Gezeitensperre (Tidal locking)

Eine Gezeitenblockierung zwischen zwei gemeinsam umlaufenden astronomischen Körpern tritt auf, wenn eines der Objekte einen Zustand erreicht, in dem es keine Nettoveränderung mehr in seinem Zustand gibt.

Das Phänomen der Gezeitenkopplung, das zwischen zwei gemeinsam umlaufenden astronomischen Einheiten beobachtet wird, ist dadurch gekennzeichnet, dass ein Körper einen Rotationszustand erreicht, in dem sich seine Rotationsrate während der gesamten Umlaufperiode nicht verändert. Wenn ein gezeitengebundener Körper eine synchrone Rotation zeigt, stimmt seine axiale Rotationsperiode genau mit der Umlaufperiode um seinen Begleiter überein. Ein Paradebeispiel ist der Mond, der der Erde trotz geringfügiger Abweichungen, die auf seine nicht perfekt kreisförmige Umlaufbahn zurückzuführen sind, stets die gleiche Hemisphäre präsentiert. Typischerweise wird nur der Satellit durch die Gezeiten an seinen massereicheren Primärstern gebunden. Dennoch kann es in Szenarien, in denen der Massenunterschied und der Abstand zwischen zwei Körpern vergleichsweise minimal sind, zu einer gegenseitigen Gezeitenblockierung kommen, wie am Beispiel der Systeme Pluto-Charon und Eris-Dysnomia. Andere Bezeichnungen für diesen Prozess sind Gravitationsverriegelung, eingefangene Rotation und Spin-Orbit-Verriegelung.

Dieses Phänomen entsteht durch die Gravitationswechselwirkung zwischen zwei Himmelskörpern, die die Rotation eines Körpers zunehmend verlangsamt, bis eine Gezeitenverriegelung erreicht ist. Über geologische Zeitskalen, die sich über Millionen von Jahren erstrecken, führt diese Wechselwirkung zu Veränderungen ihrer Umlaufbahnparameter und Rotationsgeschwindigkeiten, die durch Energieaustausch und Wärmedissipation angetrieben werden. Ein Körper gilt offiziell als gezeitengesperrt, sobald er einen Zustand erreicht, in dem seine Rotationsgeschwindigkeit während eines vollständigen Umlaufzyklus keine Nettoschwankung aufweist. Dieser Zustand ist inhärent stabil, da jede Abweichung davon eine erneute Energiezufuhr in das System erforderlich machen würde. Die Umlaufbahn eines Objekts kann sich jedoch über längere Zeiträume entwickeln und möglicherweise die Gezeitensperre stören, beispielsweise durch Gravitationsstörungen eines massereichen Planeten.

Die Terminologie „Gezeitensperre“ und „Gezeitensperre“ unterliegt in der wissenschaftlichen Literatur einer uneindeutigen Definition; Einige Quellen beschränken ihre Anwendung ausschließlich auf die synchrone 1:1-Rotation, wie sie beim Mond beobachtet wird, während andere sie auf nicht-synchrone Orbitalresonanzen ausdehnen, bei denen über eine Umlaufperiode kein Netto-Drehimpulstransfer stattfindet. Beispielsweise weist Merkur eine Spin-Bahn-Resonanz von 3:2 auf, wobei er alle zwei Umdrehungen um die Sonne drei Umdrehungen durchführt. Unter bestimmten Bedingungen, wie einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn und einer unbedeutenden axialen Neigung (z. B. beim Mond), stellt die Gezeitenverriegelung sicher, dass die gleiche Hemisphäre des umlaufenden Körpers ständig seinem Begleiter zugewandt ist. Unabhängig von der angenommenen Definition unterliegt die sichtbare Hemisphäre eines gezeitengebundenen Körpers im Laufe der Zeit geringfügigen Schwankungen, hauptsächlich aufgrund von Schwankungen seiner Umlaufgeschwindigkeit und der Neigung seiner Rotationsachse.

Mechanismus

Um den Prozess zu verdeutlichen, betrachten Sie zwei gemeinsam umlaufende Himmelskörper mit der Bezeichnung A und B. Die erforderliche Änderung der Rotationsgeschwindigkeit, damit Körper B gezeitenmäßig mit dem massereicheren Körper A verbunden wird, ergibt sich aus dem Gravitationsdrehmoment, das A auf die Gezeitenausbuchtungen ausübt, die es auf B hervorruft.

Die von Objekt A auf Objekt B ausgeübte Gravitationskraft ist abstandsabhängig und erreicht ihren Höhepunkt an der Oberfläche, die A am nächsten liegt am entferntesten Punkt abnehmend. Diese unterschiedliche Schwerkraft erzeugt einen Gradienten über Körper B und verformt dessen hydrostatische Gleichgewichtsform geringfügig. Folglich verlängert sich Körper B entlang der in Richtung A weisenden Achse, während er sich gleichzeitig in den zu dieser Achse orthogonalen Dimensionen leicht zusammenzieht. Diese länglichen Verformungen werden als Gezeitenwölbungen bezeichnet. Auf der Erde können diese Ausbuchtungen beispielsweise zu Verschiebungen von etwa 0,4 Metern (1 Fuß 4 Zoll) führen. Vor der Gezeitenblockierung wandern diese Ausbuchtungen aufgrund der Orbitalmechanik über die Oberfläche von B, wobei eine der beiden markanten Gezeitenausbuchtungen typischerweise in der Nähe des Sub-A-Punkts positioniert ist. Bei großen astronomischen Körpern, deren Formen aufgrund der Eigengravitation überwiegend kugelförmig sind, manifestiert sich die Gezeitenverzerrung als leicht verlängertes Sphäroid – ein axialsymmetrisches Ellipsoid, das entlang seiner Hauptachse verlängert ist. Kleinere Körper unterliegen ebenfalls einer Verzerrung, obwohl ihre resultierenden Formen geometrisch weniger regelmäßig sind.

Das Material, aus dem Körper B besteht, widersteht dieser zyklischen Umformung, die durch die Gezeitenkraft hervorgerufen wird. Folglich kommt es bei der Anpassung von B an seine Gravitationsgleichgewichtsform zu einer zeitlichen Verzögerung, während der seine Rotation die sich entwickelnden Ausbuchtungen um einen bestimmten Abstand von der A-B-Achse entfernt. Aus einer äußeren Perspektive im Raum erscheinen die Bereiche maximaler Ausbuchtungsausdehnung von der auf A gerichteten Achse versetzt. Sollte die Rotationsperiode von B kürzer als seine Umlaufperiode sein, werden diese Ausbuchtungen in Rotationsrichtung vor der A-orientierten Achse verschoben; umgekehrt, wenn die Rotationsperiode länger ist, bleiben die Ausbuchtungen zurück.

Da die Ausbuchtungen nun von der A-B-Achse verschoben werden, erzeugt die Schwerkraftanziehung von A auf diese verschobenen Ausbuchtungen ein Drehmoment auf B. Das Drehmoment, das auf die Ausbuchtung gegenüber A ausgeübt wird, versucht, die Rotationsperiode von B mit seiner Umlaufperiode in Einklang zu bringen. Umgekehrt übt die von A weggerichtete „hintere“ Ausbuchtung ein Drehmoment in die entgegengesetzte Richtung aus. Dennoch liegt die in Richtung A positionierte Ausbuchtung etwa um den Durchmesser von B näher an A als die hintere Ausbuchtung und erfährt daher eine geringfügig größere Schwerkraft und ein daraus resultierendes Drehmoment. Daher sorgt das kumulative Nettodrehmoment beider Ausbuchtungen kontinuierlich dafür, die Rotation von B mit seiner Umlaufperiode zu synchronisieren, was letztendlich in der Gezeitenblockierung gipfelt.

Orbitaländerungen

Während dieses Prozesses bleibt der Gesamtdrehimpuls des A-B-Systems erhalten. Wenn also Körper B abbremst und eine Verringerung des Rotationsdrehimpulses erfährt, nimmt sein Orbital-Drehimpuls entsprechend zu (es treten auch geringfügige Auswirkungen auf die Drehung von A auf). Dieses Phänomen führt zu einer Erhöhung der Umlaufbahn von B um A, gleichzeitig mit seiner Rotationsverzögerung. Wenn umgekehrt B anfänglich zu langsam rotiert, beschleunigt die Gezeitenblockierung gleichzeitig seine Rotation und senkt seine Umlaufhöhe.

Gezeitenverriegelung des größeren Körpers

Der größere Körper A erfährt ebenfalls den Gezeitensperreffekt, wenn auch mit geringerer Geschwindigkeit, was auf den schwächeren Gravitationseinfluss von B zurückzuführen ist, der auf die geringere Masse von B zurückzuführen ist. Beispielsweise verlangsamt der Mond zunehmend die Rotation der Erde, ein Phänomen, das über geologische Zeitskalen hinweg erkennbar ist, wie der Fossilienbestand belegt. Zeitgenössische Schätzungen deuten darauf hin, dass dieser Effekt in Kombination mit dem Gezeiteneinfluss der Sonne dazu beigetragen hat, den Tag auf der Erde über einen Zeitraum von etwa 4,5 Milliarden Jahren von etwa 6 Stunden auf die heutigen 24 Stunden zu verlängern. Derzeit zeigen Atomuhrmessungen, dass sich der Tag der Erde im Durchschnitt um etwa 2,3 Millisekunden pro Jahrhundert verlängert. Über einen ausreichend langen Zeitraum hinweg würde dieser Prozess einen Zustand gegenseitiger Gezeitenverriegelung zwischen Erde und Mond herbeiführen. Folglich würden sich sowohl die Dauer des Erdtages als auch die Dauer des Mondmonats verlängern. Letztendlich würde sich der Sterntag der Erde mit der Umlaufperiode des Mondes synchronisieren, die etwa das 47-fache der aktuellen Länge eines Tages auf der Erde beträgt. Dennoch ist nicht damit zu rechnen, dass die Erde eine Gezeitenkopplung mit dem Mond erreicht, bevor sich die Sonne zu einem Roten Riesen entwickelt und beide Himmelskörper umhüllt.

In Systemen, die Körper vergleichbarer Größe umfassen, kann der Gezeiteneffekt für beide von ähnlicher Größe sein, was möglicherweise zu einer gegenseitigen Gezeitenkopplung in deutlich kürzerer Zeitskala führt. Ein bemerkenswertes Beispiel ist der Zwergplanet Pluto und sein Satellit Charon. Diese Körper haben bereits einen Zustand erreicht, in dem Charon ausschließlich von einer einzigen Hemisphäre von Pluto aus beobachtet werden kann, und umgekehrt.

Exzentrische Umlaufbahnen

Ein weit verbreitetes Missverständnis geht davon aus, dass ein gezeitengebundener Himmelskörper seinem Wirt immer das gleiche Gesicht zeigt.

In Umlaufbahnen mit nicht vernachlässigbarer Exzentrizität synchronisiert sich die Rotationsgeschwindigkeit typischerweise mit der Umlaufgeschwindigkeit, wenn der Körper die Periapsis erreicht, den Punkt der maximalen Gezeitenwechselwirkung zwischen den beiden Himmelskörpern. Sollte das umlaufende Objekt einen Begleiter besitzen, kann dieser dritte Körper oszillierende Schwankungen in der Rotationsrate des Mutterobjekts hervorrufen. Darüber hinaus kann diese Wechselwirkung eine Vergrößerung der Exzentrizität der Umlaufbahn des umlaufenden Objekts um den Primärkörper auslösen, ein Phänomen, das als Exzentrizitätspumpen bezeichnet wird.

Unter Bedingungen exzentrischer Umlaufbahnen und vergleichsweise schwacher Gezeitenkräfte kann der kleinere Körper einen Zustand der Spin-Bahn-Resonanz anstelle einer vollständigen Gezeitenblockierung erreichen. In einer solchen Resonanz ist das Verhältnis der Rotationsperiode eines Körpers zu seiner Umlaufperiode ein einfacher Bruchteil ungleich 1:1. Ein prominentes Beispiel ist die Rotation des Merkur, der mit seiner Umlaufbahn um die Sonne in einer 3:2-Resonanz verharrt. Diese Konfiguration führt dazu, dass seine Rotationsgeschwindigkeit ungefähr seiner Umlaufgeschwindigkeit in der Nähe des Perihels entspricht.

Es wird erwartet, dass zahlreiche Exoplaneten, insbesondere solche in unmittelbarer Nähe ihrer Sterne, Spin-Bahn-Resonanzen aufweisen, die ein Verhältnis von mehr als 1:1 aufweisen. Beispielsweise könnte ein terrestrischer Planet, der dem Merkur ähnelt, gravitativ in einer Spin-Bahn-Resonanz von 3:2, 2:1 oder 5:2 gefangen werden, wobei die Wahrscheinlichkeit jedes Ergebnisses von der Exzentrizität seiner Umlaufbahn abhängt.

Vorkommen

Monde

Alle zwanzig bekannten kugelförmigen Monde im Sonnensystem weisen aufgrund ihrer engen orbitalen Nähe eine Gezeitenkopplung mit ihren Primärkörpern auf, was zu einem schnellen Anstieg der Gezeitenkraft führt, der proportional zur umgekehrten Potenz der Entfernung ist. Umgekehrt weisen die meisten unregelmäßigen äußeren Satelliten, die Riesenplaneten wie Phoebe umkreisen, keine Gezeitenkopplung auf, da ihre Umlaufabstände im Vergleich zu den größeren, gut etablierten Monden deutlich größer sind.

Das Pluto-Charon-System stellt ein bemerkenswertes Beispiel für gegenseitige Gezeitenkopplung dar. Die beträchtliche Größe von Charon im Vergleich zu seinem Primärstern, gepaart mit seiner außergewöhnlich engen Umlaufbahn, trägt zu diesem Phänomen bei und führt zu einem Zustand der gegenseitigen Gezeitenkopplung zwischen Pluto und Charon. Im Gegensatz dazu weisen Plutos andere Satelliten – Styx, Nix, Kerberos und Hydra – keine Gezeitenblockierung auf; Stattdessen sind ihre Rotationen chaotisch, beeinflusst durch Charons Anziehungskraft. Eine ähnliche gegenseitige Gezeitenverriegelung wird zwischen Eris und Dysnomia beobachtet. Auch wenn Orcus und Vanth möglicherweise gegenseitig durch die Gezeiten blockiert sind, sind die aktuellen Daten noch nicht eindeutig.

Die Prävalenz der Gezeitenblockierung bei Asteroidenmonden bleibt weitgehend unbestimmt. Dennoch wird theoretisch davon ausgegangen, dass eng umlaufende Doppelstern-Asteroiden und Kontakt-Doppelsterne eine Gezeitenblockierung aufweisen.

Erdmond

Der Mond der Erde weist eine synchrone Rotation auf, was bedeutet, dass seine Rotations- und Umlaufperioden gezeitenabhängig sind. Folglich blicken Beobachter auf der Erde immer auf die gleiche Mondhalbkugel. Der Großteil der Mondrückseite blieb bis 1959 unbeobachtet, als die sowjetische Raumsonde Luna 3 ihre ersten Fotos erfolgreich übermittelte.

Aus der Perspektive des Mondes bleibt die scheinbare Position der Erde am Himmel weitgehend statisch. Er behält einen fast festen Standort bei und präsentiert nahezu seine gesamte Oberfläche, während er sich um seine eigene Achse dreht.

Obwohl die Rotations- und Umlaufperioden des Mondes genau synchronisiert sind, werden durch wiederholte Beobachtungen etwa 59 Prozent seiner Gesamtoberfläche von der Erde aus sichtbar, ein Phänomen, das auf Libration und Parallaxe zurückzuführen ist. Librationen entstehen hauptsächlich durch die schwankende Umlaufgeschwindigkeit des Mondes, eine Folge seiner exzentrischen Umlaufbahn, die es ermöglicht, weitere etwa 6° seines Umfangs von der Erde aus zu beobachten. Parallaxe, ein geometrischer Effekt, entsteht, weil Beobachter auf der Erdoberfläche von der direkten Linie verschoben sind, die die Mittelpunkte von Erde und Mond verbindet; Diese Verschiebung ermöglicht die Beobachtung von etwa 1° zusätzlicher Mondoberfläche entlang ihrer Ränder, wenn man die Ansichten während Mondaufgang und Monduntergang vergleicht.

Planeten

Historisch wurde angenommen, dass Merkur eine synchrone Rotation mit der Sonne aufweist. Diese Wahrnehmung rührte von Beobachtungen her, bei denen während optimaler Betrachtungszeiträume durchweg dieselbe Hemisphäre nach innen gerichtet war. Radarbeobachtungen im Jahr 1965 ergaben jedoch, dass Merkur tatsächlich eine Spin-Bahn-Resonanz von 3:2 besitzt, die alle zwei Umlaufumdrehungen um die Sonne drei Umdrehungen durchführt, was für seine konsistente Ausrichtung während dieser Beobachtungsfenster verantwortlich ist. Darüber hinaus deuten theoretische Modellierungen darauf hin, dass Merkur diesen 3:2-Spin-Bahn-Zustand sehr früh in seiner Geschichte erreicht hat, wahrscheinlich innerhalb von 10–20 Millionen Jahren nach seiner Akkretion.

Die 583,92-tägige synodische Periode zwischen den aufeinanderfolgenden Annährungen der Venus an die Erde entspricht genau 5,001444 venusischen Sonnentagen, was dazu führt, dass bei jeder Konjunktion ungefähr die gleiche venusische Hemisphäre der Erde präsentiert wird. Der Ursprung dieser Korrelation, ob zufällig oder Hinweis auf eine Form der Gezeitenkopplung mit der Erde, bleibt ungeklärt.

Proxima Centauri b, ein 2016 entdeckter Exoplanet, der Proxima Centauri umkreist, ist höchstwahrscheinlich gezeitengebunden und weist möglicherweise entweder eine synchrone Rotation oder eine 3:2-Spin-Bahn-Resonanz auf, analog zu Merkur.

Eine hypothetische Kategorie von Gezeiten Zu den verschlossenen Exoplaneten gehören „Augapfelplaneten“, die weiter in die Untertypen „heiß“ und „kalt“ eingeteilt werden.

Sterne

Es wird erwartet, dass nahe beieinander liegende Doppelsternsysteme im gesamten Kosmos eine gegenseitige Gezeitenkopplung aufweisen. Ebenso wird angenommen, dass Exoplaneten, die in extrem engen Umlaufbahnen um ihre Muttersterne entdeckt wurden, durch Gezeiten an sie gebunden sind. Ein atypischer Fall, der durch die MEISTEN Beobachtungen bestätigt wird, betrifft Tau Boötis, einen Stern, der möglicherweise von seinem Exoplaneten Tau Boötis b durch die Gezeiten festgehalten wird. Sollte dies der Fall sein, ist die Gezeitenblockierung mit ziemlicher Sicherheit reziprok.

Zeitskala

Die geschätzte Dauer, die ein Himmelskörper benötigt, um die Gezeitenblockierung zu erreichen, kann mit der folgenden Formel berechnet werden:

t_{\text{lock}}\ approx {\frac {\omega a^{6}IQ}{3Gm_{p}^{2}k_{2}R^{5}}}

$\omega \,$ stellt die anfängliche Rotationsgeschwindigkeit dar, quantifiziert im Bogenmaß pro Zeiteinheit.
$a\,$ bezeichnet die große Halbachse der Umlaufbahn des Satelliten um den Planeten, berechnet als Mittelwert seiner Periapsis- und Apoapsis-Abstände.
$I\,$ $\ca. 0,4\;m_{s}R^{2}$ stellt das Trägheitsmoment des Satelliten dar, wobei $m_{s}$ ist die Masse des Satelliten und $R$ ist sein Durchschnitt Radius.
$Q\,$ bezeichnet die Dissipationsfunktion des Satelliten.
$G\,$ bezeichnet die universelle Gravitationskonstante.
$m_{p}\,$ bezieht sich auf die Masse des Planeten, der der primär umkreiste Körper ist, und
$k_{2}\,$ ist die Gezeiten-Liebeszahl des Satelliten.

Die Parameter: Q} und $k_{2}$ sind im Allgemeinen schlecht charakterisiert, mit Ausnahme des Mondes, der einen Wert von $k_{2}/Q=0.0011$ . Für eine vorläufige Schätzung ist es üblich, $Q\ approx 100$ , was eine konservative Wahl sein könnte, die möglicherweise zu überschätzten Sperrzeiten führt.

k_{2}\ approx {\frac {1.5}{1+{\frac {19\mu }{2\rho gR}}}},

23§+§2930§μ§36

k_{2}\ approx {\frac {1.5}{1+{\frac {19\mu }{2\rho gR}}}},

,{\displaystyle k_{2}\ approx {\frac {1.5}{1+{\frac {19\mu }{2\rho gR}}}},

$\rho \,$ stellt die Dichte des Satelliten dar
$g\about Gm_{s}/R^{2}$
$\mu \,$ stellt die Steifigkeit des Satelliten dar. Dieser Wert kann als 3×§2021§§2425§ N/m§27 $\mu \,$ ×§3031§§3435§ N/m§37 $\mu \,$

Obwohl die Größe und Dichte des Satelliten bekannt ist, müssen zahlreiche Parameter noch geschätzt werden (insbesondere ω, Q und μ); Folglich ist davon auszugehen, dass alle abgeleiteten Sperrzeiten möglicherweise um eine Größenordnung ungenau sind. Darüber hinaus wird während des Gezeitenblockierungsvorgangs die große Halbachse $a$ könnte aufgrund der nachfolgenden Gezeitenbeschleunigung erheblich von seinem aktuell beobachteten Wert abgewichen sein, und die Sperrzeit weist eine extreme Empfindlichkeit gegenüber diesem Parameter auf.

Angesichts der erheblichen Unsicherheit können die oben genannten Formeln zu einem besser handhabbaren Ausdruck vereinfacht werden. Unter der Annahme, dass der Satellit kugelförmig ist, $k_{2}\ll 1\,,Q=100$ 18§,Q=100{\displaystyle k_{2}\ll 1\,,Q=100} und eine anfängliche nicht gesperrte Rotationsperiode von ungefähr 12 Stunden (die meisten Asteroiden weisen typischerweise Rotationsperioden zwischen etwa 2 Stunden und 2 Tagen auf),

t_{\text{lock}}\about 6\ {\frac {a^{6}R\mu }{m_{s}m_{p}^{2}}}\times 10^{10}\ {\text{years}},

Massen werden in Kilogramm, Entfernungen in Metern und $\mu$ in Newton pro Quadratmeter. Der Wert von $\mu$ kann angenähert werden als 3×§3536§§3940§ N/m§42 $\mu$ ×§4546§§4950§ N/m§52 $\mu$

Die große Halbachse, bezeichnet als $a$ , übt eine tiefgreifende Wirkung aus erheblichen Einfluss auf dieses Phänomen.

In Szenarien, in denen es zu einer Gezeitenbindung eines Primärkörpers an seinen Satelliten kommt, wie etwa im Pluto-Charon-System, können die Parameter für den Satelliten und den Primärkörper innerhalb der Formel vertauscht werden.

Eine wichtige Implikation, die sich aus diesen Prinzipien ergibt, besteht darin, dass angenommen wird, dass alle anderen Faktoren konstant bleiben (z. B. $Q$ und $\mu$ ), ein größerer Mond erreicht die Gezeitensperre schneller als ein kleinerer Mond, der in gleicher Entfernung von ihm umkreist Planet. Dies liegt daran, dass die Masse des Satelliten $m_{s}\,$ , skaliert mit der dritten Potenz seines Radius, . Ein anschauliches Beispiel für dieses Phänomen kann im Saturnsystem beobachtet werden: Hyperion bleibt ungezeitenblockiert, während der wesentlich größere Iapetus trotz seiner Umlaufbahn in größerer Entfernung eine Gezeitenblockierung aufweist. Dennoch wird dieser Vergleich durch die Tatsache erschwert, dass Hyperion auch erheblichen Gravitationsstörungen durch den benachbarten Mond Titan ausgesetzt ist, was eine chaotische Rotation induziert.

Die oben genannten Formeln zur Berechnung der Zeitskala für die Gezeitenverriegelung können Ungenauigkeiten über mehrere Größenordnungen aufweisen, hauptsächlich aufgrund des Weglassens der Frequenzabhängigkeit, die mit $k_{2}/Q$ . Darüber hinaus sind diese Modelle möglicherweise nicht auf viskose Doppelsternsysteme anwendbar, wie z. B. Doppelsterne oder Trümmerhaufen-Asteroiden, bei denen die Spin-Bahn-Dynamik überwiegend durch ihre intrinsische Viskosität und nicht durch ihre Steifigkeit bestimmt wird.

Identifizierte gezeitengesperrte Himmelskörper

Im Sonnensystem

Alle nachfolgend aufgeführten Himmelskörper sind gezeitengebunden; mit Ausnahme von Merkur weisen sie jedoch auch eine synchrone Rotation auf. Obwohl Merkur durch die Gezeiten blockiert ist, behält er keine synchrone Rotation bei.

Exoplanetare Systeme

Die vorherrschenden Methoden zur Erkennung von Exoplaneten, insbesondere Transitphotometrie und Radialgeschwindigkeitsmessungen, weisen von Natur aus eine Beobachtungsorientierung auf, die die Identifizierung von Planeten in unmittelbarer Nähe ihrer Wirtssterne begünstigt. Folglich befinden sich 85 % der entdeckten Exoplaneten innerhalb der Gezeitenblockierungszone, was eine genaue Einschätzung der tatsächlichen Verbreitung dieses Phänomens erheblich erschwert. Bemerkenswert ist, dass Tau Boötis durch die Gezeiten mit seinem eng umkreisenden Riesenplaneten Tau Boötis b. verbunden ist.

Himmelskörper möglicherweise durch Gezeiten blockiert

Sonnensystem

Es wird angenommen, dass eine Reihe von Monden durch Gezeiten blockiert sind. Diese Schlussfolgerung ergibt sich aus dem Vergleich der geschätzten Zeit, die ein Körper benötigt, um die Gezeitenbindung zu erreichen, mit der Dauer, die er auf seiner aktuellen Umlaufbahn gehalten hat. Für die meisten Planetenmonde ist diese Umlaufdauer vergleichbar mit dem Alter des Sonnensystems. Die endgültigen Rotationsdaten für diese speziellen Monde sind jedoch nach wie vor unzureichend oder unbekannt. Dazu gehören:

Saturnmonde möglicherweise durch Gezeiten blockiert:

Uran-Monde sind möglicherweise durch Gezeiten blockiert:

Neptunmonde möglicherweise durch Gezeiten blockiert:

Objekte, die möglicherweise gegenseitig durch Gezeiten blockiert sind:

Orcus und Vanth

Extrasolare Systeme

Es wird angenommen, dass die Exoplaneten Gliese 581c, Gliese 581b und Gliese 581e durch Gezeiten mit ihrem Heimatstern Gliese 581 verbunden sind.
Alle Planeten innerhalb des TRAPPIST-1-Systems gelten als wahrscheinliche Kandidaten für eine Gezeitenblockierung.

Die Drehimpulserhaltung bezieht sich auf eine konservierte physikalische Größe, die das Rotationsäquivalent des linearen Impulses darstellt. Seiten mit kurzen Beschreibungen von Umleitungszielen

Erhaltung des Drehimpulses – erhaltene physikalische Größe; Rotationsanalogon des linearen ImpulsesSeiten mit kurzen Beschreibungen von Umleitungszielen
Schwerkraftgradientenstabilisierung ist eine Technik, die zur Stabilisierung und Orientierungskontrolle verschiedener Raumfahrzeuge eingesetzt wird.
Der Kozai-Mechanismus beschreibt ein Phänomen, das die Orbitaldynamik eines Doppelsternsystems beeinflusst.
Orbitalresonanz bezeichnet die regelmäßige und periodische gegenseitige gravitative Wechselwirkung zwischen umlaufenden Himmelskörpern.
Planetenbewohnbarkeit bezieht sich auf den festgestellten Grad, in dem ein Planet über Bedingungen verfügt, die für die Unterstützung von Leben geeignet sind.
Pseudosynchrone Rotation beschreibt einen Zustand der nahezu Synchronisation zwischen der Drehung und Rotation eines Objekts, der insbesondere am Periastron beobachtet wird.
Die Roche-Grenze definiert den Umlaufradius, innerhalb dessen ein Satellit aufgrund der Gravitationskräfte des Primärkörpers anfällig für den Zerfall ist.
Eine synchrone Umlaufbahn ist dadurch gekennzeichnet, dass die Umlaufzeit eines astronomischen Körpers seiner durchschnittlichen Rotationsperiode entspricht.
Die Gezeitenbeschleunigung ist ein natürliches Phänomen, das als Ursache für die Gezeitenblockierung dient.
Rotation um eine feste Achse beschreibt eine bestimmte Art von Bewegung.

Gezeitensperre (Tidal locking)