bestaan ​​'n wringkrag tussen die Aarde en die Maan. Dit verhoog die maan in sy baan en vertraag die rotasie van die aarde.

As gevolg van hierdie proses word die gemiddelde sondag, wat normaalweg 86400 sekondes lank is, eintlik langer as dit in SI-sekondes gemeet word met stabiele atoomhorlosies. (Die SI-sekonde, toe dit aangeneem is, was al 'n bietjie korter as die huidige waarde van die tweede van die gemiddelde sontyd. [9]) Die klein verskil versamel elke dag, wat lei tot 'n toenemende verskil tussen ons kloktyd (Universal Time) enersyds, en Atoomtyd en Ephemeris-tyd andersyds: sien ΔT. Dit maak dit nodig om 'n skrikkel sekonde met ongereelde tussenposes in te voeg.

Benewens die effek van die oseaangetye, is daar ook 'n getyversnelling as gevolg van die buiging van die aardkors, maar dit beslaan slegs ongeveer 4% van die totale effek as dit uitgedruk word in terme van hitteverspreiding. [10]

As ander effekte geïgnoreer word, sal die getyversnelling voortduur totdat die rotasieperiode van die aarde ooreenstem met die wentelperiode van die Maan. Op daardie tydstip sou die maan altyd bokant 'n enkele vaste plek op aarde wees. So 'n situasie bestaan ​​reeds in die Pluto-Charon-stelsel. Die verlangsaming van die Aardrotasie vind egter nie vinnig genoeg plaas sodat die rotasie tot 'n maand kan verleng voordat ander effekte dit irrelevant maak nie: ongeveer 2,1 miljard jaar van nou af, sal die voortdurende toename van die sonstraling die Aarde se oseane laat verdamp [ aanhaling nodig ], wat die grootste gedeelte van die getywrywing en versnelling verwyder. Selfs hiersonder sou die verlangsaming tot 'n maandlange dag nog nie 4,5 miljard jaar voltooi wees nie [ aanhaling nodig ] wanneer die son in 'n rooi reus sal ontwikkel en waarskynlik die aarde en die maan sal vernietig.

Getydversnelling is een van die min voorbeelde in die dinamika van die sonnestelsel van sg secular perturbation of an orbit, i.e. a perturbation that continuously increases with time and is not periodic. Up to a high order of approximation, mutual gravitational perturbations between major or minor planets only cause periodic variations in their orbits, that is, parameters oscillate between maximum and minimum values. The tidal effect gives rise to a quadratic term in the equations, which leads to unbounded growth. In the mathematical theories of the planetary orbits that form the basis of ephemerides, quadratic and higher order secular terms do occur, but these are mostly Taylor expansions of very long time periodic terms. The reason that tidal effects are different is that unlike distant gravitational perturbations, friction is an essential part of tidal acceleration, and leads to permanent loss of energy from the dynamical system in the form of heat. In other words, we do not have a Hamiltonian system here.

Angular momentum and energy

The gravitational torque between the Moon and the tidal bulge of the Earth causes the Moon to be promoted in its orbit, and the Earth to be decelerated in its rotation. As in any physical process within an isolated system, total energy and angular momentum are conserved. Effectively, energy and angular momentum are transferred from the rotation of the Earth to the orbital motion of the Moon (however, most of the energy lost by the Earth is converted to heat (-3.321 TW), and only about one 30th (+0.121 TW) is transferred to the Moon). The Moon moves farther away from the Earth (+38.247±0.004 mm/y), so its potential energy (in the Earth's gravity well) increases. It stays in orbit, and from Kepler's 3rd law it follows that its velocity actually decreases, so the tidal action on the Moon actually causes a deceleration, i.e. a negative acceleration (-25.858±0.003 "/cy²), of its motion across the celestial sphere. Although its kinetic energy decreases, its potential energy increases by a larger amount. The tidal force has a component in the direction of the Moon's motion, and therefore increases its energy, but the non-tidal part of the Earth's gravity pulls (on average) slightly backwards on the Moon (which on average has a slight outward velocity), so the net result is that the Moon slows down. The Moon's orbital angular momentum increases.

The rotational angular momentum of the Earth decreases and consequently the length of the day increases. Die net tide raised on Earth by the Moon is dragged ahead of the Moon by Earth's much faster rotation. Tidal friction is required to drag and maintain the bulge ahead of the Moon, and it dissipates the excess energy of the exchange of rotational and orbital energy between the Earth and Moon as heat. If the friction and heat dissipation were not present, the Moon's gravitational force on the tidal bulge would rapidly (within two days) bring the tide back into synchronization with the Moon, and the Moon would no longer recede. Most of the dissipation occurs in a turbulent bottom boundary layer in shallow seas such as the European shelf around the British Isles, the Patagonian shelf off Argentina, and the Bering Sea. [ 11 ]

The dissipation of energy by tidal friction averages about 3.75 terawatts, of which 2.5 terawatts are from the principal M2 lunar component and the remainder from other components, both lunar and solar. [ 12 ]

'N equilibrium tidal bulge does not really exist on Earth because the continents do not allow this mathematical solution to take place. Oceanic tides actually rotate around the oceans basin as vast gyres around several amphidromic points where no tide exists. The Moon pulls on each individual undulation as Earth rotates—some undulations are ahead of the Moon, others are behind it, while still others are on either side. The "bulges" that actually do exist for the Moon to pull on (and which pull on the Moon) are the net result of integrating the actual undulations over all the world's oceans. Earth's net (or equivalent) equilibrium tide has an amplitude of only 3.23 cm, which is totally swamped by oceanic tides that can exceed one metre.

Historical evidence

This mechanism has been working for 4.5 billion years, since oceans first formed on the Earth. There is geological and paleontological evidence that the Earth rotated faster and that the Moon was closer to the Earth in the remote past. Tidal rhythmites are alternating layers of sand and silt laid down offshore from estuaries having great tidal flows. Daily, monthly and seasonal cycles can be found in the deposits. This geological record is consistent with these conditions 620 million years ago: the day was 21.9±0.4 hours, and there were 13.1±0.1 synodic months/year and 400±7 solar days/year. The length of the year has remained virtually unchanged during this period because no evidence exists that the constant of gravitation has changed. The average recession rate of the Moon between then and now has been 2.17±0.31 cm/year, which is about half the present rate. [ 13 ]

Quantitative description of the Earth-Moon case

The motion of the Moon can be followed with an accuracy of a few centimeters by lunar laser ranging (LLR). Laser pulses are bounced off mirrors on the surface of the moon, emplaced during the Apollo missions of 1969 to 1972 and by Lunokhod 2 in 1973. [ 14 ] [ 15 ] Measuring the return time of the pulse yields a very accurate measure of the distance. These measurements are fitted to the equations of motion. This yields numerical values for the Moon's secular deceleration, i.e. negative acceleration, in longitude and the rate of change of the semimajor axis of the Earth-Moon ellipse. From the period 1970–2007, the results are:

-25.85 "/cy² (or better −25.858±0.003 "/cy²) in ecliptic longitude [ 16 ] (cy is centuries, here taken to the square) +38.14 mm/yr (or better +38.247±0.004 mm/yr) in the mean Earth-Moon distance [ 16 ]

This is consistent with results from satellite laser ranging (SLR), a similar technique applied to artificial satellites orbiting the Earth, which yields a model for the gravitational field of the Earth, including that of the tides. The model accurately predicts the changes in the motion of the Moon.

Finally, ancient observations of solar eclipses give fairly accurate positions for the Moon at those moments. Studies of these observations give results consistent with the value quoted above. [ 17 ]

The other consequence of tidal acceleration is the deceleration of the rotation of the Earth. The rotation of the Earth is somewhat erratic on all time scales (from hours to centuries) due to various causes. [ 18 ] The small tidal effect cannot be observed in a short period, but the cumulative effect on the Earth's rotation as measured with a stable clock (ephemeris time, atomic time) of a shortfall of even a few milliseconds every day becomes readily noticeable in a few centuries. Since some event in the remote past, more days and hours have passed (as measured in full rotations of the Earth) (Universal Time) than would be measured by stable clocks calibrated to the present, longer length of the day (ephemeris time). This is known as ΔT. Recent values can be obtained from the International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). [ 19 ] A table of the actual length of the day in the past few centuries is also available. [ 20 ]

From the observed change in the Moon's orbit, the corresponding change in the length of the day can be computed:

+2.3 ms/cy (cy is centuries).

However, from historical records over the past 2700 years the following average value is found:

The corresponding cumulative value is a parabola having a coefficient of T² (time in centuries squared) of:

Opposing the tidal deceleration of the Earth is a mechanism that is in fact accelerating the rotation. The Earth is not a sphere, but rather an ellipsoid that is flattened at the poles. SLR has shown that this flattening is decreasing. The explanation is, that during the ice age large masses of ice collected at the poles, and depressed the underlying rocks. The ice mass started disappearing over 10000 years ago, but the Earth's crust is still not in hydrostatic equilibrium and is still rebounding (the relaxation time is estimated to be about 4000 years). As a consequence, the polar diameter of the Earth increases, and since the mass and density remain the same, the volume remains the same therefore the equatorial diameter is decreasing. As a consequence, mass moves closer to the rotation axis of the Earth. This means that its moment of inertia is decreasing. Because its total angular momentum remains the same during this process, the rotation rate increases. This is the well-known phenomenon of a spinning figure skater who spins ever faster as she retracts her arms. From the observed change in the moment of inertia the acceleration of rotation can be computed: the average value over the historical period must have been about −0.6 ms/cy. This largely explains the historical observations.


Does tidal heating imply orbit degradation? - Sterrekunde

I'm world-building for a SF-story and need some help figuring out what the ocean tides would look like.

My planet orbits a close binary star system it does not have any satellites itself. The mass of the binary is 5/3 MSun. The orbit is closer than that of Earth and is highly eccentric (a

4/5), such that the planet orbits at about 0.1 AU at perihelion and at about 0.9 AU at aphelion. The value of e was chosen for plot purposes, while the value of a is simply a result of the requirement that the planetary insolation, averaged over the year, must be similar to that of Earth. The planet rotates once every 60 (Earth-)hours.

Originally, I simply assumed that lack of moons meant that the only aspect of tidal effects I needed to worry about was long-term, namely tidal resonance. According to the 'pedia article (http://en.wikipedia.org/wiki/Tidal_locking#Timescale), the characteristic time-span for tidal locking scales as a^6, meaning that my planet would be locked to its binary 64 times more rapidly than Earth to Sun*. Given that Earth is nowhere near locked, and that I'm free to choose other parameters which come into play, such as the planet's angular momentum upon formation, in whichever way delays locking, I should be fine in that regard: It's not implausible for my planet to have remained unlocked for long enough for my protagonists, a human-like species native to the planet, do have evolved.

But that initial assumption was nonsense, of course - short-term tidal effects such as ocean tides do have to be carefully considered, moons or no moons. On Earth, solar tides are only slightly (less than an order of magnitude) weaker than lunar tides. The only reason we don't ordinarily notice the former is that they manifest as modulations of the latter, rather than as effects in their own right. So, even around aphelion, my planet would experience ocean tides of a magnitude comparable to those on Earth.

Where things get. interesting, let's say, is around perihelion, however. Tidal forces scale as M/d^3, I believe, where M is the mass of the force-exerting body and d the distance between it and the force-subjected body. Scaling my case to the Earth-Moon one, that gives

(Mbinary/MMoon) / (dperihelion/dMoon)^3 * Ftidal|Earth

((5/3 * 2*10^30 kg)/(7*10^22 kg)) / ((0.1 * 1.5*10^11 m)/(4*10^8 m))^3 * Ftidal|Earth


I'm not certain, but I think an increase in tidal force by a factor of one thousand means an increase in the height of the tidal bulge by a factor of one thousand. On Earth, the characteristic amplitude of the tides is on the order of a metre ('pedia (http://en.wikipedia.org/wiki/Tide#Amplitude_and_cycle_time)), so on my planet, that would mean a characteristic amplitude of a kilometre. Not what one would call negligible.

Okay, that's as far as I've progressed. If someone could check my work and point out any flaws, that would be appreciated. Mainly, though, I need help getting a handle on the final step - translating the abstract idea of "kilometre-high tides" into a mental image of what those would actually do to a planet like Earth. For starters, I'm looking for answers to questions like the following:


On Earth, tidal amplitudes vary considerably from place to place, by as much as an order of magnitude. Would the same apply in my case, i.e. would there be some coastlines where the Fearsome Flood (Dreaded Deluge? Terrible Tide?) would "only" reach a few hundred metres above normal, and others where it would be not just one but several kilometres? Or would the much greater base amplitude swamp out those contributions which give rise to the local effects observed on Earth, so that there'd be little noticeable difference in my case?


On Earth, it doesn't seem to be particularly relevant how a coastline is oriented with respect to the planet's rotation. The tides experienced on East-facing coasts aren't noticeably dissimilar to those experienced by West-facing coasts, nor to those experienced by North- and South-facing coasts. Rather, what matters is the size and shape of the body of water bounded by the coast in question. Would this be the same in my case, or would the question of whether a given coastline represents a "leading edge" or a "trailing edge", in terms of planetary rotation, result in significantly different types of tides?


Would a kilometre-high bulge basically behave like a metre-high bulge, i.e. would it simply flood the land which is less than its height above normal sea-level, and then recede? Or would it be more like a wave on a beach, which has the ability to "climb" a shallow slope quite a long way above its own height, due to inertia? In the former case, highlands should be habitable for land-dwellers, while in the latter, the bulge could conceivably simply keep going across an entire continent and re-join the ocean on the other side - so land-dwellers, if they'd exist at all, would have to have a way to deal with flooding no matter where they lived.


How violent would the impact of the bulge on a coastline be? Should one be thinking Earth-like flood, scaled up, or rather mega-tsunami? On the one hand, a vertical increase in sea-level by a kilometre over 15 hours (a quarter of one of my days) translates into a rate of a few centimetres per second, which sounds quite benign. On the other hand, the horizontal speed of the bulge with respect to the surface is the same as the rotation speed of the planet, which is on the order of a thousand kilometres per hour, which doesn't sound benign at all. I suspect neither of those two figures is particularly useful, though, except as maybe some manner of upper and lower bound for one's mental image of the process.


Would it make a significant difference whether the geography of my planet is water-dominated (i.e. has a number of isolated landmasses emerging from one contiguous ocean, as is the case on Earth) or land-dominated (i.e. has one contiguous landmass containing a number of isolated oceans, rather like really big lakes)? I'm thinking that the latter should make the tides somewhat less extreme, as any one body of water would never experience the planet's full tidal differential.


Any pointers would be appreciated. Needless to say, seismic effects should probably also be taken into consideration in all this, but I ultimately feel more comfortable ignoring those for the sake of plot development, if it comes to that. In that sense, the ocean tides are the primary concern, for the time being.

* That's ignoring tidal resonances between Earth and Moon, which is silly in general but should hold for this line of argument specifically, I think.

What is the separation of the two stars of the binary system? That is critical in determining whether or not the planet's orbit will be stable.

With a highly eccentric orbit, I would not expect the planet to ever reach a 1:1 tidal lock. I would expect some sort of modified lock that has the planet's rotation nearly synchronous at perihelion, as in the case of Mercury. With such a close perihelion I think that is a foregone conclusion in a relatively short time.

The insolation is going to vary by a factor of 81 over the course of one orbit. That just might be more of an obstacle to life than the extreme tides.

1/10 LSun) and a white dwarf (16/15 MSun, <1/100 LSun). Their separation is

5/3 RSun, which corresponds to an orbital period of a few (Earth-)hours, IIRC. The planet is at a distance of

18 RSun from the binary's centre of mass, at perihelion, so that's a bit more than an order of magnitude higher than the stars' separation.

I hadn't considered tidal resonance in the form of perihelion-synchronous rotation, but that makes a lot of sense, now that you mention it. And I think it should pretty much work out with the parameters I came up with independently, as well. Let's see. If I assume the planet's kinetic energy is negligible at aphelion, I can get the orbital speed at perihelion via conservation of energy:

1/2 m vperihelion^2 - G m Mbinary / dperihelion

- G m Mbinary / daphelion
vperihelion^2

2 G Mbinary (1/dperihelion - 1/daphelion)
vperihelion^2

2 * 7*10^-11 m^3/kg/s^2 * 5/3 * 2*10^30 kg * (1/0.1 - 1/0.9) * 1/(1.5*10^11 m)
vperihelion^2

That's the angular speed of the suns in the sky due to orbital motion. The angular speed due to planetary rotation is simply wrotation

3*10^-5 1/s, double the orbital value. So, I'm in the ballpark, but still a bit off. I can either fiddle with the parameters to make the two coincide, or posit that the planet is well on its way to the resonant state but not quite there yet. Hmmm.

If I go with the first option (full resonance), what does that mean for the perihelion tide? There'd still be a huge tidal bulge, of course, but since the planet wouldn't be rotating at all with respect to the binary, that bulge wouldn't be going anywhere. Thus, the water level should remain constant during perihelion, and the tides before and after that are bound to be rather complicated, as the increase and decrease in the vertical height of the bulge itself might be as much of a factor as its horizontal motion due to the diminished planetary rotation. Argh. Even so, this does sound like it'd make things a little less extreme, at the very least. Is that about right?

The insolation is briefly close to ten times the terrestrial value near perihelion and then quickly drops down to little more than a tenth of the terrestrial value, where it remains for most of the three-Earth-month-long year. The annual average insolation is more or less identical to the terrestrial value. As long as the planet's surface can absorb a reasonable fraction of the energy boost it receives during the short summer, that should be sufficient to keep the relatively long (but absolutely still short) winter from becoming too bitter. It requires a more resilient biosphere, admittedly, but it doesn't sound insurmountable, based on what I've read.

I made a little progress on this front in the past week.

Namely, I calculated the tidal power dissipation, via the expression for the tidal locking timescale given in the wikipedia article linked in the OP, as on the order of 10^18 Watts, aka 1 Exawatt.

Then, I calculated the height at which a) ordinary surface waves and b) tsunami waves would carry a similar amount of power density. Obviously, this is far from ideal as a comparison, since tides constitute a flow of the body of water itself, whereas waves constitute merely a flow of energy, for the most part. But it's the best comparison I could come up with even so. My results were 10 metres in the former case and 50 metres in the latter case. That's obviously at odds with each other however, the practical implications are sufficiently similar to frame a mental image for the impact of the perihelion tides, IMO.

Such waves would have sufficient force to thoroughly devastate the flooded area. Practically, since the same area is flooded every year, it would remain a wasteland with nothing to devastate. I imagine it'd be completely flat, and there may (or may not) be some low and hardy vegetation like grasses or shrubs with a very tough and interwoven root system, and that'd be about it.

On the other hand, such waves would not have sufficient inertia to propagate far inland beyond the equilibrium high-water level. For tsunamis, the limit typically to be on the order of tens of kilometres, depending on the height of the wave and the terrain. The most spectacular thing that could happen is that successive floods eat away at a chain of hills shielding a valley which is just below the high-water level, and eventually one breaks through and the valley gets deluged. That's entirely within human experience though, just perhaps not at that scale, thus, not a problem from the author's perspective.


Kyk die video: Twintig probleemwoorden - een dictee (November 2022).