Zamrożenie odniesione do nebuli: Dlaczego Księżyc Pokazuje Nas Tylko Jeden Stroną

Dwa wzniesienia i mała opóźnienie, które zmienia wszystko

Grawitacja planety przyciąga ciało Księżyca silniej na jego bliskiej stronie niż na odległej, rozciągając je w lekki elipsoid. Wzniesienia zorientowane są w kierunku planety oraz równoodlegająco od niej. Jeśli Księzycz byłby idealnie twardym i natychmiastowym ciałem, te wzniesienia pozostawiałyby się zablokowane dokładnie na linii planeta-Księżyc i nie wywołaliby żadnej siły rotacyjnej. Praktyczne materiały mają wewnętrzny opór, dlatego wzniesienie trwa krótki czas podczas obrotu Księżyca, a do chwili osiągnięcia pełnej wysokości jest już przesunięte o mały kąt z powodu własnego obrotu Księżyca — mała opóźniona kąt między tym, w którą strony wskazuje wzniesienie, a tym, gdzie właściwie znajduje się planeta.

Ta opóźnienie jest momentem obrotowym

Dzięki temu niezrównanej wypukłości, która nie jest położona pionowo względem planety, teren grawitacyjny planety zaczyna ją ciągnąć pod kątem, tworząc moment obrotowy. Jeśli Księżyk obraca się szybciej niż porusza się wokół planety, ten moment obrotowy działa jako hamuliec, wolno przekształcając chwilowe pęd od obrotu Księżyka na pęd orbitalny. Ten proces działa jedynie w jedną stronę — ku równowadze — a równowaga jest osiągana dokładnie w momencie, gdy okres obrotu Księżyka pasuje do okresu jego orbity, ponieważ wtedy wypukłość przestaje być zrównywana i opóźnienie oraz moment obrotowy obecnie wynoszą zero.

tidal torque ≈ 0                     while rotation period = orbital period
tidal torque brakes spin             while rotation period < orbital period
                                       (spins the moon down toward the orbital rate)

locking timescale  t_lock ∝  a⁶ / (M_planet² · R_moon⁵)

a = orbital distance, R_moon = moon's radius, M_planet = planet's mass
— locking is dramatically faster for close, small moons around big planets

Dlaczego Księżyca zasymetryzowała się w kierunku Ziemi, a nie odwrotnie — na razie

Skalę czasową zamrożenia bardzo wrażliwie zależy na wielkości ciała wykonującego obrót — skala to piątego stopnia promienia tego ciała — oraz na odległości między dwiema tarczami, do sześciego stopnia. Księżyca jest małą i bliską tarczą, więc zasymetryzowała się w kierunku Ziemi prawie już w pierwszych dziesiątkach milionów lat po formacji, astronomicznie niemal natychmiastowo. Ziemia jest znacznie większa, więc ten sam moment sił działający w odwrotnej kolejności (podniesione przez nebulowe powloki na Ziemi) potrwa znacznie dłużej do spowolnienia obrotu Ziemi tak, aby sięgodna była luniomiesiącowi — szacuje się to na około 50 miliardów lat, co jest daleko poza pozostałą długością życia Słońca. W tym czasie ta sama fizyka powolnikiem rozszerza dzień Ziemi o około 1,7 milisekundy za sto lat, podczas gdy Księżyca kradnie trochę z obrotu Ziemi i jako odwecie przemieszcza się o około 3,8 cm dalej co roku.

Po prostym zaciągnięciu 1:1

Zaciągnięcie spin-orbitowe typu 1:1, w którym okres obrotu równa się okresowi orbitycznemu, jest najbardziejfreqencjentycznym wynikiem dla nieregularnej orbity, ale nie jest jedynym stabilnym. W przypadku Merkury widoczna jest zaciągnięcie w rezonansie 3:2 — obraca się trzy razy za każdym razem, gdy wykonuje dwie obiegi wokół Słońca — ze względu na to, że jego orbita jest dostatecznie ecktyczna, aby moment tidalny, który jest najbardziej intensywny blisko perihelionu, zaszczycał tę proporcję nad prostym przypadkiem 1:1. To pokazuje, że mechanizm ma się w tym ogólnie: moment tidalny prowadzi ciało ku spinowi stanowi, dla którego średnie momenty po całym okresie orbity wynoszą zero, a dla ecktycznej orbity ten stan nie zawsze jest „obwieszczonym” pasmem 1:1.

Często zadawane pytania

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Tidal Locking i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.