Astronomie

Le réchauffement des marées implique-t-il une dégradation de l'orbite ?

Le réchauffement des marées implique-t-il une dégradation de l'orbite ?


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Qu'est-ce qui compense la perte d'énergie dans le chauffage marémotrice ? Est-ce la désintégration orbitale ?


Il y a un article merveilleux sur Physics Stackexchange :

Le couplage gravitationnel entre la Lune et le renflement de marée le plus proche de la Lune agit comme un couple sur la rotation de la Terre, drainant le moment angulaire et l'énergie cinétique de rotation du spin de la Terre. À son tour, le moment angulaire est ajouté à l'orbite de la Lune, l'accélérant, ce qui élève la Lune sur une orbite plus élevée avec une période plus longue. En conséquence, la distance entre la Terre et la Lune augmente et la rotation de la Terre ralentit.

Vous pouvez trouver plus de matériel de lecture et d'informations dans le fil d'origine.


Accélération des marées

Accélération des marées est un effet des forces de marée entre un satellite naturel en orbite (par exemple la Lune) et la planète principale qu'il orbite (par exemple la Terre). L'accélération provoque une récession progressive d'un satellite sur une orbite prograde éloignée du primaire, et un ralentissement correspondant de la rotation du primaire. Le processus conduit finalement au verrouillage de la marée, généralement du plus petit corps d'abord, puis du plus grand corps. Le système Terre-Lune est le cas le mieux étudié.

Le processus similaire de décélération des marées se produit pour les satellites qui ont une période orbitale qui est plus courte que la période de rotation du primaire, ou qui orbitent dans une direction rétrograde.

Le nom est quelque peu déroutant, car la vitesse moyenne du satellite par rapport au corps qu'il orbite est diminué en raison de l'accélération des marées, et augmenté suite à la décélération des marées. Cette énigme se produit parce qu'une accélération positive à un instant fait que le satellite boucle plus loin vers l'extérieur au cours de la demi-orbite suivante, diminuant sa vitesse moyenne. Une accélération positive continue provoque une spirale du satellite vers l'extérieur avec une vitesse et un taux angulaire décroissants, ce qui entraîne une accélération négative de l'angle. Une accélération négative continue a l'effet inverse.


“Tidal Venuses” peut avoir été essoré pour sécher

Les exoplanètes de la taille de la Terre dans la zone habitable d'une étoile lointaine pourraient encore être très ONUhabitables, en fonction des contraintes de marée potentielles, passées ou présentes, qui auraient pu « éjecter toute l'eau, laissant derrière elle une boule de roche sèche.

De nouvelles recherches menées par une équipe internationale de scientifiques suggèrent que même une orbite modérément excentrique dans la zone habitable d'une étoile pourrait exercer un stress de marée sur une planète de la taille de la Terre, suffisamment pour que l'augmentation du chauffage de surface due à la friction fasse bouillir toute eau liquide via des températures extrêmes. Effet de serre.

De telles planètes sont surnommées « Vénus marémotrices » en raison de leur ressemblance avec notre propre voisine planétaire surchauffée. Cette possibilité évolutive pourrait être un facteur dans la détermination de la réel l'habitabilité d'une exoplanète, quelle que soit la quantité de chaleur solaire (insolation) qu'elle reçoit de son étoile.

La recherche, dirigée par le Dr Rory Barnes de l'Université de Washington à Seattle, indique que même une exoplanète actuellement sur une orbite circulaire et stable aurait pu se former avec une orbite beaucoup plus excentrique, la soumettant ainsi aux forces de marée. Toute eau liquide présente après la formation aurait alors été lentement mais régulièrement évaporée et les atomes d'hydrogène nécessaires auraient été perdus dans l'espace.

Le risque d'un tel effet de serre "desséchant" serait beaucoup plus grand sur les exoplanètes en orbite autour d'étoiles à faible luminosité, car toute zone habitable potentielle serait plus proche de l'étoile et donc sujette à des forces de marée plus fortes.

Et dans la mesure où un tel effet fonctionne pour créer des zones habitables plus éloignées en orbite que ne le permet le rayonnement stellaire seul, ce ne serait pas nécessairement le cas.

Même si une version exoplanétaire d'Europe, par exemple, pouvait être chauffée par les forces de marée pour maintenir de l'eau liquide à sa surface ou en dessous, un monde rocheux de la taille de la Terre (ou plus) finirait probablement par être plutôt inhospitalier.

« On ne pourrait pas le faire pour une planète semblable à la Terre », le réchauffement de l'intérieur par les marées rendrait probablement la surface recouverte de super-volcans », a déclaré le Dr Barnes à Universe Today.

Ainsi, même si les exoplanètes de la bonne taille se trouvent dans la soi-disant "zone Boucles d'or" de leur étoile, elles peuvent toujours ne pas être "juste à la bonne" pour la vie telle que nous la connaissons.


Le réchauffement des marées implique-t-il une dégradation de l'orbite ? - Astronomie

Dans ce sujet, l'attention se tourne vers les lunes des planètes joviennes. La quantité de matériel disponible sur les lunes joviennes est vaste. Vous devrez vous référer à votre manuel ou à "Nine Planets" sous Books and Periodicals dans le Astronomy OnLine Resource Center pour toutes les informations dont vous aurez besoin pour répondre aux questions des devoirs et des examens sur les lunes joviennes. Seules de très brèves discussions sur certaines des lunes joviennes les plus intéressantes sont données ci-dessous.

La famille de 64 (ou plus) lunes de Jupiter peut être divisée en trois groupes : huit lunes extérieures, quatre lunes intérieures et quatre lunes galiléennes. On pense que les huit lunes extérieures sont des fragments de deux astéroïdes capturés lorsqu'ils se sont approchés trop près de Jupiter. Jupiter avait probablement une atmosphère plus étendue, ce qui aurait pu être suffisant pour ralentir les astéroïdes afin qu'ils puissent être capturés. Les lunes ont des surfaces noires, comme de nombreux astéroïdes, fournissant un soutien supplémentaire à l'hypothèse.

Les lunes intérieures sont petites et orbitent très près de Jupiter. Ces satellites sont généralement appelés moonlets fragmentés.

Les lunes galiléennes sont grandes et orbitent autour de Jupiter entre les lunes intérieure et extérieure. Ce sont (du plus grand au plus petit) Ganymède, Callisto, Io et Europa. En comparaison, Europe est 5000 fois plus massive que la plus grande des lunes intérieure et extérieure. Ganymède (la plus grande lune du système solaire) et Callisto sont tous deux plus gros que Mercure.

La lune galiléenne la plus proche de Jupiter est Io , une lune très dynamique. Sa couleur jaune orangé est causée par l'élément soufre, qui recouvre sa surface. Le soufre provient des volcans actifs et des geysers, qui libèrent du soufre chaud sous la surface. La surface manque de cratères d'impact car les écoulements volcaniques finissent par les recouvrir au fil du temps.

Dans le cas des volcans et des geysers sur Terre, la source d'énergie est principalement la chaleur interne retenue par la formation de la Terre et l'énergie libérée par les matières radioactives. Un petit objet comme Io ne peut pas retenir la chaleur aussi longtemps qu'un gros. Ainsi, Io aurait perdu toute chaleur résultant de sa formation et de la désintégration radioactive. La chaleur dans Io est produite, à la place, en changeant les forces de marée de Jupiter. La variation des forces de marée résulte de l'excentricité de l'orbite de Io, de sorte que la lune est parfois légèrement plus proche de Jupiter qu'à d'autres moments. Même une petite différence de distance par rapport à Jupiter massif entraîne des forces de marée puissantes et variables sur Io. Le " pétrissage " d'Io lui ajoute de la chaleur jusqu'à ce que l'intérieur en fusion éclate à travers les fissures de la croûte sous forme de volcans et de geyers.

Io est entouré d'un halo d'atomes de sodium, dont certains sont balayés de la lune par le champ magnétique de Jupiter, ce qui entraîne un faible anneau de sodium près de l'orbite de Io.

La densité de Io est d'environ 3,5 fois celle de l'eau. Cela conduit les astronomes à conclure que le satellite est composé principalement de roche, avec une couche de soufre relativement peu profonde à sa surface. Aucune eau n'est trouvée sur Io. C'est en effet un étrange désert volcanique.

Europe, 1,5 fois plus éloignée de Jupiter que Io, présente une image bien différente. Sa surface n'est pas recouverte de soufre, mais de glace. Sa densité est légèrement inférieure à celle de Io, mais encore une fois, les astronomes doivent conclure qu'il s'agit principalement de roches recouvertes d'un océan d'eau gelée.

Seuls quelques cratères d'impact sont visibles à la surface d'Europe, mais le revêtement glacé est jonché de fissures. L'absence de cratères ne signifie pas que les météorites n'ont pas frappé Europe mais plutôt que sa surface est active afin que les cratères ne restent pas visibles longtemps. Bien qu'elle soit plus éloignée de Jupiter que d'Io, Europe subit également un réchauffement des marées. Il semble y avoir au moins un volcan sur Europe, bien que ce qui semble être un volcan puisse simplement être de l'eau pulvérisée à travers une fissure dans la croûte lunaire, poussée par la pression résultant de la flexion des marées. Les fissures dans la surface sont supposées être un autre résultat de la flexion.

La surface de Ganymède est recouverte de glace, mais elle apparaît très différente de celle d'Europe. Il y a des cratères, indiquant que sa surface n'est pas aussi active. Sa surface est plus sombre que celle d'Europe car la glace est recouverte d'un sédiment de poussière provenant d'impacts de météorites. Sur Europa, la poussière est constamment recouverte d'eau jaillissant d'en bas. La surface moins active de Ganymède ne couvre pas facilement la poussière.

La surface contient également des stries de couleur claire. C'est là que des fissures se sont formées et que de la neige fondue glacée d'en bas a jailli pour remplir les fissures.

La plus externe des lunes galiléennes est Callisto. Il a une surface de cratère plus familière. À sa plus grande distance de Jupiter, Callisto subit peu d'échauffement de marée et a donc une surface très inactive. Les cratères nouvellement formés semblent les plus blancs, montrant où un impact de météorite a ramené de la glace propre à la surface.

Reportez-vous à votre devoir de lecture pour en savoir plus sur les lunes de Jupiter.

Saturne a au moins 62 lunes, dont la plupart ont des surfaces recouvertes de glace sale comme on en trouve à la surface de certaines des lunes de Jupiter. Contrairement à Jupiter, Saturne n'a qu'une seule grande lune dont la taille est comparable à notre lune. À deux exceptions près (Phoebe et Japet), toutes les lunes saturniennes orbitent autour de l'équateur de la planète.

Les lunes de Saturne se répartissent en trois catégories : Titan seul, les six grandes lunes glacées (Mimas, Encelade, Tethys, Dione, Rhéa et Japet) et les douze petites lunes (Phoebe, Hyperion et les autres). La plupart des lunes sont cratérisées. Dans l'ensemble, leurs densités sont inférieures à 2 fois celles de l'eau, ce qui implique qu'il s'agit principalement de glace (60 à 70 pour cent) avec un peu de roche (30 à 40 pour cent). Contrairement aux lunes galiléennes, il n'y a pas de tendance dans les propriétés physiques des lunes avec la distance de Saturne.

Titan, la plus grande lune de Saturne et la deuxième plus grande lune du système solaire, a une densité d'environ 1,9 fois celle de l'eau, ce qui implique une composition 50:50 de glace et de roche.

Titan a été la première lune à avoir une atmosphère. Les engins spatiaux ont montré que l'atmosphère se compose principalement d'azote moléculaire (90 %), avec environ 10 % de méthane et peut-être une trace d'argon. Plusieurs hydrocarbures ont été détectés, dont l'éthane, l'acétylène et l'éthylène. La pression atmosphérique à la surface est d'environ 1,5 fois la pression au niveau de la mer sur Terre et la température à la surface est d'environ 94 K (-179 o C, -290 o F). Les photos du vaisseau spatial ont montré une couche stratosphérique de smog orange ainsi qu'une couleur bleue le long du bord de Titan. Cette coloration indique que l'atmosphère varie en composition. Aucune caractéristique de surface n'a été vue à travers l'épaisse brume atmosphérique, mais les données des vaisseaux spatiaux ont conduit à des modèles qui suggèrent une surface recouverte d'un océan glacial d'éthane, de méthane et d'azote jusqu'à 1 kilomètre de profondeur, sous lequel peut résider une couche d'acétylène .

Après Titan, les quatre plus grosses lunes de Saturne sont Japet, Rhéa, Dione et Téthys. Ils semblent être fortement cratérisés. Japet a la surface la plus intéressante du lot. L'hémisphère menant dans son orbite n'est que 1/15 aussi brillant que l'hémisphère arrière car il est recouvert d'un matériau sombre.

La matière sombre pourrait provenir de Phoebe, le plus éloigné des satellites de Saturne. Phoebe se déplace dans une direction rétrograde le long d'une orbite très éloignée du plan de l'équateur de la planète. Ce mouvement et sa surface sombre conduisent les astronomes à suspecter que Phoebe est un astéroïde capturé. Des morceaux de la surface de Phoebe dérivant vers Saturne ont peut-être été emportés par l'hémisphère principal de Japet.

Encelade a de vastes régions sans cratère à sa surface. Ces zones ont apparemment été modifiées par les activités de surface, ce qui suggère que l'intérieur d'Encelade est chaud. Parce que l'orbite d'Encelade est presque circulaire, les forces de marée ne peuvent pas chauffer l'intérieur de la lune. La source de l'énergie interne reste un mystère.

Reportez-vous à votre devoir de lecture pour en savoir plus sur les lunes de Saturne.

Avant le survol d'Uranus par Voyager 2, cinq lunes de taille moyenne - Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Oberon - étaient connues pour orbiter autour d'Uranus. Tous les cinq ont été nommés d'après les sprites et les esprits de la littérature shakespearienne. Les images de Voyager 2 ont donné des informations précises sur la taille de ces cinq lunes principales d'Uranian. Leur diamètre varie d'environ 1600 kilomètres (1000 miles) pour Titania et Oberon à moins de 500 kilomètres (300 miles) pour Miranda. Toutes ces lunes ont des densités moyennes d'environ 1,5 fois celles de l'eau, ce qui est cohérent avec le mélange de glace et de roche trouvé dans les lunes saturniennes. Voyager 2 a également découvert dix autres petites lunes uraniennes, dont la plupart ont un diamètre inférieur à 100 kilomètres (60 miles). D'autres études montrent qu'Uranus a au moins 17 lunes

Les lunes d'Uranian sont assez sombres. Cela peut être dû à l'obscurcissement par rayonnement de la glace de méthane à la surface des lunes, le même mécanisme proposé pour expliquer l'obscurité des anneaux d'Uranus. Umbriel est l'une des lunes les plus sombres du système solaire, mais certains des cratères d'Obéron semblent avoir exposé de la glace fraîche et non foncée. Peut-être qu'Umbriel a simplement eu la chance d'échapper aux récents impacts.

Umbriel et Oberon semblent tous deux être des mondes géologiquement morts, avec des surfaces dominées par des cratères d'impact. En revanche, Ariel présente de curieuses caractéristiques tectoniques. Peut-être qu'une partie de la surface glacée d'Ariel a été fissurée par les forces des marées à un moment donné dans le passé, permettant à une sorte de lave de glace d'inonder les zones basses. Titania montre également des preuves d'avoir été chauffée par les marées dans son passé.

Miranda a un paysage qui ne ressemble à aucun autre monde du système solaire. Une grande partie de la surface est fortement cratérisée, mais plusieurs régions ont une topographie inhabituelle et dramatique. Une théorie est qu'un ou plusieurs impacts il y a longtemps ont brisé le satellite, seulement pour que les fragments se réassemblent. Dans cette théorie, une partie de la surface actuelle de Miranda est constituée de matériaux qui se trouvaient à l'intérieur de la lune avant l'impact. Une autre théorie est que l'intérieur du satellite était autrefois chaud et fondu, provoquant le dépôt de roches denses à certains endroits de la surface vers le centre du satellite alors que des blocs de glace moins dense étaient forcés vers la surface, créant ainsi un cratère du terrain refait surface de Miranda.

Reportez-vous à votre devoir de lecture pour en savoir plus sur les lunes d'Uranus.

Neptune possède 13 satellites naturels connus, dont deux étaient connus avant le survol de Voyager 2 en 1989. La plupart de ces mondes sont de petits corps glacés probablement similaires aux plus petits satellites d'Uranus. Une exception frappante est Triton, la plus grande lune de Neptune, qui à bien des égards ne ressemble à aucun autre monde du système solaire.

Triton est sur une orbite rétrograde : il tourne autour de Neptune à l'opposé du sens de rotation de la planète. De plus, son orbite est inclinée de 23 degrés par rapport au plan de l'équateur de Neptune. Il est difficile d'imaginer comment un satellite pourrait se former à partir du même matériau qu'une planète et finir par orbiter dans une direction opposée à la rotation de la planète et dans une orientation aussi inclinée. Par conséquent, Triton s'est probablement formé ailleurs dans le système solaire, est entré en collision il y a longtemps avec un satellite de Neptune maintenant disparu et a été capturé par la gravité de Neptune.

Triton est légèrement plus petit que notre Lune. Il a un diamètre de 2700 kilomètres (1700 miles). Sa densité est 2,07 fois celle de l'eau, ce qui suggère qu'il s'agit d'environ 50 % de glace et 50 % de roche.

La surface de Triton est recouverte de glace, mais il y a une absence flagrante de cratères d'impact, ce qui nous indique immédiatement que Triton a une surface jeune sur laquelle les cicatrices d'impacts anciens ont été largement effacées par les activités de surface. Il y a des zones qui ressemblent à des lacs gelés et peuvent être des caldeiras de volcans éteints. D'autres caractéristiques ressemblent à de longues fissures observées sur Europa et Ganymède. D'autres caractéristiques encore semblent uniques à Triton. Il y a un terrain bosselé et ridé qui ressemble à la peau d'un cantaloup.

L'histoire de l'activité de surface de Triton est probablement liée à sa capture en orbite autour de Neptune. Après sa capture, Triton est probablement parti sur une orbite hautement elliptique. L'intérieur de la lune aurait été chauffé alors que les forces de marée variables étiraient et fléchissaient Triton. De cette façon, suffisamment d'énergie aurait pu être fournie à Triton pour faire fondre une grande partie de son intérieur et produire un volcanisme qui a effacé les caractéristiques de surface d'origine de Triton, y compris les cratères. Bien que la force de marée variable et l'apport de chaleur qui en résulte aient diminué à mesure que l'orbite est devenue plus circulaire, l'intérieur peut encore être chaud. Voyager 2 a observé des panaches de matière sombre éjectés de la surface à une hauteur de 8 kilomètres (5 miles).

Tout comme les forces de marée ont vraisemblablement joué un rôle dans le passé de Triton, elles déterminent également son avenir. Aujourd'hui, l'interaction de marée plus constante entre Triton et Neptune provoque une spirale progressive de la lune vers Neptune. Dans environ 100 millions d'années, Triton se déplacera à l'intérieur de la limite de Roche de Neptune, et le satellite finira par être mis en pièces par les forces de marée. Lorsque cela se produira, Neptune développera un système d'anneaux spectaculaire alors que des fragments de roche se répandront progressivement le long de l'ancienne orbite de Triton.

Le triton a une fine atmosphère d'azote. La pression de surface est à peu près la même qu'à une altitude de 100 kilomètres au-dessus de la surface de la Terre. La température à la surface n'est que de 37 K (-236 o C, -393 o F).

Reportez-vous à votre devoir de lecture pour en savoir plus sur les lunes de Neptune.

Pour ce sujet, étudiez le vrai et le faux, remplissez les blancs de l'autotest et revoyez les questions à la fin du ou des chapitres de votre devoir de lecture. De plus, apprenez les mots clés et répondez à toutes les questions qui suivent :

Termes clés (référez-vous à votre texte pour certains de ces termes)

satellites galiléens
Ganymède
Io
Europe
Callisto
forces de marée variables
pétrissage
Titan
Encelade
Titania
Phoebe
Japet
Miranda
Obéron
Ombrie
Triton

Questions de révision (référez-vous à votre texte pour répondre à certaines de ces questions)

1. Quelle est l'origine possible des lunes extérieures de Jupiter ?
2. Quelle est la source d'énergie qui alimente les volcans d'Io ?.
3. Qu'est-ce que le tore Io ? Quelle est sa source ?
4. Pourquoi trouve-t-on de nombreux cratères d'impact sur Ganymède mais pas sur Io ou Europa ?
5. Décrivez l'atmosphère de Titan.
6. Qu'y a-t-il d'inhabituel à la surface de Japet ? En quoi les astronomes pensent-ils que Phoebe a contribué à l'apparition de Japet à la surface ?
7. Pourquoi les astronomes soupçonnent-ils que Titan possède un océan d'éthane liquide ?
8. Décrivez le paysage de Miranda.
9. Discutez des propriétés orbitales du Triton.
10. Qu'arrivera-t-il à Triton dans environ 100 millions d'années ?

Questions avancées (référez-vous à votre texte pour répondre à certaines de ces questions)

1. Plus l'orbite d'un satellite galiléen est grande, moins ce satellite a d'activité géologique. Expliquer pourquoi.
2. Pourquoi les astronomes soupçonnent-ils que Triton a été capturé par la gravité de Neptune ?
3. Que nous apprend la densité des lunes joviennes sur leur composition ?

En option, vous pouvez poster vos questions sur un babillard. Chaque tuteur et membre du corps professoral a un babillard électronique. Les réponses à vos questions seront publiées dans les 24 heures. Vous pouvez également consulter les questions et les réponses qui ont été envoyées au forum au cours des sept derniers jours.

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Consultez le Centre de ressources en ligne sur l'astronomie .


3. Perte de chaleur par convection

[12] La chaleur générée par la dissipation des marées dans Io doit être transportée à la surface et rayonnée dans l'espace si Io doit atteindre l'équilibre thermique. Dans la modélisation de ce processus, on suppose généralement que les mouvements convectifs dans le manteau d'Io sont responsables de la transmission de la chaleur à la surface. La convection dans les coques sphériques a été largement étudiée, et des paramétrisations comprenant les effets de la viscosité dépendante de la température et de la géométrie sphérique ont été dérivées et adaptées aux résultats des calculs numériques [ Reese et al., 1999 Solomatov et Moresi, 2000 ].

[14] Pour une viscosité strictement dépendante de la température (la dépendance à la pression doit être faible en Io) ΔTrh = RT 2 /E 50 K où R est la constante des gaz et E est l'énergie d'activation (300–500 kJ mol −1 ).


Planètes extrasolaires

3.3.3 RAYONNEMENT INFRAROUGE DES PLANÈTES EXTRASOLAR

Avec le lancement du télescope spatial infrarouge SPITZER de la NASA, une nouvelle fenêtre spectrale très intéressante pour l'observation des planètes extrasolaires est devenue disponible : l'infrarouge lointain, où l'émission thermique domine le rayonnement provenant d'une planète (comme le montre la figure 3). Bien que SPITZER n'ait pas le pouvoir de résolution spatiale pour détecter les planètes, sa haute sensibilité dans l'infrarouge peut être utilisée pour discerner entre le rayonnement d'une étoile et sa planète.

Deux équipes indépendantes ont planifié fondamentalement les mêmes observations SPITZER : observer une planète extrasolaire en transit pendant (et hors) une éclipse secondaire (le moment où la planète est directement derrière l'étoile et cachée de la vue). Si la quantité de rayonnement infrarouge mesurée par SPITZER pendant l'éclipse est inférieure à celle en dehors de l'éclipse, alors cette différence est le rayonnement provenant de la planète elle-même. Cet effet a en effet été mesuré avec succès pour les deux planètes en transit HD 209458 b et TrES-1 b. La quantité de rayonnement infrarouge planétaire a été utilisée pour estimer une température de « surface » pour ces deux planètes : La haute atmosphère visible de HD 209458 b a une température de 1130 ± 150 K, et pour TrES-1 b la valeur respective est de 1060 ± 50 K. Les deux valeurs sont en bon accord avec la température attendue d'une planète géante chauffée par l'irradiation intense de l'étoile hôte voisine. Le moment exact de l'éclipse secondaire de HD 209458 b a également démontré que son orbite est bien circulaire et que le réchauffement des marées ne peut pas être l'explication de son rayon anormalement grand.

Fait intéressant (et assez ironiquement, car l'information est obtenue par le manquer de de photons), ces observations représentent également les premières détections sans ambiguïté de photons émis par des planètes extrasolaires.


Le réchauffement des marées sur certaines exoplanètes peut les laisser sans eau

Alors que le nombre d'exoplanètes découvertes continue d'augmenter considérablement, un nombre croissant est maintenant trouvé qui orbitent dans les zones habitables de leurs étoiles. Pour les mondes rocheux plus petits, cela rend plus probable que certains d'entre eux pourraient abriter une sorte de vie, car c'est la région où les températures (bien que dépendant également d'autres facteurs) peuvent permettre à de l'eau liquide d'exister à leur surface. Mais il y a un autre facteur qui peut empêcher certains d'entre eux d'être habitables après tout le réchauffement des marées, causé par l'attraction gravitationnelle d'une étoile, d'une planète ou d'une lune sur une autre cet effet qui crée des marées sur les océans de la Terre peut également créer de la chaleur à l'intérieur d'une planète ou d'une lune.

Les résultats ont été présentés lors de la réunion annuelle du 11 janvier de l'American Astronomical Society à Austin, au Texas.

Le facteur d'habitabilité est déterminé principalement par la quantité de chaleur provenant de l'étoile de la planète. Plus une planète est proche de son étoile, plus elle sera chaude, et plus elle sera éloignée, plus elle sera froide. Assez simple, mais le chauffage par marée ajoute une nouvelle ride à l'équation. Selon Rory Barnes, planétologue et astrobiologiste à l'Université de Washington, « Cela a fondamentalement changé le concept de zone habitable. Nous avons découvert que vous pouvez réellement limiter l'habitabilité d'une planète avec une source d'énergie autre que la lumière des étoiles.

Cet effet pourrait amener les planètes à devenir des « Vénus marémotrices ». Dans ces cas, les planètes orbitent autour d'étoiles plus petites et plus sombres, où pour être dans la zone habitable de cette étoile, elles devraient orbiter beaucoup plus près de la étoile que la Terre ne le fait avec le Soleil. Les planètes seraient alors soumises à un plus grand réchauffement de marée de l'étoile, assez peut-être pour leur faire perdre toute leur eau, semblable à ce qui se serait produit avec Vénus dans notre propre système solaire (c'est-à-dire un effet de serre incontrôlable). Ainsi, même s'ils se trouvent dans la zone habitable, il leur manquerait des océans ou des lacs.

Ce qui pose problème, c'est que ces planètes pourraient par la suite voir leurs orbites modifiées par le réchauffement des marées afin qu'elles ne soient plus affectées par celui-ci. Elles seraient alors plus difficiles à distinguer des autres planètes de ces systèmes solaires qui pourraient encore être habitables. Bien que techniquement encore dans la zone habitable, ils auraient été effectivement stérilisés par le processus de chauffage des marées.

Le planétologue Norman Sleep de l'Université de Stanford ajoute : « Nous devons être prudents lorsque nous évaluons des objets qui sont très proches d'étoiles sombres, où les marées sont beaucoup plus fortes que ce que nous ressentons sur la Terre actuelle. Même Vénus maintenant n'est pas sensiblement chauffée par les marées, et Mercure non plus.

Dans certains cas, le chauffage par marée peut cependant être une bonne chose. Les forces de marée exercées par Jupiter sur sa lune Europe, par exemple, créeraient suffisamment de chaleur pour permettre à un océan d'eau liquide d'exister sous sa croûte de glace externe. La même chose peut être vraie pour la lune Encelade de Saturne. Cela rend ces lunes encore potentiellement habitables même si elles sont loin de la zone habitable autour du Soleil.

De par leur conception, les premières exoplanètes découvertes par Kepler sont celles qui orbitent plus près de leurs étoiles car elles sont plus faciles à détecter. Cela inclut les étoiles plus petites et plus faibles ainsi que celles qui ressemblent davantage à notre propre Soleil. Les nouvelles découvertes, cependant, signifient que davantage de travail devra être fait pour déterminer ceux qui sont vraiment favorables à la vie et ceux qui ne le sont pas, du moins pour la « vie telle que nous la connaissons » de toute façon.


Contenu

Histoire de la découverte de l'accélération séculaire

Edmond Halley fut le premier à suggérer, en 1695, [ 1 ] que le mouvement moyen de la Lune devenait apparemment plus rapide, en comparaison avec les anciennes observations d'éclipses, mais il n'a donné aucune donnée. (On ne savait pas encore à l'époque de Halley que ce qui se passe réellement inclut un ralentissement de la vitesse de rotation de la Terre : voir aussi Temps d'éphéméride - Histoire. Lorsqu'il est mesuré en fonction du temps solaire moyen plutôt que du temps uniforme, l'effet apparaît comme une accélération positive.) En 1749, Richard Dunthorne confirma les soupçons de Halley après avoir réexaminé les archives anciennes, et produisit la première estimation quantitative de la taille de cet effet apparent : [ 2 ] un taux centenaire de +10" (secondes d'arc) en longitude lunaire (un résultat étonnamment bon pour l'époque, pas très différent des valeurs évaluées plus tard, par exemple en 1786 par de Lalande, [ 3 ] et à comparer avec des valeurs d'environ 10" à près de 13" dérivées environ un siècle plus tard.) [ 4 ] [ 5 ]

Pierre-Simon Laplace a produit en 1786 une analyse théorique donnant une base sur laquelle le mouvement moyen de la Lune devrait s'accélérer en réponse aux changements perturbateurs de l'excentricité de l'orbite de la Terre autour du Soleil. Le calcul initial de Laplace expliquait tout l'effet, semblant ainsi lier parfaitement la théorie aux observations modernes et anciennes.

Cependant, en 1854, JC Adams a fait rouvrir la question en trouvant une erreur dans les calculs de Laplace : il s'est avéré que seulement environ la moitié de l'accélération apparente de la Lune pouvait être expliquée sur la base de Laplace par le changement de l'excentricité orbitale de la Terre. . [ 6 ] La découverte d'Adams a provoqué une vive controverse astronomique qui a duré quelques années, mais l'exactitude de son résultat, acceptée par d'autres astronomes mathématiques dont CE Delaunay, a finalement été acceptée. [ 7 ] La question dépendait d'une analyse correcte des mouvements lunaires, et a reçu une complication supplémentaire avec une autre découverte, à peu près au même moment, qu'une autre perturbation significative à long terme qui avait été calculée pour la Lune (soi-disant due à l'action de Vénus ) était également erronée, s'est avérée presque négligeable lors d'un réexamen et a pratiquement dû disparaître de la théorie. Une partie de la réponse a été suggérée indépendamment dans les années 1860 par Delaunay et par William Ferrel : le retard de marée du taux de rotation de la Terre allongeait l'unité de temps et provoquait une accélération lunaire qui n'était qu'apparente.

Il a fallu un certain temps pour que la communauté astronomique accepte la réalité et l'ampleur des effets de marée. Mais finalement, il est devenu clair que trois effets sont impliqués, lorsqu'ils sont mesurés en termes de temps solaire moyen. Outre les effets des changements perturbateurs de l'excentricité orbitale de la Terre, tels que trouvés par Laplace et corrigés par Adams, il existe deux effets de marée (une combinaison suggérée pour la première fois par Emmanuel Liais). Premièrement, il y a un réel retard du taux angulaire de mouvement orbital de la Lune, dû à l'échange de marée de moment angulaire entre la Terre et la Lune. Cela augmente le moment angulaire de la Lune autour de la Terre (et déplace la Lune vers une orbite plus élevée avec une période plus lente). Deuxièmement, il y a une augmentation apparente du taux angulaire de mouvement orbital de la Lune (lorsqu'il est mesuré en termes de temps solaire moyen). Cela résulte de la perte de moment angulaire de la Terre et de l'augmentation conséquente de la durée du jour. [ 8 ]

Effets de la gravité de la Lune

Parce que la masse de la Lune est une fraction considérable de celle de la Terre (environ 1:81), les deux corps peuvent être considérés comme un système planétaire double, plutôt que comme une planète avec un satellite. Le plan de l'orbite de la Lune autour de la Terre se situe près du plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil (l'écliptique), plutôt que dans le plan perpendiculaire à l'axe de rotation de la Terre (l'équateur) comme c'est généralement le cas avec satellites planétaires. La masse de la Lune est suffisamment grande, et elle est suffisamment proche, pour faire monter les marées dans la matière de la Terre. En particulier, l'eau des océans se gonfle le long des deux extrémités d'un axe passant par les centres de la Terre et de la Lune. Le renflement de marée moyen suit de près la Lune dans son orbite, et la Terre tourne sous ce renflement de marée en un peu plus d'une journée. Cependant, la rotation fait glisser la position du renflement de marée avant la position directement sous la Lune. En conséquence, il existe une quantité substantielle de masse dans le renflement qui est décalée de la ligne passant par les centres de la Terre et de la Lune. En raison de ce décalage, une partie de l'attraction gravitationnelle entre les renflements de marée de la Terre et la Lune est perpendiculaire à la ligne Terre-Lune, c'est à dire. il existe un couple entre la Terre et la Lune. Cela propulse la Lune sur son orbite et ralentit la rotation de la Terre.

À la suite de ce processus, le jour solaire moyen, qui dure nominalement 86 400 secondes, s'allonge en fait lorsqu'il est mesuré en secondes SI avec des horloges atomiques stables. (La seconde SI, une fois adoptée, était déjà un peu plus courte que la valeur actuelle de la seconde du temps solaire moyen. [ 9 ] ) La petite différence s'accumule chaque jour, ce qui conduit à une différence croissante entre notre heure d'horloge (Temps Universel) on the one hand, and Atomic Time and Ephemeris Time on the other hand: see ΔT. This makes it necessary to insert a leap second at irregular intervals.

In addition to the effect of the ocean tides, there is also a tidal acceleration due to flexing of the earth's crust, but this accounts for only about 4% of the total effect when expressed in terms of heat dissipation. [ 10 ]

If other effects were ignored, tidal acceleration would continue until the rotational period of the Earth matched the orbital period of the Moon. At that time, the Moon would always be overhead of a single fixed place on Earth. Such a situation already exists in the Pluto-Charon system. However, the slowdown of the Earth's rotation is not occurring fast enough for the rotation to lengthen to a month before other effects make this irrelevant: About 2.1 billion years from now, the continual increase of the Sun's radiation will cause the Earth's oceans to vaporize [ citation requise ] , removing the bulk of the tidal friction and acceleration. Even without this, the slowdown to a month-long day would still not have been completed by 4.5 billion years from now [ citation requise ] when the Sun will evolve into a red giant and likely destroy both the Earth and Moon.

Tidal acceleration is one of the few examples in the dynamics of the Solar System of a so-called secular perturbation of an orbit, c'est à dire. a perturbation that continuously increases with time and is not periodic. Up to a high order of approximation, mutual gravitational perturbations between major or minor planets only cause periodic variations in their orbits, that is, parameters oscillate between maximum and minimum values. The tidal effect gives rise to a quadratic term in the equations, which leads to unbounded growth. In the mathematical theories of the planetary orbits that form the basis of ephemerides, quadratic and higher order secular terms do occur, but these are mostly Taylor expansions of very long time periodic terms. The reason that tidal effects are different is that unlike distant gravitational perturbations, friction is an essential part of tidal acceleration, and leads to permanent loss of energy from the dynamical system in the form of heat. In other words, we do not have a Hamiltonian system here.

Angular momentum and energy

The gravitational torque between the Moon and the tidal bulge of the Earth causes the Moon to be promoted in its orbit, and the Earth to be decelerated in its rotation. As in any physical process within an isolated system, total energy and angular momentum are conserved. Effectively, energy and angular momentum are transferred from the rotation of the Earth to the orbital motion of the Moon (however, most of the energy lost by the Earth is converted to heat (-3.321 TW), and only about one 30th (+0.121 TW) is transferred to the Moon). The Moon moves farther away from the Earth (+38.247±0.004 mm/y), so its potential energy (in the Earth's gravity well) increases. It stays in orbit, and from Kepler's 3rd law it follows that its velocity actually decreases, so the tidal action on the Moon actually causes a deceleration, i.e. a negative acceleration (-25.858±0.003 "/cy²), of its motion across the celestial sphere. Although its kinetic energy decreases, its potential energy increases by a larger amount. The tidal force has a component in the direction of the Moon's motion, and therefore increases its energy, but the non-tidal part of the Earth's gravity pulls (on average) slightly backwards on the Moon (which on average has a slight outward velocity), so the net result is that the Moon slows down. The Moon's orbital angular momentum increases.

The rotational angular momentum of the Earth decreases and consequently the length of the day increases. le rapporter tide raised on Earth by the Moon is dragged ahead of the Moon by Earth's much faster rotation. Tidal friction is required to drag and maintain the bulge ahead of the Moon, and it dissipates the excess energy of the exchange of rotational and orbital energy between the Earth and Moon as heat. If the friction and heat dissipation were not present, the Moon's gravitational force on the tidal bulge would rapidly (within two days) bring the tide back into synchronization with the Moon, and the Moon would no longer recede. Most of the dissipation occurs in a turbulent bottom boundary layer in shallow seas such as the European shelf around the British Isles, the Patagonian shelf off Argentina, and the Bering Sea. [ 11 ]

The dissipation of energy by tidal friction averages about 3.75 terawatts, of which 2.5 terawatts are from the principal M2 lunar component and the remainder from other components, both lunar and solar. [ 12 ]

An equilibrium tidal bulge does not really exist on Earth because the continents do not allow this mathematical solution to take place. Oceanic tides actually rotate around the oceans basin as vast gyres around several amphidromic points where no tide exists. The Moon pulls on each individual undulation as Earth rotates—some undulations are ahead of the Moon, others are behind it, while still others are on either side. The "bulges" that actually do exist for the Moon to pull on (and which pull on the Moon) are the net result of integrating the actual undulations over all the world's oceans. Earth's rapporter (or equivalent) equilibrium tide has an amplitude of only 3.23 cm, which is totally swamped by oceanic tides that can exceed one metre.

Historical evidence

This mechanism has been working for 4.5 billion years, since oceans first formed on the Earth. There is geological and paleontological evidence that the Earth rotated faster and that the Moon was closer to the Earth in the remote past. Tidal rhythmites are alternating layers of sand and silt laid down offshore from estuaries having great tidal flows. Daily, monthly and seasonal cycles can be found in the deposits. This geological record is consistent with these conditions 620 million years ago: the day was 21.9±0.4 hours, and there were 13.1±0.1 synodic months/year and 400±7 solar days/year. The length of the year has remained virtually unchanged during this period because no evidence exists that the constant of gravitation has changed. The average recession rate of the Moon between then and now has been 2.17±0.31 cm/year, which is about half the present rate. [ 13 ]

Quantitative description of the Earth-Moon case

The motion of the Moon can be followed with an accuracy of a few centimeters by lunar laser ranging (LLR). Laser pulses are bounced off mirrors on the surface of the moon, emplaced during the Apollo missions of 1969 to 1972 and by Lunokhod 2 in 1973. [ 14 ] [ 15 ] Measuring the return time of the pulse yields a very accurate measure of the distance. These measurements are fitted to the equations of motion. This yields numerical values for the Moon's secular deceleration, i.e. negative acceleration, in longitude and the rate of change of the semimajor axis of the Earth-Moon ellipse. From the period 1970–2007, the results are:

-25.85 "/cy² (or better −25.858±0.003 "/cy²) in ecliptic longitude [ 16 ] (cy is centuries, here taken to the square) +38.14 mm/yr (or better +38.247±0.004 mm/yr) in the mean Earth-Moon distance [ 16 ]

This is consistent with results from satellite laser ranging (SLR), a similar technique applied to artificial satellites orbiting the Earth, which yields a model for the gravitational field of the Earth, including that of the tides. The model accurately predicts the changes in the motion of the Moon.

Finally, ancient observations of solar eclipses give fairly accurate positions for the Moon at those moments. Studies of these observations give results consistent with the value quoted above. [ 17 ]

The other consequence of tidal acceleration is the deceleration of the rotation of the Earth. The rotation of the Earth is somewhat erratic on all time scales (from hours to centuries) due to various causes. [ 18 ] The small tidal effect cannot be observed in a short period, but the cumulative effect on the Earth's rotation as measured with a stable clock (ephemeris time, atomic time) of a shortfall of even a few milliseconds every day becomes readily noticeable in a few centuries. Since some event in the remote past, more days and hours have passed (as measured in full rotations of the Earth) (Universal Time) than would be measured by stable clocks calibrated to the present, longer length of the day (ephemeris time). This is known as ΔT. Recent values can be obtained from the International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). [ 19 ] A table of the actual length of the day in the past few centuries is also available. [ 20 ]

From the observed change in the Moon's orbit, the corresponding change in the length of the day can be computed:

+2.3 ms/cy (cy is centuries).

However, from historical records over the past 2700 years the following average value is found:

The corresponding cumulative value is a parabola having a coefficient of T² (time in centuries squared) of:

Opposing the tidal deceleration of the Earth is a mechanism that is in fact accelerating the rotation. The Earth is not a sphere, but rather an ellipsoid that is flattened at the poles. SLR has shown that this flattening is decreasing. The explanation is, that during the ice age large masses of ice collected at the poles, and depressed the underlying rocks. The ice mass started disappearing over 10000 years ago, but the Earth's crust is still not in hydrostatic equilibrium and is still rebounding (the relaxation time is estimated to be about 4000 years). As a consequence, the polar diameter of the Earth increases, and since the mass and density remain the same, the volume remains the same therefore the equatorial diameter is decreasing. As a consequence, mass moves closer to the rotation axis of the Earth. This means that its moment of inertia is decreasing. Because its total angular momentum remains the same during this process, the rotation rate increases. This is the well-known phenomenon of a spinning figure skater who spins ever faster as she retracts her arms. From the observed change in the moment of inertia the acceleration of rotation can be computed: the average value over the historical period must have been about −0.6 ms/cy. This largely explains the historical observations.


Does tidal heating imply orbit degradation? - Astronomie

I'm world-building for a SF-story and need some help figuring out what the ocean tides would look like.

My planet orbits a close binary star system it does not have any satellites itself. The mass of the binary is 5/3 MSun. The orbit is closer than that of Earth and is highly eccentric (a

4/5), such that the planet orbits at about 0.1 AU at perihelion and at about 0.9 AU at aphelion. The value of e was chosen for plot purposes, while the value of a is simply a result of the requirement that the planetary insolation, averaged over the year, must be similar to that of Earth. The planet rotates once every 60 (Earth-)hours.

Originally, I simply assumed that lack of moons meant that the only aspect of tidal effects I needed to worry about was long-term, namely tidal resonance. According to the 'pedia article (http://en.wikipedia.org/wiki/Tidal_locking#Timescale), the characteristic time-span for tidal locking scales as a^6, meaning that my planet would be locked to its binary 64 times more rapidly than Earth to Sun*. Given that Earth is nowhere near locked, and that I'm free to choose other parameters which come into play, such as the planet's angular momentum upon formation, in whichever way delays locking, I should be fine in that regard: It's not implausible for my planet to have remained unlocked for long enough for my protagonists, a human-like species native to the planet, do have evolved.

But that initial assumption was nonsense, of course - short-term tidal effects such as ocean tides do have to be carefully considered, moons or no moons. On Earth, solar tides are only slightly (less than an order of magnitude) weaker than lunar tides. The only reason we don't ordinarily notice the former is that they manifest as modulations of the latter, rather than as effects in their own right. So, even around aphelion, my planet would experience ocean tides of a magnitude comparable to those on Earth.

Where things get. interesting, let's say, is around perihelion, however. Tidal forces scale as M/d^3, I believe, where M is the mass of the force-exerting body and d the distance between it and the force-subjected body. Scaling my case to the Earth-Moon one, that gives

(Mbinary/MMoon) / (dperihelion/dMoon)^3 * Ftidal|Earth

((5/3 * 2*10^30 kg)/(7*10^22 kg)) / ((0.1 * 1.5*10^11 m)/(4*10^8 m))^3 * Ftidal|Earth


I'm not certain, but I think an increase in tidal force by a factor of one thousand means an increase in the height of the tidal bulge by a factor of one thousand. On Earth, the characteristic amplitude of the tides is on the order of a metre ('pedia (http://en.wikipedia.org/wiki/Tide#Amplitude_and_cycle_time)), so on my planet, that would mean a characteristic amplitude of a kilometre. Not what one would call negligible.

Okay, that's as far as I've progressed. If someone could check my work and point out any flaws, that would be appreciated. Mainly, though, I need help getting a handle on the final step - translating the abstract idea of "kilometre-high tides" into a mental image of what those would actually do to a planet like Earth. For starters, I'm looking for answers to questions like the following:


On Earth, tidal amplitudes vary considerably from place to place, by as much as an order of magnitude. Would the same apply in my case, i.e. would there be some coastlines where the Fearsome Flood (Dreaded Deluge? Terrible Tide?) would "only" reach a few hundred metres above normal, and others where it would be not just one but several kilometres? Or would the much greater base amplitude swamp out those contributions which give rise to the local effects observed on Earth, so that there'd be little noticeable difference in my case?


On Earth, it doesn't seem to be particularly relevant how a coastline is oriented with respect to the planet's rotation. The tides experienced on East-facing coasts aren't noticeably dissimilar to those experienced by West-facing coasts, nor to those experienced by North- and South-facing coasts. Rather, what matters is the size and shape of the body of water bounded by the coast in question. Would this be the same in my case, or would the question of whether a given coastline represents a "leading edge" or a "trailing edge", in terms of planetary rotation, result in significantly different types of tides?


Would a kilometre-high bulge basically behave like a metre-high bulge, i.e. would it simply flood the land which is less than its height above normal sea-level, and then recede? Or would it be more like a wave on a beach, which has the ability to "climb" a shallow slope quite a long way above its own height, due to inertia? In the former case, highlands should be habitable for land-dwellers, while in the latter, the bulge could conceivably simply keep going across an entire continent and re-join the ocean on the other side - so land-dwellers, if they'd exist at all, would have to have a way to deal with flooding no matter where they lived.


How violent would the impact of the bulge on a coastline be? Should one be thinking Earth-like flood, scaled up, or rather mega-tsunami? On the one hand, a vertical increase in sea-level by a kilometre over 15 hours (a quarter of one of my days) translates into a rate of a few centimetres per second, which sounds quite benign. On the other hand, the horizontal speed of the bulge with respect to the surface is the same as the rotation speed of the planet, which is on the order of a thousand kilometres per hour, which doesn't sound benign at all. I suspect neither of those two figures is particularly useful, though, except as maybe some manner of upper and lower bound for one's mental image of the process.


Would it make a significant difference whether the geography of my planet is water-dominated (i.e. has a number of isolated landmasses emerging from one contiguous ocean, as is the case on Earth) or land-dominated (i.e. has one contiguous landmass containing a number of isolated oceans, rather like really big lakes)? I'm thinking that the latter should make the tides somewhat less extreme, as any one body of water would never experience the planet's full tidal differential.


Any pointers would be appreciated. Needless to say, seismic effects should probably also be taken into consideration in all this, but I ultimately feel more comfortable ignoring those for the sake of plot development, if it comes to that. In that sense, the ocean tides are the primary concern, for the time being.

* That's ignoring tidal resonances between Earth and Moon, which is silly in general but should hold for this line of argument specifically, I think.

What is the separation of the two stars of the binary system? That is critical in determining whether or not the planet's orbit will be stable.

With a highly eccentric orbit, I would not expect the planet to ever reach a 1:1 tidal lock. I would expect some sort of modified lock that has the planet's rotation nearly synchronous at perihelion, as in the case of Mercury. With such a close perihelion I think that is a foregone conclusion in a relatively short time.

The insolation is going to vary by a factor of 81 over the course of one orbit. That just might be more of an obstacle to life than the extreme tides.

1/10 LSun) and a white dwarf (16/15 MSun, <1/100 LSun). Their separation is

5/3 RSun, which corresponds to an orbital period of a few (Earth-)hours, IIRC. The planet is at a distance of

18 RSun from the binary's centre of mass, at perihelion, so that's a bit more than an order of magnitude higher than the stars' separation.

I hadn't considered tidal resonance in the form of perihelion-synchronous rotation, but that makes a lot of sense, now that you mention it. And I think it should pretty much work out with the parameters I came up with independently, as well. Let's see. If I assume the planet's kinetic energy is negligible at aphelion, I can get the orbital speed at perihelion via conservation of energy:

1/2 m vperihelion^2 - G m Mbinary / dperihelion

- G m Mbinary / daphelion
vperihelion^2

2 G Mbinary (1/dperihelion - 1/daphelion)
vperihelion^2

2 * 7*10^-11 m^3/kg/s^2 * 5/3 * 2*10^30 kg * (1/0.1 - 1/0.9) * 1/(1.5*10^11 m)
vperihelion^2

That's the angular speed of the suns in the sky due to orbital motion. The angular speed due to planetary rotation is simply wrotation

3*10^-5 1/s, double the orbital value. So, I'm in the ballpark, but still a bit off. I can either fiddle with the parameters to make the two coincide, or posit that the planet is well on its way to the resonant state but not quite there yet. Hmmm.

If I go with the first option (full resonance), what does that mean for the perihelion tide? There'd still be a huge tidal bulge, of course, but since the planet wouldn't be rotating at all with respect to the binary, that bulge wouldn't be going anywhere. Thus, the water level should remain constant during perihelion, and the tides before and after that are bound to be rather complicated, as the increase and decrease in the vertical height of the bulge itself might be as much of a factor as its horizontal motion due to the diminished planetary rotation. Argh. Even so, this does sound like it'd make things a little less extreme, at the very least. Is that about right?

The insolation is briefly close to ten times the terrestrial value near perihelion and then quickly drops down to little more than a tenth of the terrestrial value, where it remains for most of the three-Earth-month-long year. The annual average insolation is more or less identical to the terrestrial value. As long as the planet's surface can absorb a reasonable fraction of the energy boost it receives during the short summer, that should be sufficient to keep the relatively long (but absolutely still short) winter from becoming too bitter. It requires a more resilient biosphere, admittedly, but it doesn't sound insurmountable, based on what I've read.

I made a little progress on this front in the past week.

Namely, I calculated the tidal power dissipation, via the expression for the tidal locking timescale given in the wikipedia article linked in the OP, as on the order of 10^18 Watts, aka 1 Exawatt.

Then, I calculated the height at which a) ordinary surface waves and b) tsunami waves would carry a similar amount of power density. Obviously, this is far from ideal as a comparison, since tides constitute a flow of the body of water itself, whereas waves constitute merely a flow of energy, for the most part. But it's the best comparison I could come up with even so. My results were 10 metres in the former case and 50 metres in the latter case. That's obviously at odds with each other however, the practical implications are sufficiently similar to frame a mental image for the impact of the perihelion tides, IMO.

Such waves would have sufficient force to thoroughly devastate the flooded area. Practically, since the same area is flooded every year, it would remain a wasteland with nothing to devastate. I imagine it'd be completely flat, and there may (or may not) be some low and hardy vegetation like grasses or shrubs with a very tough and interwoven root system, and that'd be about it.

On the other hand, such waves would not have sufficient inertia to propagate far inland beyond the equilibrium high-water level. For tsunamis, the limit typically to be on the order of tens of kilometres, depending on the height of the wave and the terrain. The most spectacular thing that could happen is that successive floods eat away at a chain of hills shielding a valley which is just below the high-water level, and eventually one breaks through and the valley gets deluged. That's entirely within human experience though, just perhaps not at that scale, thus, not a problem from the author's perspective.