조력 가열

Tidal heating
Io는 조열을 경험합니다.

조석 가열(조석 작업 또는 조석 굴곡이라고도 함)은 조석 마찰 과정을 통해 발생합니다. 궤도 및 회전 에너지는 표면 바다 또는 행성 또는 위성 내부 중 하나에서 열로 소멸됩니다.물체가 타원 궤도에 있을 때, 그것에 작용하는 조력력은 근점 부근보다 근점 부근에서 더 강하다.따라서 조력(조력 팽창)에 의한 물체의 변형은 궤도를 따라 변화하며 내부 마찰을 일으켜 내부 온도를 높입니다.물체에 의해 얻어진 이 에너지는 중력 에너지에서 비롯되기 때문에, 2체계에서, 최초의 타원 궤도는 시간이 지남에 따라 원형 궤도로 붕괴된다.지속적인 조력 가열은 물체를 타원 궤도로 계속 끌어당기는 다른 물체의 추가 중력 때문에 타원 궤도가 순환하는 것을 막을 때 발생합니다.이 더 복잡한 시스템에서, 중력 에너지는 여전히 열 에너지로 전환되고 있다; 그러나 이제 궤도의 반장축은 편심률보다는 줄어들 것이다.

조석 가열은 태양계에서 가장 화산 활동이 활발한 물체의 지질 활동을 일으킨다.이오, 목성의 달.이오의 이심률은 갈릴레오 위성 유로파와 가니메데와의 [1]궤도 공명 결과로 지속됩니다.목성 다음으로 가까운 큰 위성 유로파의 암석 맨틀을 둘러싼 얼음의 하층을 녹이는 에너지도 같은 메커니즘에 의해 제공되었습니다.그러나 Europa의 궤도 주파수는 Io의 절반이고 반지름은 14% 더 작으며, Europa의 궤도는 Io의 궤도 이심률보다 두 배 정도 작은 반면, Europa의 조석력은 거리의 세제곱만큼 떨어져 Europa의 4분의 1에 불과하다.목성은 조수를 통해 달의 궤도를 유지하며, 따라서 목성의 회전 에너지는 궁극적으로 시스템에 [1]동력을 공급합니다.토성의 위성 엔셀라두스디오네와의 공명과 관련된 조석 가열로 인해 얼음 지각 아래에 액체 상태의 물이 있는 것으로 생각됩니다.엔셀라두스에서 물질을 분출하는 수증기 간헐천[2]엔셀라두스 내부에서 발생하는 마찰에 의해 작동되는 것으로 생각된다.

회전 동기 코프라너( {\ I인공위성에서의 조석 가열 속도 Tidal(\는 다음과 같이 구한다.

서 R R n a a e e 각각 위성의 평균 반지름, 평균 궤도 운동, 궤도 거리 및 [3]편심률입니다. h)는 호스트( 중심의 질량이며, ( ) \ 2차 러브 번호의 가상 부분을 나타내며, 위성이 조력 에너지를 마찰 열로 방출하는 효율을 측정합니다.이 가상의 부분은 물체의 유동학과 자기 중력의 상호작용에 의해 정의된다.따라서 이것은 물체의 반지름, 밀도 및 레올로지 매개변수(전단률, 점도 및 기타 - 레올로지 [4][5]모델에 따라 다름)의 함수입니다.레올로지 매개변수의 값은 차례로 신체 내부의 [6]온도와 부분 용융 농도에 따라 달라집니다.

비동기식 회전 장치(Rotator)에서 조디하게 소멸된 전력은 보다 복잡한 식에 [7]의해 제공됩니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b Peale, S.J.; Cassen, P.; Reynolds, R.T. (1979), "Melting of Io by Tidal Dissipation", Science, 203 (4383): 892–894, Bibcode:1979Sci...203..892P, doi:10.1126/science.203.4383.892, JSTOR 1747884, PMID 17771724
  2. ^ Peale, S.J. (2003)"화산 유발"천체역학과 동적천문학 87, 129–155.
  3. ^ 세가츠, M., T. Spohn, M. N. Ross, G.슈버트, 1988년"Io의 점탄성 모델의 조산, 표면 열류 및 그림"이카루스 75: 187.도이:10.1016/0019-1035 (88)90001-2.
  4. ^ Henning, Wade G. (2009), "Tidally Heated Terrestrial Exoplanets: Viscoelastic Response Models", The Astrophysical Journal, 707 (2): 1000–1015, arXiv:0912.1907, Bibcode:2009ApJ...707.1000H, doi:10.1088/0004-637X/707/2/1000
  5. ^ Renaud, Joe P.; Henning, Wade G. (2018), "Increased Tidal Dissipation Using Advanced Rheological Models: Implications for Io and Tidally Active Exoplanets", The Astrophysical Journal, 857 (2): 98, arXiv:1707.06701, Bibcode:2018ApJ...857...98R, doi:10.3847/1538-4357/aab784
  6. ^ Efroimsky, Michael (2012), "Tidal Dissipation Compared to Seismic Dissipation: In Small Bodies, in Earths, and in Superearths", The Astrophysical Journal, 746: 150, doi:10.1088/0004-637X/746/2/150
  7. ^ Efroimsky, Michael; Makarov, Valeri V. (2014), "Tidal Dissipation in a Homogeneous Spherical Body. I. Methods", The Astrophysical Journal, 795 (1): 6, arXiv:1406.2376, Bibcode:2014ApJ...795....6E, doi:10.1088/0004-637X/795/1/6