Bloqueo de marea (Tidal locking)

El fenómeno de bloqueo de mareas, observado entre dos entidades astronómicas en órbita coorbitante, se caracteriza porque un cuerpo alcanza un estado de rotación en el que su velocidad de giro no muestra ninguna alteración neta durante un período orbital completo. Cuando un cuerpo bloqueado por mareas exhibe una rotación sincrónica, su período de rotación axial coincide exactamente con su período orbital alrededor de su compañero. Un buen ejemplo es la Luna, que siempre presenta el mismo hemisferio con respecto a la Tierra, a pesar de pequeñas variaciones atribuibles a su órbita no perfectamente circular. Normalmente, sólo el satélite queda bloqueado por mareas en su primario más masivo. Sin embargo, en escenarios donde el diferencial de masa y la distancia de separación entre dos cuerpos son comparativamente mínimos, puede ocurrir un bloqueo mutuo de mareas, como lo ejemplifican los sistemas Plutón-Caronte y Eris-Dysnomia. Otras designaciones para este proceso incluyen bloqueo gravitacional, rotación capturada y bloqueo de órbita giratoria.

Este fenómeno se origina en la interacción gravitacional entre dos cuerpos celestes, que desacelera progresivamente la rotación de un cuerpo hasta que se logra el bloqueo de marea. A lo largo de escalas de tiempo geológicas, que abarcan millones de años, esta interacción induce alteraciones en sus parámetros orbitales y velocidades de rotación, impulsadas por el intercambio de energía y la disipación térmica. Un cuerpo se considera formalmente bloqueado por mareas una vez que alcanza un estado en el que su velocidad de rotación no muestra ninguna variación neta a lo largo de un ciclo orbital completo. Este estado es inherentemente estable, ya que cualquier desviación del mismo requeriría la reintroducción de energía en el sistema. Sin embargo, la órbita de un objeto puede evolucionar durante períodos prolongados, alterando potencialmente el bloqueo de marea, por ejemplo, a través de perturbaciones gravitacionales de un planeta masivo.

La terminología "bloqueo de marea" y "bloqueo de marea" está sujeta a ambigüedad de definición dentro de la literatura científica; algunas fuentes restringen su aplicación únicamente a la rotación sincrónica 1:1, como se observa con la Luna, mientras que otras la extienden para abarcar resonancias orbitales no sincrónicas donde no se produce ninguna transferencia neta de momento angular durante un período orbital. Por ejemplo, Mercurio exhibe una resonancia de órbita de giro de 3:2, completando tres rotaciones por cada dos revoluciones alrededor del Sol. En condiciones específicas, como una órbita casi circular y una inclinación axial insignificante (por ejemplo, la Luna), el bloqueo de mareas garantiza que el mismo hemisferio del cuerpo en órbita mire perpetuamente a su compañero. Independientemente de la definición adoptada, el hemisferio visible de un cuerpo bloqueado por las mareas sufre variaciones menores a lo largo del tiempo, principalmente debido a fluctuaciones en su velocidad orbital y la inclinación de su eje de rotación.

Mecanismo

Para dilucidar el proceso, considere dos cuerpos celestes en órbita conjunta, designados A y B. La alteración requerida en la velocidad de rotación para que el cuerpo B quede bloqueado por marea con el cuerpo más masivo A surge del par gravitacional ejercido por A sobre las protuberancias de marea que induce sobre B.

La fuerza gravitacional ejercida por el objeto A sobre el objeto B depende de la distancia, alcanza su punto máximo en la superficie más cercana a A y disminuye en el punto más remoto. Esta atracción gravitacional diferencial establece un gradiente a través del cuerpo B, deformando sutilmente su forma de equilibrio hidrostático. En consecuencia, el cuerpo B se alarga a lo largo del eje que apunta hacia A, al mismo tiempo que se contrae ligeramente en dimensiones ortogonales a este eje. Estas deformaciones alargadas se denominan protuberancias de marea. En la Tierra, por ejemplo, estas protuberancias pueden provocar desplazamientos de aproximadamente 0,4 metros (1 pie 4 pulgadas). Antes del bloqueo de marea, estos abultamientos migran a través de la superficie de B como consecuencia de la mecánica orbital, con uno de los dos abultamientos de marea prominentes típicamente ubicado cerca del punto sub-A. En el caso de grandes cuerpos astronómicos, cuyas formas son predominantemente esféricas debido a la autogravitación, la distorsión de las mareas se manifiesta como un esferoide ligeramente alargado, un elipsoide axialmente simétrico alargado a lo largo de su eje mayor. Los cuerpos más pequeños también sufren distorsión, aunque sus formas resultantes son menos regulares geométricamente.

El material constituyente del cuerpo B resiste esta remodelación cíclica inducida por la fuerza de marea. En consecuencia, existe un retraso temporal en el ajuste de B a su forma de equilibrio gravitacional, durante el cual su rotación aleja los abultamientos en desarrollo a cierta distancia del eje A-B. Desde una perspectiva externa en el espacio, las regiones de extensión máxima del abultamiento parecen desplazadas del eje dirigido hacia A. Si el período de rotación de B es más corto que su período orbital, estos abultamientos se desplazan por delante del eje orientado a A en la dirección de rotación; por el contrario, si el período de rotación es más largo, las protuberancias quedan atrás.

Como los abultamientos ahora están desplazados del eje A-B, la atracción gravitacional de A sobre estos abultamientos desplazados genera un torque sobre B. El torque ejercido sobre el abultamiento que mira hacia A intenta alinear el período de rotación de B con su período orbital. Por el contrario, el abultamiento "posterior", orientado en dirección opuesta a A, ejerce un torque en la dirección opuesta. Sin embargo, el bulto colocado hacia A está más cerca de A en aproximadamente el diámetro de B que el bulto trasero, experimentando en consecuencia una fuerza gravitacional y un par resultante ligeramente mayores. Por lo tanto, el torque neto acumulativo de ambos abultamientos opera consistentemente para sincronizar la rotación de B con su período orbital, culminando en última instancia en el bloqueo de marea.

Cambios orbitales

A lo largo de este proceso, el momento angular total del sistema A–B permanece conservado. En consecuencia, a medida que el cuerpo B desacelera y experimenta una reducción en el momento angular de rotación, su momento angular orbital aumenta proporcionalmente (también se producen efectos menores en la rotación de A). Este fenómeno conduce a una elevación de la órbita de B alrededor de A, simultáneamente con su desaceleración rotacional. Por el contrario, si B inicialmente gira demasiado lentamente, el bloqueo de marea acelera simultáneamente su rotación y reduce su altitud orbital.

Bloqueo de marea del cuerpo más grande

El cuerpo más grande, A, también sufre el efecto de bloqueo de marea, aunque a un ritmo reducido, debido a la influencia gravitacional más débil de B, que se deriva de la masa más pequeña de B. Por ejemplo, la Luna desacelera progresivamente la rotación de la Tierra, un fenómeno discernible en escalas de tiempo geológicas, como lo demuestra el registro fósil. Las estimaciones contemporáneas sugieren que este efecto, combinado con la influencia de las mareas del Sol, ha contribuido a extender el día terrestre de aproximadamente 6 horas a sus 24 horas actuales durante un período de aproximadamente 4.500 millones de años. Actualmente, las mediciones del reloj atómico indican que el día de la Tierra se extiende aproximadamente 2,3 milisegundos por siglo, en promedio. Durante un período suficientemente largo, este proceso establecería un estado de bloqueo mutuo de mareas entre la Tierra y la Luna. En consecuencia, tanto la duración del día terrestre como del mes lunar se alargarían. En última instancia, el día sidéreo de la Tierra se sincronizaría con el período orbital de la Luna, que es aproximadamente 47 veces la duración actual de un día terrestre. Sin embargo, no se prevé que la Tierra alcance el bloqueo de marea con la Luna antes de que el Sol evolucione hasta convertirse en una gigante roja y engulla ambos cuerpos celestes.

En sistemas que comprenden cuerpos de dimensiones comparables, el efecto de marea puede ser de magnitud similar para ambos, lo que podría conducir a un bloqueo de marea mutuo en una escala de tiempo significativamente más corta. Un ejemplo notable es el planeta enano Plutón y su satélite, Caronte. Estos cuerpos ya han alcanzado un estado en el que Caronte es observable exclusivamente desde un único hemisferio de Plutón, y viceversa.

Órbitas excéntricas

Un error común postula que un cuerpo celeste bloqueado por las mareas presenta perpetuamente la misma cara a su anfitrión.

En órbitas que exhiben una excentricidad no despreciable, la velocidad de rotación generalmente se sincroniza con la velocidad orbital cuando el cuerpo alcanza la periapsis, el punto de máxima interacción de marea entre los dos cuerpos celestes. Si el objeto en órbita posee un compañero, este tercer cuerpo puede inducir variaciones oscilatorias en la velocidad de rotación del objeto principal. Además, esta interacción puede provocar un aumento en la excentricidad orbital del objeto en órbita alrededor del primario, un fenómeno denominado bombeo de excentricidad.

En condiciones de órbitas excéntricas y fuerzas de marea comparativamente débiles, el cuerpo más pequeño puede alcanzar un estado de resonancia de órbita de giro en lugar de un bloqueo de marea completo. En tal resonancia, la relación entre el período de rotación de un cuerpo y su período orbital es una fracción simple distinta de 1:1. Un ejemplo destacado es la rotación de Mercurio, que está encerrada en una resonancia de 3:2 con su órbita alrededor del Sol. Esta configuración hace que su velocidad de rotación coincida aproximadamente con su velocidad orbital cerca del perihelio.

Se prevé que numerosos exoplanetas, particularmente aquellos que se encuentran muy cerca de sus estrellas, exhiban resonancias de giro-órbita que exceden una proporción de 1:1. Por ejemplo, un planeta terrestre análogo a Mercurio podría quedar capturado gravitacionalmente en una resonancia de órbita de espín de 3:2, 2:1 o 5:2, y la probabilidad de cada resultado dependería de su excentricidad orbital.

Ocurrencia

Lunas

Las veinte lunas esferoidales conocidas dentro del Sistema Solar exhiben bloqueo de marea con sus cuerpos primarios debido a su proximidad orbital, lo que resulta en un rápido aumento de la fuerza de marea, proporcional al cubo inverso de la distancia. Por el contrario, la mayoría de los satélites exteriores irregulares que orbitan planetas gigantes, como Phoebe, no muestran bloqueo de marea, dadas sus distancias orbitales significativamente mayores en comparación con las lunas más grandes y bien establecidas.

El sistema Plutón-Caronte representa un ejemplo notable de bloqueo de marea mutuo. El tamaño sustancial de Caronte en relación con su primario, junto con su órbita excepcionalmente cercana, contribuye a este fenómeno, lo que lleva a un estado de bloqueo mutuo de mareas entre Plutón y Caronte. Por el contrario, los otros satélites de Plutón (Styx, Nix, Kerberos e Hydra) no presentan bloqueo de mareas; en cambio, sus rotaciones son caóticas, influenciadas por la atracción gravitacional de Caronte. Se observa un bloqueo de marea mutuo similar entre Eris y Dysnomia. Si bien Orcus y Vanth también pueden estar mutuamente bloqueados por mareas, los datos actuales aún no son concluyentes.

La prevalencia del bloqueo de mareas entre las lunas de asteroides sigue siendo en gran medida indeterminada. Sin embargo, se prevé teóricamente que los asteroides binarios en órbita cercana y los binarios en contacto presenten bloqueo de marea.

Luna de la Tierra

La Luna de la Tierra exhibe una rotación sincrónica, lo que significa que sus períodos de rotación y orbital están sincronizados con las mareas. En consecuencia, los observadores en la Tierra ven constantemente el mismo hemisferio lunar. La mayor parte de la cara oculta de la Luna permaneció sin observarse hasta 1959, cuando la nave espacial soviética Luna 3 transmitió con éxito sus fotografías iniciales.

Desde la perspectiva de la Luna, la posición aparente de la Tierra en el cielo permanece en gran medida estática. Mantiene una ubicación casi fija, presentando casi toda su superficie mientras gira sobre su propio eje.

Aunque los períodos rotacional y orbital de la Luna están sincronizados con precisión, aproximadamente el 59 por ciento de su superficie total se vuelve visible desde la Tierra a través de observaciones repetidas, un fenómeno atribuido a la libración y el paralaje. Las libraciones surgen principalmente de la velocidad orbital fluctuante de la Luna, una consecuencia de su órbita excéntrica, que permite observar aproximadamente 6° adicionales de su perímetro desde la Tierra. El paralaje, un efecto geométrico, se produce porque los observadores en la superficie de la Tierra se desplazan de la línea directa que conecta los centros de la Tierra y la Luna; este desplazamiento permite la observación de aproximadamente 1° adicional de la superficie lunar a lo largo de sus bordes al comparar vistas durante la salida y la puesta de la luna.

Planetas

Históricamente, se creía que Mercurio exhibía una rotación sincrónica con el Sol. Esta percepción surgió de observaciones que mostraban consistentemente el mismo hemisferio mirando hacia adentro durante los períodos óptimos de visualización. Sin embargo, las observaciones de radar realizadas en 1965 revelaron que Mercurio en realidad posee una resonancia de órbita de espín de 3:2, completando tres rotaciones por cada dos revoluciones orbitales alrededor del Sol, lo que explica su orientación constante durante estas ventanas de observación. Además, los modelos teóricos indican que Mercurio alcanzó este estado de órbita de giro 3:2 muy temprano en su historia, probablemente entre 10 y 20 millones de años después de su acreción.

El período sinódico de 583,92 días entre los sucesivos acercamientos de Venus a la Tierra corresponde precisamente a 5,001444 días solares de Venus, lo que da como resultado que aproximadamente el mismo hemisferio de Venus se presente hacia la Tierra durante cada conjunción. El origen de esta correlación, ya sea coincidente o indicativo de una forma de bloqueo de marea con la Tierra, sigue sin determinarse.

Proxima Centauri b, un exoplaneta descubierto en 2016 que orbita a Próxima Centauri, es muy probable que esté bloqueado por marea, exhibiendo potencialmente una rotación sincrónica o una resonancia de órbita de giro de 3:2, análoga a Mercurio.

Una categoría hipotética de bloqueo por marea Los exoplanetas incluyen los "planetas del globo ocular", que se clasifican además en subtipos "calientes" y "fríos".

Estrellas

Se prevé que en todo el cosmos, los sistemas estelares binarios cercanos exhibirán un bloqueo de marea mutuo. De manera similar, también se supone que los exoplanetas descubiertos en órbitas extremadamente cercanas alrededor de sus estrellas anfitrionas están bloqueados por las mareas. Un ejemplo atípico, corroborado por MOST observaciones, involucra a Tau Boötis, una estrella potencialmente bloqueada por mareas por su exoplaneta, Tau Boötis b. Si este fuera el caso, el bloqueo de las mareas es casi con certeza recíproco.

Escala de tiempo

El tiempo estimado para que un cuerpo celeste alcance el bloqueo de marea se puede calcular utilizando la siguiente fórmula:

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

dónde

• ${\displaystyle \omega \,}$ representa la velocidad de rotación inicial, cuantificada en radianes por unidad de tiempo.
• ${\displaystyle a\,}$ denota el semieje mayor de la trayectoria orbital del satélite alrededor del planeta, calculado como la media de sus distancias de periapsis y apoapsis.
• ${\displaystyle I\,}$${\displaystyle \approx 0.4\;m_{s}R^{2}}$ representa el momento de inercia del satélite, donde ${\displaystyle m_{s}}$ es la masa del satélite y ${\displaystyle R}$ es su radio promedio.
• ${\displaystyle Q\,}$ significa la función de disipación del satélite.
• ${\displaystyle G\,}$ denota la constante gravitacional universal.
• ${\displaystyle m_{p}\,}$ se refiere a la masa del planeta, que es el cuerpo principal en órbita, y
• ${\displaystyle k_{2}\,}$ es el número de marea de Love del satélite.

Los parámetros ${\displaystyle Q}$ y ${\displaystyle k_{2}}$ generalmente están mal caracterizados, a excepción de la Luna, que exhibe un valor de ${\displaystyle k_{2}/Q=0.0011}$. Para una estimación preliminar, es una práctica común asumir ${\displaystyle Q\approx 100}$, que podría ser una opción conservadora, lo que podría dar como resultado tiempos de bloqueo sobreestimados.

k§1011§≈<!-- ≈ -->1.5§2223§+§2930§μ§3637§ρ<!-- ρ -->gR,{\displaystyle k_{2}\approx {\frac {1.5}{1+{\frac {19\mu }{2\rho gR}}}},}

dónde

• ${\displaystyle \rho \,}$ representa la densidad del satélite
• ${\displaystyle g\approx Gm_{s}/R^{2}}$ denota la gravedad superficial del satélite
• ${\displaystyle \mu \,}$ representa la rigidez del satélite. Este valor se puede aproximar como 3ק2021§§2425§ N/m§2728§ para celeste rocoso cuerpos y 4ק3031§§3435§ N/m§3738§ para los helados.

A pesar de conocer el tamaño y la densidad del satélite, todavía es necesario estimar numerosos parámetros (específicamente ω, Q y μ); en consecuencia, se prevé que cualquier tiempo de bloqueo derivado sea inexacto, potencialmente en un orden de magnitud. Además, durante el proceso de bloqueo de mareas, el semieje mayor ${\displaystyle a}$ podría haber divergido considerablemente de su valor observado actual debido a la aceleración de marea posterior, y el tiempo de bloqueo muestra una sensibilidad extrema a este parámetro.

Dada la incertidumbre sustancial, las fórmulas antes mencionadas se pueden simplificar en una expresión más manejable. Suponiendo que el satélite es esférico, k§1011§≪<!-- ≪ -->§1718§,Q=100{\displaystyle k_{2}\ll 1\,,Q=100} y una inicial período de rotación no bloqueado de aproximadamente 12 horas (la mayoría de los asteroides suelen exhibir períodos de rotación entre aproximadamente 2 horas y 2 días),

${\displaystyle t_{\text{lock}}\approx 6\ {\frac {a^{6}R\mu }{m_{s}m_{p}^{2}}}\times 10^{10}\ {\text{años}},}$

Las masas se expresan en kilogramos, las distancias en metros y ${\displaystyle \mu }$ en newtons por metro cuadrado. El valor de ${\displaystyle \mu }$ se puede aproximar como 3ק3536§§3940§ N/m§4243§ para cuerpos celestes rocosos y 4ק4546§§4950§ N/m§5253§ para los helados.

El semieje mayor, indicado como ${\displaystyle a}$, ejerce una influencia profundamente significativa en este fenómeno.

En escenarios que involucran el bloqueo de marea de un cuerpo primario a su satélite, como el sistema Plutón-Caronte, los parámetros para el satélite y el cuerpo primario se pueden intercambiar dentro de la fórmula.

Una implicación importante derivada de estos principios es que, asumiendo que todos los demás factores permanecen constantes (por ejemplo, ${\displaystyle Q}$ y ${\displaystyle \mu }$), una luna más grande alcanzará el bloqueo de marea más rápidamente que una luna más pequeña que orbite a una distancia equivalente de su planeta. Esto ocurre porque la masa del satélite, ${\displaystyle m_{s}\,}$, escala con el cubo de su radio, ${\displaystyle R}$. Un ejemplo ilustrativo de este fenómeno se puede observar dentro del sistema de Saturno: Hyperion permanece bloqueado sin marea, mientras que Jápeto, considerablemente más grande, a pesar de orbitar a mayor distancia, exhibe bloqueo de marea. Sin embargo, esta comparación se complica por el hecho de que Hyperion también está sujeto a perturbaciones gravitacionales sustanciales de la próxima luna Titán, lo que induce una rotación caótica.

Las fórmulas antes mencionadas para calcular la escala de tiempo de bloqueo de las mareas pueden presentar imprecisiones que abarcan varios órdenes de magnitud, principalmente debido a su omisión de la dependencia de la frecuencia asociada con ${\displaystyle k_{2}/Q}$. Además, estos modelos podrían no ser aplicables a sistemas binarios viscosos, como estrellas binarias o asteroides formados por montones de escombros, donde la dinámica de giro-órbita se rige predominantemente por su viscosidad intrínseca más que por su rigidez.

Cuerpos celestes bloqueados por mareas identificados

Dentro del Sistema Solar

Todos los cuerpos celestes enumerados a continuación están bloqueados por mareas; sin embargo, a excepción de Mercurio, también exhiben rotación sincrónica. Mercurio, aunque está bloqueado por mareas, no mantiene una rotación sincrónica.

Sistemas exoplanetarios

• Las metodologías predominantes de detección de exoplanetas, específicamente la fotometría de tránsito y las mediciones de velocidad radial, poseen inherentemente un sesgo de observación que favorece la identificación de planetas cercanos a sus estrellas anfitrionas. En consecuencia, el 85% de los exoplanetas descubiertos se encuentran dentro de la zona de bloqueo de mareas, lo que impide significativamente una evaluación precisa de la verdadera prevalencia de este fenómeno. En particular, se confirma que Tau Boötis está bloqueado por mareas con su planeta gigante que orbita de cerca, Tau Boötis b.

Cuerpos celestes potencialmente bloqueados por mareas

Sistema Solar

Se supone que varias lunas están bloqueadas por mareas, una conclusión que se extrae al comparar el tiempo estimado necesario para que un cuerpo logre el bloqueo por mareas con el tiempo que ha mantenido su órbita actual. Para la mayoría de las lunas planetarias, esta duración orbital es comparable a la edad del Sistema Solar. Sin embargo, los datos de rotación definitivos para estas lunas específicas siguen siendo insuficientes o desconocidos. Estos incluyen:

Lunas de Saturno potencialmente bloqueadas por mareas:

Lunas de Urano potencialmente bloqueadas por mareas:

Lunas neptunianas potencialmente bloqueadas por mareas:

Objetos potencialmente bloqueados mutuamente por mareas:

• Orco y Vanth

Sistemas extrasolares

• Se supone que los exoplanetas Gliese 581c, Gliese 581b y Gliese 581e están bloqueados por mareas con su estrella anfitriona, Gliese 581.
• Todos los planetas dentro del sistema TRAPPIST-1 se consideran candidatos probables para el bloqueo de mareas.

La conservación del momento angular se refiere a una cantidad física conservada, que representa el equivalente rotacional del momento lineal. Páginas que muestran breves descripciones de los objetivos de redireccionamiento

• Conservación del momento angular – Cantidad física conservada; análogo rotacional del impulso linealPáginas que muestran descripciones breves de objetivos de redireccionamiento
• La estabilización por gradiente de gravedad es una técnica empleada para la estabilización y el control de la orientación de diversas naves espaciales.
• El mecanismo de Kozai describe un fenómeno que influye en la dinámica orbital de un sistema binario.
• La resonancia orbital denota la interacción gravitacional mutua regular y periódica entre cuerpos celestes en órbita.
• La habitabilidad planetaria se refiere al grado establecido en el que un planeta posee condiciones adecuadas para sustentar la vida.
• La rotación pseudosincrónica describe un estado de casi sincronización entre la revolución y la rotación de un objeto, particularmente observado en el periastrón.
• El límite de Roche define el radio orbital dentro del cual un satélite es susceptible de desintegrarse debido a las fuerzas gravitacionales del cuerpo primario.
• Una órbita sincrónica se caracteriza porque el período orbital de un cuerpo astronómico es equivalente a su período de rotación promedio.
• La aceleración de las mareas es un fenómeno natural que sirve como causa subyacente del bloqueo de las mareas.
• La rotación alrededor de un eje fijo describe un tipo específico de movimiento.

Referencias