Մակընթացային տաքացում

Մակընթացային տաքացում (նաև անվանում են մակընթացային աշխատանք կամ մակընթացային ճկունություն) առաջանում է մակընթացային շփման արդյունքում. ուղեծրային էներգիան փոխանցվում է մոլորակի կամ արբանյակի ընդերքին որտեղ, կամ օվկիանոսի շերտի, և կամ ընդերքային շերտերի շփման միջոցով վերածվում է ջերմության։ Երբ մարմինը գտնվում է էլիպտիկ ուղեծրում, մակընթացային ուժերը ավելի հզոր են պերիկենտրոնում քան ապոկենտրոնում։ Այսպիսով մարմնի դեֆորմացիան ուղեծրով պտտվելիս տարբեր է ուղեծրի տարբեր կետերում, առաջացնելով ընդերքային շերտերի միջև շփում, որի արդյունքում էլ առաջանում է ջերմություն։ Այս առաջացած էներգիան փաստորեն ծնվում է մարմնի գրավիտացիոն էներգիայից, հետևաբար, երկու մարմնի համակարգում ժամանակի ընթացքում նախնական էլիպտիկ ուղեծիրը փոխվում է շրջանաձև ուղեծրի։ Հաստատուն մակընթացային տաքացում առաջանում է, երբ էլիպտիկ ուղեծիրը չի կարող դառնալ շրջանաձև, քանի որ համակարգում գոյություն ունեն այլ մարմիններ, որոնց ազդեցությունը պահում է էլիպտիկ ուղեծիրը հաստատուն։ Այս բարդ համակարգում գրավիտացիոն ուժերը շարունակաբար փոխակերպվում են ջերմային էներգիայի։

Արեգակնային համակարգի ամենաակտիվ հրաբխային գործունեություն ունեցող մարմինն է համարվում հսկա մոլորակ Յուպիտերի արբանյակ Իոն, որի հրաբխային գործունեությունը պայմանավորված է մակընթացային տաքացմամբ։ Իոյի էքսցենտրիսիտետը հաստատուն է մնում պայմանավորված նրա ուղեծրային ռեզոնանսով մյուս երկու Գալիլեյան արբանյակներ Եվրոպայի և Գանիմեդի հետ^[1]։ Նույն մեխանիզմը ազդում է նաև Յուպիտերի երկրորդ մեծ արբանյակ Եվրոպայի վրա, ինչի արդյունքում արբանյակի ընդերքում գտնվող քարե մանթիան շրջապատող սառույցները հալվել են ստեղծելով համընդհանուր ընդերքային օվկիանոս։ Սակայն Եվրոպայի տաքացումը ավելի թույլ է, քանի որ Եվրոպայի ուղեծրային պտույտի հաճախությունը երկու անգամ փոքր է Իոյից, իսկ շառավիղը փոքր է 14%-ով, ինչպես նաև, չնայած այն հանգամանքին, որ Եվրոպայի ուղեծիրը երկու անգամ ավելի էքսցենտրիկ է քան Իոյինը, մակընթացային ուժը թուլանում է հեռավորության հետ, և Եվրոպայի դեպքում կազմում է Իոյի ուժի քառորդ մասը։ Յուպիտերը պահպանում է արբանյակների ուղեծրերը, քանի որ նրանց ազդեցությունը նաև ունենում է մակընթացային ազդեցություն մոլորակի վրա, և հետևաբար նրա պտույտի էներգիան նույնպես սնում է ամբողջ համակարգը^[1]։

Նույն տրամաբանությամբ ենթադրվում է, որ Սատուրնի Էնցելադ արբանյակը նույնպես ունի ընդերքային օվկիանոս, որը նույնպես առաջացել է մակընթացային տաքացման արդյունքում, որը պայմանավորված է արբանյակի և Դիոնայի ուղեծրային ռեզոնանսով։ Համարվում է, որ արբանյակի վրա գործող կրիոհրաբուխները էներգիա են ստանում ընդերքային շփումների արդյունքում առաջացած ընդերքային տաքացումից^[2]։

Մակընթացային փականի մեջ գտնվող և էքսցենտրիկ ուղեծիր ունեցող արբանյակի մակընթացային տաքացման գործակիցը, ${\dot {E}}_{\text{Մակընթացային}}$ , հաշվարկվում է հետևյալ բանաձևով՝

{\dot {E}}_{\text{Մակընթացային}}=-{\text{Im}}(k_{2}){\frac {21}{2}}{\frac {R^{5}n^{5}e^{2}}{G}}

որտեղ. $R$ , $n$ , և $e$ , համապատասխանաբար արբանյակի միջին շառավիղը, միջին ուղեծրային շարժումը և էքսցենտրիսիտետն են^[3]։ ${\text{Im}}(k_{2})$ - երկրորդ մակարդակի մտացածին Լովի թվերն են, որոնք չափում են արբանյակի ընդերքում թափանցելության արդյունավետությունը։ Այս մտացածին մասը որոշվում է մարմնի ռեոլոգիայի և սեփական ձգողության փոխազդեցությամբ։ Հետևաբար այն ֆունկցիա է մարմնի շառավղից, խտությունից, և ռեոլոգիական պարամետրերից (շեղման մոդուլ, մածուծիկություն, և այլն)։ Ռեոլոգիական պարամետրերի արժեքները կախված են ջերմաստիճանից և ընդերքում գտնվող հալված նյութից^[4]։

Մակընթացային տաքացման հաշվարկը ոչ-սինքրոն պտույտով համակարգում ավելի բարդ բանաձևով է հաշվվում^[5]։

Տես նաև[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

↑ ^1,0 ^1,1 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
↑ Peale, S.J. Tidally induced volcanism. Celest. Mech. & Dyn. Astr. 87, 129–155, 2003.
↑ Segatz, M., T. Spohn, M. N. Ross, and G. Schubert. 1988. “Tidal Dissipation, Surface Heat Flow, and Figure of Viscoelastic Models of Io.” Icarus 75: 187. doi:10.1016/0019-1035(88)90001-2.
↑ 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
↑ Efroimsky, Michael; Makarov, Valeri, V. (2014), «Tidal Dissipation in a Homogeneous Spherical Body. I. Methods», The Astrophysical Journal, 795: 6, doi:10.1088/0004-637X/795/1/6{{citation}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[Peale1979-1] 1,0 ^1,1 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. Tidally induced volcanism. Celest. Mech. & Dyn. Astr. 87, 129–155, 2003.

[3] Segatz, M., T. Spohn, M. N. Ross, and G. Schubert. 1988. “Tidal Dissipation, Surface Heat Flow, and Figure of Viscoelastic Models of Io.” Icarus 75: 187. doi:10.1016/0019-1035(88)90001-2.

[E2012-4] 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

[EM2014-5] Efroimsky, Michael; Makarov, Valeri, V. (2014), «Tidal Dissipation in a Homogeneous Spherical Body. I. Methods», The Astrophysical Journal, 795: 6, doi:10.1088/0004-637X/795/1/6{{citation}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]