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Marés de Equilíbrio em Planetas e Estrelas

Texto completo
Autor(es):
Gabriel de Oliveira Gomes
Número total de Autores: 1
Tipo de documento: Tese de Doutorado
Imprenta: São Paulo.
Instituição: Universidade de São Paulo (USP). Instituto Astronômico e Geofísico (IAG/SBD)
Data de defesa:
Membros da banca:
Sylvio Ferraz de Mello; Amaury Augusto de Almeida; Emeline Bolmont; Hugo Alberto Folonier; Nelson Vani Leister; Tadashi Yokoyama
Orientador: Sylvio Ferraz de Mello
Resumo

A maioria das aplicações atualmente feitas usando teorias de marés de equilíbrio são baseadas no uso de defasagens de maré ad-hoc. Nos casos de aplicações feitas com a teoria clássica de Darwin, por exemplo, a previsão para o estágio final da evolução rotacional é o sincronismo para o caso de órbitas circulares e o supersincronismo para órbitas excêntricas (onde o excesso de rotação em relação ao sincronismo é dado por 6ne2, onde n é o movimento orbital médio e e a excentricidade orbital). Recentemente, uma formulação para marés de equilíbrio que considera uma solução linearizada da equação de Navier-Stokes foi feita no IAG (ver Ferraz-Mello 2013, 2015). A teoria permite a descrição de marés de equilíbrio tanto em corpos rígidos (como super-Terras) quanto em corpos gasosos (como mini-Netunos e Júpiteres quentes) ajustando apenas um parâmetro, que é o coeficiente de viscosidade uniforme. A primeira versão da teoria da maré de fluência (ou seja, a versão proposta em Ferraz-Mello 2013, 2015) foi baseada em uma expansão em série da chamada equação de fluência. Nessa estrutura, a taxa de rotação do corpo deformado por maré foi considerada constante ao resolver a equação de fluência. Em seguida, a taxa de rotação foi evoluída considerando a expressão de torque relacionada às interações de maré. Este método não é consistente quando se trata da evolução da taxa de rotação do corpo deformado por maré. Uma das consequências de considerar a taxa de rotação constante para o corpo ao resolver a equação da fluência é que as librações da taxa de rotação no regime de rotação síncrona são muito pequenas para corpos rígidos. Este resultado é inconsistente com a amplitude de libração da taxa de rotação e o ângulo de defasagem das marés dos satélites planetários do Sistema Solar. Uma nova formulação da teoria da maré de fluência foi proposta em Folonier et al. (2018). A nova versão da teoria leva a um tratamento consistente da dinâmica de rotação do corpo deformado por maré, onde librações forçadas em torno da solução síncrona (que são características no caso de corpos rígidos, como super-Terras e satélites planetários) são reproduzidas. Além disso, a nova versão da teoria da maré de fluência permite um estudo da figura de equilíbrio do corpo deformado por maré de uma maneira muito mais simples do que a versão anterior da teoria. Nesta tese, apresentamos aplicações da teoria das marés de fluência a vários casos, onde são considerados tanto planetas gigantes gasosos quanto planetas rígidos semelhantes à Terra. Também discutimos em detalhes as diferenças entre a primeira versão da teoria da maré de fluência (ver Ferraz-Mello 2013, 2015) e a nova versão (ver Folonier et al. 2018). (AU)

Processo FAPESP: 17/25224-0 - Aplicação da teoria das marés planetárias a exoplanetas e satélites planetários
Beneficiário:Gabriel de Oliveira Gomes
Modalidade de apoio: Bolsas no Brasil - Doutorado Direto