Lagi

11.10: Gaya Pasang Surut Dalam Sistem Planet Lain - Geosains


Fitur pasang surut telah diamati di sistem planet lain. Misalnya, bulan Jupiter, Eropa, ditutupi dengan retakan besar yang dikaitkan dengan gravitasi Jupiter yang sangat besar yang menarik bulan, menyebabkan kerak es yang tebal retak (Gambar 11.22). Gaya pasang surut melepaskan panas, cukup untuk melelehkan es dalam jumlah besar di bawah permukaannya, memungkinkan lautan terbesar di Tata Surya tetap cair.

bulan Jupiter, aku, mungkin merupakan bulan yang paling aktif secara geologis di Tata Surya (Gambar 11.23). Gaya pasang surut antara Jupiter dan bulan-bulan lainnya menghasilkan panas di dalam bulan yang mendorong aktivitas vulkanik, mendaur ulang kerak planet setiap beberapa juta tahun. Gaya pasang surut juga berperan dalam panas yang dihasilkan di dalam planet Bumi, dan mungkin memiliki pengaruh signifikan pada tektonik lempeng dan pembalikan magnet yang terkait dengan inti.


Gangguan pasang surut dari planetesimal yang tidak kental

Sebuah planetesimal yang lewat di dalam batas Roche dari benda yang lebih masif tunduk pada gaya pasang surut yang dapat mengakibatkan gangguan pada planetesimal menjadi semburan puing. Kemungkinan terjadinya gangguan pasang surut sangat penting untuk akumulasi planet secara umum dan untuk asal usul Bulan pada khususnya. Pekerjaan sebelumnya telah menunjukkan hal itu dengan kuat disipatif planetesimal kebal terhadap gangguan pasang surut. Kami sekarang telah memeriksa efek gaya pasang surut dalam kasus ekstrim lainnya, tidak kental planetesimal yang mungkin timbul dari tumbukan yang cukup energik untuk menghasilkan pencairan total planetesimal dan puing-puing yang dihasilkan. Pertama, perhitungan analitik sederhana menyiratkan bahwa planetesimal besar menghindari gangguan pasang surut, dengan massa kritis untuk gangguan kira-kira sebesar massa bulan. Kedua, untuk mengendurkan asumsi yang melekat dalam analisis ini, kami telah mensimulasikan gangguan pasang surut secara numerik dengan kode smoothed particle hydrodynamics (SPH) yang sebelumnya digunakan oleh kami berdua untuk memodelkan dampak antara protoplanet. Model SPH oleh Cameron dan Benz (1991) menunjukkan bahwa protoplanet inviscid yang relatif masif (berukuran Mars) bukan mengalami gangguan pasang surut total, bahkan dalam tabrakan insiden dekat penggembalaan. Oleh karena itu kami berkonsentrasi untuk mempelajari gangguan pasang surut planetesimal 0,01 M⦶ yang melewati Bumi dengan variasi parameter tumbukan di perigee (RP) dan kecepatan di tak hingga (ν). Bahkan untuk badan yang relatif kecil ini, gangguan pasang surut yang signifikan membutuhkan r p < 1,5R dan < 2 km detik 1 . Model SPH juga menunjukkan bahwa gaya pasang surut selama pertemuan jarak dekat secara efisien mengubah momentum sudut orbital menjadi momentum sudut putar, memulai pelepasan massa ekuator di planetesimal inviscid yang telah berputar melampaui batas stabilitas rotasi. Gangguan rotasi ini terjadi selama 1.5R < r p < 1.9R ketika = 2 km detik 1 tetapi tidak sama sekali untuk ν = 0, menyiratkan bahwa gangguan rotasi mungkin lebih penting daripada gangguan pasang surut murni untuk akumulasi planet. Tidak ada proses gangguan yang mengarah pada penangkapan materi yang cukup di orbit Bumi untuk memungkinkan pembentukan bulan dari puing-puing pertemuan tunggal.


Planet Dalam atau Terestrial

Harap tinjau properti Planet Dalam di situs web Sembilan 8 Planet Bill Arnett, sumber yang bagus.

Selain itu, ada banyak informasi (tanpa iklan yang mengganggu, seperti pada tautan sebelumnya) di halaman Eksplorasi Tata Surya NASA.

Tujuan kami untuk pelajaran ini adalah untuk membuat daftar kesamaan antara planet-planet, beberapa tren dalam sifat mereka, dan pemahaman di mana beberapa perbedaan dalam sifat mereka mungkin terletak. Untuk mencapai ini, kita bisa mulai dengan daftar peluru sederhana yang mencakup ringkasan sifat masing-masing dari tiga planet Terestrial:

Air raksa

  • Permukaannya sangat berkawah—dalam beberapa hal sangat mirip dengan Bulan di Bumi.
  • Sangat gelap—hanya memantulkan sedikit Cahaya Matahari (memiliki yang rendah albedo).
  • Suhu di permukaan bervariasi dari 100K hingga hampir 700K.
  • Dalam orbit sinkron 3:2 dengan Matahari—tiga hari Merkurius (masing-masing 59 hari Bumi) = dua tahun Merkurius (masing-masing 88 hari Bumi).
  • Inti besi Merkurius sangat besar, mengambil sebagian besar bagian dalam planet dan menciptakan medan magnet yang relatif kuat untuk planet seukurannya.
  • Tidak ada bulan.
  • Lebih kecil dari ukuran Bumi.
  • Dikunjungi oleh satelit pelaut 10—sebagian besar pengetahuan kita berasal dari misi yang satu ini. NASA Kurir misi mempelajari Merkurius dalam beberapa tahun terakhir memasuki orbit di sekitar Merkurius pada Maret 2011 dan mempelajarinya terus menerus sebelum menabrak permukaan planet pada tahun 2015.
  • Messenger agak mengejutkan mengungkapkan bahwa Merkurius memiliki air es dalam bayangan di kawah di kutubnya!

Venus

  • Atmosfer tebal dan "efek rumah kaca yang tak terkendali" menyebabkan suhu permukaan 730K.
  • Atmosfer sebagian besar terdiri dari CO2 (karbon dioksida), awan asam sulfat—tidak ada uap air atau oksigen.
  • Gunung berapi besar.
  • Awan sangat reflektif (albedo tinggi)—Venus adalah salah satu objek paling terang di langit malam kita.
  • Berputar sangat lambat (243 hari Bumi) dan berotasi dalam a mundur cara (berlawanan dengan Bumi & Matahari).
  • Tidak dalam orbit sinkron—satu tahun Venus = 225 hari Bumi.
  • Tidak ada bulan.
  • Ukurannya hampir sama dengan Bumi.
  • Sejumlah misi ke Venus telah dikirim oleh AS dan Uni Soviet. Pada tahun 1994, Magellan memetakan permukaan Venus.

  • Suhu selalu di bawah titik beku air.
  • Gunung berapi raksasa (terbesar di seluruh Tata Surya).
  • Badai debu skala besar yang intens.
  • Memiliki atmosfer yang jauh lebih tipis dari Bumi atau Venus, sebagian besar CO 2 .
  • Permukaannya berwarna merah karena adanya oksida besi (karat).
  • Satu hari Mars hanya sedikit lebih lama dari satu hari di Bumi (24,6 jam).
  • Satu tahun Mars sama dengan 1,88 tahun Bumi.
  • Tutup kutub es kering dan es air yang berubah seiring musim.
  • Air beku dalam lapisan permafrost (baru-baru ini dikonfirmasi).
  • Sekitar setengah ukuran Bumi.
  • Dua bulan kecil berbentuk tidak beraturan—Phobos dan Deimos.
  • Planet yang paling banyak dikunjungi di Tata Surya kita, termasuk beberapa misi terbaru, Mars Exploration Rovers Roh dan Peluang, NS Pendarat Phoenix, Keingintahuan, dan MAVEN.

Struktur interior

Ada beberapa keanehan tentang planet-planet ini, tetapi kita dapat memahami kemungkinan penyebab sifat-sifat ini ketika kita membandingkannya dengan Bumi. Pertama, pertimbangkan struktur interior planet-planet ini. Sama seperti Bumi, Merkurius, Venus, dan Mars dibedakan. Anehnya, kami menemukan bahwa, dibandingkan dengan planet lain, inti Merkurius relatif besar. Artinya, mengisi sebagian besar interior planet ini. Karena inti Merkurius mungkin sebagian besar terdiri dari besi dan nikel dan mengisi begitu banyak interior planet, Merkurius adalah planet dalam terpadat. Kami berharap bahwa beberapa inti dari masing-masing planet bagian dalam cair, dan kami berharap bahwa inti logam cair ini harus menghasilkan arus listrik di dalam planet saat inti berputar dengan bagian planet lainnya. Arus listrik ini harus menciptakan medan magnet, membuat planet-planet berperilaku seolah-olah mereka memiliki magnet batang raksasa di dalamnya. Baik Merkurius dan Bumi memiliki medan magnet yang terukur, tetapi, bertentangan dengan harapan kami, Venus dan Mars tidak. Untuk Venus, alasannya mungkin karena ia berputar terlalu lambat untuk menciptakan kondisi yang diperlukan untuk menciptakan medan magnet. Kurangnya medan magnet di Mars mungkin disebabkan oleh kurangnya inti cair.

Albedo

Kami mengamati planet dalam dengan mudah karena mereka dekat dan bersinar dengan memantulkan sinar matahari. Anda dapat melihat Merkurius, Venus, dan Mars pada waktu yang berbeda dalam setahun tanpa instrumen apa pun seperti teleskop atau teropong—ketiga planet ini dapat dilihat dengan mata telanjang. Meskipun semua planet memantulkan sinar matahari, bahan yang berbeda mencerminkan jumlah sinar matahari yang berbeda. Misalnya, lihat Bumi di NASA: Situs Blue Marble. Kita melihat bahwa bagian paling terang dari Bumi adalah awan dan es di dekat Kutub Utara. Bagian tergelap di dunia adalah petak laut dalam yang tidak tertutup awan. Banyaknya cahaya yang dipantulkan oleh suatu permukaan disebut albedo. Untuk awan berwarna terang, albedonya tinggi, dan sebagian besar sinar matahari yang masuk akan dipantulkan. Air dan batu berwarna gelap memantulkan lebih sedikit cahaya. Merkurius sebagian besar tertutup oleh batuan gelap, sehingga albedonya sangat rendah. Di sisi lain, Venus tertutup oleh lapisan awan tebal, sehingga memantulkan hampir semua sinar matahari yang mengenainya. Karena albedo tinggi Venus dan kedekatannya dengan Bumi, itu adalah objek paling terang di langit malam setelah Matahari dan Bulan.

Suasana

Pengamatan planet-planet ini memberi tahu kita bahwa ketiganya memiliki atmosfer. Merkurius memiliki atmosfer yang sangat tipis dengan komposisi yang aneh. Merkurius sangat kecil sehingga gas dengan mudah lepas dari tarikan gravitasinya, sehingga atmosfernya harus diregenerasi terus-menerus, mungkin dengan membombardir permukaan planet oleh partikel energik dari Matahari. Venus, di sisi lain, memiliki atmosfer yang tebal dan padat. Efek rumah kaca telah "menghilang" di Venus, membuat suhu permukaan lebih panas dari Merkurius, meskipun lebih jauh dari Matahari. Atmosfer Mars jauh lebih tipis daripada Venus atau Bumi, dan terutama terdiri dari karbon dioksida. Atmosfer setiap planet bagian dalam berasal ketika planet itu terbentuk dan telah dilengkapi oleh gas yang keluar dari bawah kerak bumi.

Hukum fisika memberi tahu kita bahwa semakin panas suatu gas, semakin cepat partikel di dalam gas itu bergerak. Untuk Merkurius dan Mars, planet-planet ini sangat kecil sehingga mereka memiliki medan gravitasi yang lemah, yang berarti bahwa sebagian besar gas di atmosfer mereka dapat lepas jika cukup hangat (kecepatan rata-rata partikel dalam gas melebihi kecepatan lepas dari planet). Untuk Venus dan Bumi, yang lebih masif dan memiliki medan gravitasi yang lebih kuat, gas paling ringan dapat keluar, tetapi gas seperti karbon dioksida dan nitrogen tidak.

Selain itu, di Bumi, kita tahu bahwa kehidupan tumbuhan dan hewan memproses gas di atmosfer. Misalnya, manusia menghirup oksigen dan mengeluarkan karbon dioksida, sedangkan tumbuhan menggunakan karbon dioksida dan menghasilkan oksigen. Karena proses biologis di Bumi ini, atmosfer kita telah berevolusi secara signifikan dari konten aslinya. Atmosfer Bumi mungkin dulunya mirip dengan atmosfer Venus sekarang, namun, ketika kehidupan tanaman di Bumi muncul, proses fotosintesis berkontribusi pada penghilangan karbon dioksida dan peningkatan kandungan oksigen.

Tingkat rotasi

Ada juga beberapa keragaman dalam tingkat rotasi planet dalam. Kita paling akrab dengan Bumi. Berputar berlawanan arah jarum jam dalam waktu hampir 24 jam. Mars sangat mirip dengan Bumi. Sumbu rotasinya dimiringkan 24 derajat (kemiringan sumbu Bumi 23,5 derajat), dan periode rotasinya lebih dari 24 jam. Jadi di Mars, panjang hari dan variasi ketinggian Matahari di atas cakrawala selama satu tahun Mars mirip dengan apa yang biasa kita lakukan di Bumi. Merkurius telah menjadi terkunci pasang surut ke Matahari, mirip dengan bagaimana Bulan terkunci ke Bumi. Namun, dalam kasus Merkurius, planet ini berputar dalam 59 hari dan mengorbit Matahari dalam 88 hari. Artinya, Merkurius berotasi sepenuhnya pada porosnya (yaitu, 360 derajat) 3 kali dalam jumlah waktu yang sama yang dibutuhkan untuk mengorbit Matahari 2 kali. Ini disebut sebagai 3:2 resonansi. Dalam kasus Bulan, karena ia mengorbit Bumi 1 kali dalam jumlah waktu yang sama dengan rotasi 1 kali, ini disebut sebagai resonansi 1:1. Meskipun ini tampak agak aneh, sifat rotasi Venus jauh lebih aneh. Dibutuhkan 243 hari untuk berputar sekali (dan tidak ada penguncian pasang surut, jadi tahun Venus tidak ada hubungannya dengan hari Venus), tetapi berputar dalam arti yang berlawanan dibandingkan dengan Merkurius, Bumi, dan Mars. Semua planet ini mengorbit Matahari dalam arah berlawanan arah jarum jam, dan Merkurius, Bumi, dan Mars berputar berlawanan arah jarum jam di sekitar sumbunya. Venus berputar perlahan searah jarum jam di sekitar porosnya. Satu teori menyatakan bahwa tumbukan atau tumbukan dengan Venus oleh benda lain menyebabkan indra rotasinya terbalik, tetapi teori alternatif adalah bahwa pengaruh pasang surut Matahari dan planet-planet lain di Tata Surya mungkin juga menyebabkan rotasi unik ini.

Ingin belajar lebih banyak?

Ingat itu Malam berbintang memungkinkan Anda untuk melakukan perjalanan ke permukaan setiap planet. Jika Anda ingin membandingkan laju rotasi, orientasi sumbu rotasi, dan periode orbit untuk setiap planet, Anda dapat melakukan perjalanan ke permukaan Merkurius, Venus, atau Mars, atur laju aliran waktu menjadi 3000x (atau langkah waktu tingkat untuk mengatakan 1 hari Bumi), dan seiring berjalannya waktu perhatikan lokasi, tanggal, dan waktu matahari terbit dan terbenam, ketinggian Matahari di atas cakrawala, dan lamanya 1 hari di planet itu.

Anda juga dapat memilih untuk mengarahkan kursor ke suatu titik di permukaan, dan jika Anda memilih untuk mengarahkan kursor ke kutub utara setiap planet, Anda dapat melihatnya berputar di bawah Anda. Untuk Venus, Anda harus menaikkan laju aliran waktu ke angka yang sangat tinggi untuk melihatnya berputar sama sekali.


Interaksi estuaria frekuensi subtidal: Pengamatan di dekat Teluk Delaware

Interaksi antara muara besar dan landas kontinen bagian dalam yang berdekatan pada frekuensi subtidal terjadi melalui berbagai proses fisik. Saya menggunakan pengamatan lapangan baru-baru ini untuk mempelajari proses-proses ini di dekat muara Teluk Delaware yang bertingkat lemah di pantai timur Amerika Serikat. Pengamatan utama adalah hidrografi kapal dan deret waktu yang lama dari arus, suhu, dan konduktivitas. Pengamatan mengungkapkan tiga wilayah spasial yang berbeda untuk sirkulasi gabungan antara muara dan rak: mulut muara, rak bagian dalam di mana aliran rata-rata mengarah ke darat, dan arus pantai yang digerakkan oleh daya apung. Arus pantai adalah penemuan utama dari karya tersebut. Ini dimulai di dekat mulut muara saat air yang lebih ringan dari Delaware Bay keluar dari mulut di sisi kanan jika dilihat ke arah laut. Awalnya, arus ini lebarnya sekitar satu radius internal Rossby, tetapi melebar saat mengalir ke arah laut hingga mencapai lebar sekitar 20 km di lepas pantai Delaware. Arus rata-rata yang diamati adalah 3-5 cm s -1 di sana. Di ketiga wilayah variabilitas temporal arus dan salinitas disebabkan oleh variasi angin sepanjang pantai dan debit sungai ke muara, yang terakhir terjadi terutama pada periode yang sangat lama beberapa minggu dan lebih lama.


3 Diskusi

Ada kekurangan relatif alur pasang surut S dan SE titik sub-Mars. Ini mungkin dikaitkan dengan tidak adanya bahan kohesif di lokasi ini (misalnya, regolit kasar [Scheeres dkk., 2010 ]). Data spektroskopi terbatas menunjukkan perbedaan komposisi regional yang mungkin sesuai dengan berbagai sifat elastis regolith [Witasse dkk., 2014 Rivkin dkk., 2002 ]. Alur yang tidak sejajar tidak acak (warna yang lebih dingin pada Gambar 3) tetapi mengelompok di zona khatulistiwa antara tonjolan pasang surut sub/anti-Mars mereka memerlukan penjelasan alternatif atau tambahan untuk pembentukannya. Mempertimbangkan bahwa orientasi formasi yang dominan berada pada sudut tinggi terhadap arah kompresi maksimum, alur tersebut dapat mewakili kegagalan kontraksi bahan permukaan. Atau, mereka mungkin telah terbentuk di bawah kondisi tegangan yang berbeda, seperti tegangan yang dihasilkan ketika Phobos mengalami rotasi nonsinkron sebelum menjadi terkunci pasang surut [Weidenschilling, 1979 ]. Mereka ditemukan terutama di belahan bumi terkemuka orbital, yang mungkin juga memungkinkan pembentukan mereka dengan menyapu materi koorbit yang berasal dari Phobos, Deimos, atau bahkan Mars [Murray dan Heggie, 2014 ].

Secara morfologi, alur menyerupai fitur tektonik ekstensional. Mayoritas alur membentuk depresi topografi yang sangat linier dan konsisten dalam set yang berbeda. Lebar dan jarak alur relatif homogen, seperti tipikal set patahan ekstensional dalam lapisan getas dengan ketebalan yang seragam. Tepi bergigi di sepanjang banyak alur konsisten dengan evolusi morfologi rantai lubang, di mana lubang yang awalnya terisolasi bergabung di sepanjang pemogokan untuk membuat fitur kontinu, seperti yang dijelaskan di seluruh tata surya [Horstman dan Melosh, 1989 Ferrill dkk., 2004 Wyrick dkk., 2004 Nahm dan Kattenhorn, 2015 ]. Awalnya lubang terisolasi di regolith longgar sejajar di atas retakan dilatasi yang mendasarinya, di mana regolith semakin mengalir. Tepi melingkar dari lubang asli menciptakan efek margin bergigi, meskipun margin linier juga dapat berkembang jika struktur yang mendasarinya adalah patahan dilatasi atau graben [misalnya, Ferrill dkk., 2004 Grant dan Kattenhorn, 2004 ]. Margin terang di sepanjang tepi bayangan dari beberapa alur menyiratkan sisi yang terbalik, yang dapat dihasilkan oleh pengangkatan footwall sepanjang patahan normal. Dengan demikian, deformasi ekstensional yang disimpulkan membenarkan perbandingan dengan arah ekstensi utama untuk menentukan kelayakan mekanisme penggerak peluruhan orbital.

Di mana dua atau lebih set lintas sektoral dengan orientasi yang berbeda ada (Gambar 3), beberapa tahap ekstensi dan arah tektonik tersirat. Dalam kasus seperti itu, usia relatif dari kumpulan alur dapat ditentukan baik dengan bukti langsung dari hubungan lintas sektoral atau dengan usianya relatif terhadap kawah yang terbentuk di antara dua kumpulan alur. Misalnya, beberapa set alur berorientasi ENE di sebelah barat Stickney (warna yang lebih dingin pada Gambar 3) memiliki morfologi rantai pit yang menyiratkan bahwa mereka terbentuk dalam ekstensi, meskipun saat ini mengalami kompresi di bidang tegangan peluruhan orbital kontemporer. Selain itu, mereka lebih tua dari alur N-S di wilayah yang sama yang menunjukkan korelasi kuat dengan medan tegangan peluruhan orbital. Hubungan ini diamati di tempat lain di seluruh Phobos. Oleh karena itu, peluruhan orbital kemungkinan menjadi kekuatan pendorong utama di balik deformasi Phobos terbaru. Fitur ekstensional yang lebih tua menyiratkan bahwa medan tegangan purba berbeda dari yang dihasilkan secara spasial oleh peluruhan orbital hari ini, mungkin menjelaskan ketidaksesuaian (alur ungu) pada Gambar 3. Dalam kasus yang jarang terjadi (misalnya, alur berorientasi NW yang memproyeksikan NW jauh dari kawah Stickney), fitur linier menunjukkan kurang mirip dengan rantai pit dan mungkin catenae (kawah tumbukan sejajar). Dalam kasus tersebut, lubang (kawah) bervariasi dalam ukuran dan jarak dan biasanya lebih besar dari lubang yang disebabkan oleh pengeringan regolith. Catena yang disebutkan di atas hampir mengelilingi Phobos, menciptakan jejak sinusoidal di seluruh permukaan pada peta rekahan (Gambar 3) dan mendahului alur tektonik termuda.

Peluruhan orbital dari 3,0 menjadi 2,77 RMars dapat menghasilkan

50 kPa tegangan tarik pada titik sub-/anti-Mars (Gambar 4 titik bujur 0° dan garis lintang 0° pada Gambar 2). Sementara tegangan ini mungkin tampak rendah, percobaan dengan simulasi Lunar menunjukkan bahwa kegagalan tarik terjadi pada tegangan serendah 1 kPa [Arslan dkk., 2008 ]. Kami menemukan bahwa tegangan dari peluruhan orbital hingga 50 kali lebih besar, membuat pembentukan alur dalam masuk akal dengan mekanisme yang kami usulkan dan cukup tinggi untuk mendorong rekahan hingga kedalaman hingga 5 km, sehingga menyediakan mekanisme untuk membuat retakan dilatasi di bawah lapisan permukaan ke dalam regolit mana yang mungkin telah terkuras untuk membentuk rantai lubang permukaan.

50kPa. Titik abu-abu menunjukkan tegangan maksimum yang dapat dihasilkan jika Phobos bermigrasi dari radius orbital sinkron, yang menghasilkan tegangan >100 kPa.

Tingkat stres ini secara teoritis dapat dicapai di awal sejarah peluruhan orbital Phobos yang sedang berlangsung (Gambar 4), jadi pada prinsipnya, mungkin ada generasi patahan dan berbagai morfologi evolusi. Oleh karena itu, alur tidak semua harus muda menurut model kami, konsisten dengan sejarah panjang pembentukan mereka [Weidenschilling, 1979 ]. Sebagai generasi alur yang berurutan terbentuk, pola orientasinya harus tetap relatif konsisten dari waktu ke waktu selama keselarasan pasang surut Phobos dengan Mars tetap konstan. Peristiwa tumbukan mungkin kadang-kadang merusak keselarasan pasang surut, tetapi bentuk Phobos yang tidak beraturan mungkin membantu dengan cepat membangun kembali sistem penguncian pasang surut.

Sedangkan kekakuan curah (μB) dari Phobos tidak dibatasi, kekakuan massal untuk model nominal yang disajikan di sini untuk Phobos adalah

10 6 Pa. Nilai ini lebih rendah dari perkiraan batas bawah untuk kekakuan Phobos 5 × 108 Pa [Yoder, 1982 ]. Survei biner asteroid kelas 1 km telah mengamati asteroid dengan kekakuan mulai dari 105 Pa hingga 108 Pa dengan nilai median

5 × 10 6 Pa [Taylor dan Margot, 2011 ], dengan asumsi faktor kualitas pasang surut untuk disipasi (Q) mirip dengan tubuh berbatu, Q

100. Jika Phobos berperilaku seperti asteroid yang lebih kecil ini, masuk akal bahwa kekakuan massalnya dapat

10 6 Pa Namun, binari kelas 100 km yang lebih besar ditemukan lebih kaku, mulai dari 10 7 Pa hingga 10 13 Pa dengan nilai median

10 9 Pa (lagi dengan asumsi Q = 100) [Taylor dan Margot, 2011 ], tetapi benda-benda ini didominasi gravitasi dan ukuran Phobos menempatkannya pada titik transisi antara kekuatan dan benda yang didominasi gravitasi [Asphaug dkk., 2015 ] oleh karena itu, kami mengandaikan bahwa kekakuannya bisa mirip dengan asteroid kelas 1 km.

Temuan bahwa interior Phobos lemah konsisten dengan skenario formasi yang dihipotesiskan. Jika Phobos dibentuk oleh pertambahan puing-puing di orbit Mars, yang dihasilkan dari dampak besar [Citron dkk., 2015 ], maka proses pembentukan bulan mungkin mengakibatkan Phobos secara inheren lemah, dengan inti yang mirip dengan tumpukan puing. Prediksi kekakuan tumpukan puing 10 km menghasilkan nilai

10 7 Pa [Goldreich dan Sari, 2009 ], yang hanya urutan besarnya lebih kuat dari model dalam penelitian ini. Terlepas dari itu, model pasang surut untuk pembentukan rekahan masih dapat menghasilkan tegangan besar pada Phobos untuk asumsi kekakuan lapisan lainnya (Gambar 5).

6 RMars ke radius orbit saat ini (titik abu-abu pada Gambar 4). Model ini tidak unik dan berbagai kombinasi model dengan kekakuan lapisan dalam (μSaya) dan kekakuan lapisan luar (μHai) dapat menghasilkan tegangan lebih dari 100 kPa, ketika mode dua lapis dengan nilai kekakuan yang ditunjukkan dievaluasi (lihat Lampiran B dan Lampiran C). Model nominal kami menghasilkan kekakuan massal (μB) dari

Asumsi kami bahwa lapisan luar setebal 100 m adalah batas atas yang konservatif, karena perkiraan ketebalan regolit bervariasi dari 5 hingga 100 m [Basilevsky dkk., 2014 ]. Pengaruh cangkang yang lebih tipis dieksplorasi dalam Lampiran D dan secara umum menghasilkan tingkat stres yang lebih tinggi. Oleh karena itu, kami menemukan bahwa hasil kami kuat dan valid bahkan jika penyelidikan Phobos di masa depan dapat menempatkan batasan yang berbeda pada beberapa nilai yang kami asumsikan untuk properti interior Phobos. Setelah rekahan terbentuk di permukaan Phobos, rekahan tersebut dapat tetap aktif melalui gerakan pasang surut diurnal. Eksentrisitas orbit Phobos menghasilkan medan tegangan diurnal dinamis, yang berubah sepanjang orbit 7,6 jam Phobos. Sementara tegangan-tegangan ini lebih kecil menurut urutan besarnya, mereka masih dapat bekerja untuk melebarkan alur-alur yang serupa dengan dilatasi pasut dari rekahan di Enceladus [Hurford dkk., 2007 ]. Pengerjaan ulang rekahan oleh tegangan ini mungkin merupakan sumber seismik alami [Lee dkk., 2003 ], yang dapat dimanfaatkan oleh misi masa depan untuk menyelidiki interior Phobos. Namun, gempa Phobos hanya mungkin terjadi jika bagian dalamnya lemah, memungkinkan peningkatan tegangan diurnal pasang surut. Dengan demikian, seismometer dapat dengan cepat menentukan keadaan interior Phobos, akan kaku jika tidak ada gempa pada skala waktu diurnal, dan lemah jika ada gempa. Selanjutnya, gempa Phobos akan memungkinkan cara alami untuk menyelidiki sifat-sifat struktur internal Phobos.

Kehadiran rekahan yang didorong oleh pasang surut di Phobos tidak menyiratkan gangguan bencana yang akan segera terjadi, terutama mengingat bahwa sudut gesekan hanya

3° cukup untuk mencegah pergerakan lereng saat ini, bahkan tanpa adanya kohesi [Holsapple, 2001 ]. Disagregasi pasang surut Phobos hanya akan terjadi ketika lebih dekat ke Mars dan diperkirakan terjadi pada 20–40 Ma [Hitam dan Mittal, 2015 ]. Tapi sementara itu, Phobos cukup lemah secara internal, pada skala waktu migrasi orbital, untuk memungkinkan deformasi global yang menghasilkan tekanan untuk menumpuk di dalam lapisan luar seperti bulan yang elastis. Menurut model kami, kegagalannya adalah membuka celah granular, interpretasi yang konsisten dengan hipotesis bahwa alur berlubang dibentuk oleh regolit yang mengalir ke dalam rekahan [Horstman dan Melosh, 1989 ].


Tentang Penulis

Gerd Masselink adalah Profesor Geomorfologi Pesisir dan Associate Head of Marine Science di School of Marine Science and Engineering di Plymouth University, Inggris.  Gerd mengkhususkan diri dalam proses transportasi sedimen dekat pantai, hidrodinamika zona selancar, dan morfodinamika pantai.

Roland Gehrels
adalah Profesor Geografi Fisik di University of York, Inggris. Dia mempelajari perubahan permukaan laut selama berbagai rentang waktu, tetapi memiliki minat khusus pada variabilitas permukaan laut regional selama berabad-abad yang lalu. Roland adalah Presiden Komisi Proses Pesisir dan Kelautan dari International Quaternary Union (INQUA).

Para Editor telah menerbitkan lebih dari 160 artikel peer-review dalam penelitian pesisir dan permukaan laut.


Aplikasi IGBT

B. Jayant Baliga , dalam Perangkat IGBT , 2015

15.5 Tenaga Pasang Surut

Tenaga pasang surut pada dasarnya berbeda dari tenaga gelombang karena pasang surut dihasilkan karena tarikan gravitasi bulan dan Matahari [49] daripada energi yang dikirimkan oleh Matahari ke Bumi melalui radiasi matahari yang memicu produksi gelombang. Instalasi pembangkit listrik besar pertama yang menggunakan energi pasang surut adalah Rance Tidal Power Station yang didirikan di Perancis pada tahun 1966 dengan kapasitas terpasang 240 MW. Instalasi pembangkit listrik pasang surut besar lainnya adalah 20 MW Annapolis Royal Generation Station yang didirikan di Nova Scotia, Kanada, pada tahun 1984, 3 MW Jiangxia Tidal Power Station di Hanzhou China pada tahun 1985, 254 MW Sihwa Lake Tidal Power Plant didirikan di Korea Selatan pada tahun 2011 dan Pembangkit Listrik Tenaga Pasang Surut 50 MW di Gujarat India pada tahun 2012. Keuntungan tenaga pasang surut jika dibandingkan dengan tenaga angin atau matahari adalah konsistensinya karena orbit bulan yang teratur mengelilingi Bumi. Pasang surut menciptakan kehilangan energi yang memperlambat rotasi Bumi yang menyebabkan periode rotasi Bumi meningkat dari 21,9 menjadi 24 jam selama 620 juta tahun terakhir. Ekstraksi energi pasang surut memiliki dampak yang dapat diabaikan pada fenomena ini. Stasiun pembangkit energi pasang surut SeaGen 1,4 MW ditunjukkan pada Gambar 15.45. Ini mengambil keuntungan dari 400 juta galon air yang mengalir masuk dan keluar dari Strangford Lough di Inggris dua kali sehari karena pasang surut [50] .

Gambar 15.45. Stasiun pembangkit energi pasang surut SeaGen.

Fluktuasi energi yang dihasilkan oleh pembangkit energi pasang surut dapat dikirimkan ke jaringan menggunakan topologi yang sebelumnya ditunjukkan pada Gambar 15.44 di mana daya AC variabel pertama kali disearahkan untuk membuat bus DC. Energi yang diatur ke jaringan kemudian dikirim menggunakan kontrol PWM dari tahap inverter IGBT. Demonstrasi teknologi "aliran daya" telah dilaporkan dengan menggunakan beban elektronik daya [51].


4 Analisis Hasil

4.1 Perbandingan Solusi NMT dan CWU

Perbandingan perkiraan kecepatan dari analisis CWU dan NMT menunjukkan bahwa perkiraan laju sekuler dari setiap analisis cocok pada tingkat 0,11 mm/tahun di utara dan timur dan tinggi 0,40 mm/tahun ketika semua stasiun dimasukkan dalam perbandingan (Tabel 4). Ketika stasiun dengan deviasi standar kecepatan kurang dari deviasi standar median dibandingkan, perbedaan WRMS antara perkiraan kecepatan berkurang menjadi <0,08 di utara dan timur dan tinggi 0,28 mm/tahun (Tabel 5). Di sini kami mempertimbangkan secara lebih rinci sifat perbandingan antara dua analisis. Pertama, kami membandingkan perbedaan dalam perkiraan kecepatan dan kemudian perbedaan dalam perkiraan posisi. Gambar 4 menunjukkan histogram perbedaan perkiraan kecepatan dari dua pusat analisis GAGE. Secara keseluruhan, perbedaan ini tampak berbentuk Gaussian dengan sedikit kemiringan. Perbedaan rata-rata dalam kecepatan tinggi dari histogram (−0,15 mm/tahun) sedikit berbeda dari yang dilaporkan pada Tabel 4 (−0,07 mm/tahun) karena tabel melaporkan rata-rata tertimbang dari perbedaan kecepatan tinggi.

Kami juga dapat memeriksa perbedaan dalam perkiraan posisi harian. Untuk setiap stasiun, kami membedakan deret waktu dari perkiraan posisi dan menemukan perbedaan rata-rata tertimbang di utara, timur, dan tinggi. Histogram dari rata-rata tertimbang dari perbedaan ditunjukkan pada Gambar 5. Pada komponen horizontal, rata-rata, dan perbedaan median kecil dan kurang dari atau sama dengan 0,10 mm. Perbedaan tinggi rata-rata menunjukkan bias kecil 0,65 dan 0,81 mm untuk perbedaan rata-rata dan median. Pengamatan bahwa komponen horizontal tidak bias tidak terduga, karena setiap perkiraan posisi harian disejajarkan dengan kerangka acuan yang sama, kami mencatat bahwa penyelarasan ini dibuat dengan

575 stasiun sedangkan histogram dihasilkan untuk semua 2154 stasiun dalam analisis.

Meskipun rata-rata perbedaan ketinggian antara analisis oleh dua AC kecil, perilaku temporal perbedaan ketinggian kompleks seperti yang ditunjukkan Gambar 6. Di sini kami menunjukkan deret waktu dari perkiraan rata-rata perbedaan ketinggian pada kerangka acuan stasiun untuk NMT, CWU, dan analisis gabungan dan perbedaan rata-rata antara analisis AC dan solusi gabungan PBO. Kurva telah diimbangi untuk menampilkan pola dengan lebih mudah. Dua aspek dari gambar tersebut sangat jelas. PBO gabungan perbedaan ketinggian rata-rata (MHD) (kurva hitam) hampir melacak perkiraan MHD CWU (kurva biru) dengan tepat. Pelacakan ini sangat jelas dalam deret waktu yang menunjukkan perbedaan antara nilai MHD CWU dan PBO (magenta, offset 20 mm). Fitur lain dari Gambar 6 adalah bahwa analisis NMT menunjukkan perbedaan sistematis jangka panjang, yang kadang-kadang dapat melebihi 10 mm untuk waktu yang lama. Antara 1999 dan 2003, perbedaan rata-rata untuk NMT adalah -5,9 mm dibandingkan dengan 0,4 mm untuk CWU. Periode 1999-2003 juga mencakup periode sunspot maksimum dalam siklus matahari 23 [misalnya, Nandi dkk., 2011 ]. Kami awalnya menyimpulkan bahwa korelasi ini mungkin timbul karena pengabaian koreksi penundaan ionosfer tingkat tinggi [Kedar dkk., 2003 Hernández-Pajares dkk., 2007 ] dalam pemrosesan ulang. Pemrosesan ulang percobaan data selama jangka waktu ini dengan koreksi penundaan ionosfer orde tinggi yang diterapkan menunjukkan bahwa pengabaian ini bukan penyebab langsung dari offset. (Koreksi penundaan ionosfer tingkat tinggi diterapkan dalam pemrosesan standar sejak 05 November 2014 untuk CWU dan 14 Juni 2015 untuk NMT.). Analysis of the behavior of the NMT solution reveals that the offset arises because of scale-like correlations in the position estimates and strong correlations between network translations and scale. We believe that the bias in the NMT GAMIT solution arises because the GAGE network only covers one quadrant of the globe. The double difference operator in GAMIT, which effectively estimates all receiver and satellite clocks, results in scale-like correlations that ultimately manifest in the height estimate difference (i.e., common-mode errors in the clock estimates will project as common height offsets in all the stations). Explicitly constraining a scale estimate is one way of reducing the effects of these correlations but that would impose a condition that the mean height differences at the reference frame stations be zero. The solution that we are now testing reduces these correlations by combining the NMT GAMIT solution with overlapping stations from a global double-difference network analysis. We are evaluating the use of the MIT submissions to IGS operational and reprocessing campaigns for this purpose. Initial analyses do show that the NMT MHD are reduced to levels similar to the CWU PPP solutions when the covariance matrix and position estimates for the sites common between the GAGE analyses and MIT IGS analyses are included in the combined solution. For the CWU GIPSY PPP solutions, the satellite clock values are fixed based on a global analysis from the NASA Global Geodetic Network (GGN), and these fixed clocks reduce the effect of these correlations on individual station height position estimates.

As mentioned above, the impact of the correlations in the NMT solutions can be seen if scale change parameters are explicitly estimated. Although the typical standard deviation of the height estimates in the NMT and CWU solutions are similar (due to the reweighting factors discussed in section 2.5), the standard deviations of scale estimates differ by a factor of

5. For this reason, the mean height differences in the combined solution are dominated by the CWU contribution. The CWU solution dominates for parameter estimates that average over a large number of stations, such as scale. The coordinates of individual stations behave more like the simple average of the two solutions.

Histograms of the weighted RMS scatter of the differences in position estimates between the CWU and NMT analyses are shown in Figure 7. The median WRMS scatter of the differences is less than 1 mm in north and east and less that 5.5 mm in height. The stations with the largest WRMS differences and NRMS differences are given in Table 6. Some of the stations with large WRMS differences have values of the NRMS scatter below unity, indicating that the overall noise level at these stations is high. In some cases, these large differences are associated with poor sky view at the station that arises because of obstructions from vegetation, landforms (e.g., hills and cliffs), and structures. In other cases, partial antenna failures have occurred yielding incomplete raw GPS observations. In these cases, enough data are collected to allow position estimates to be obtained by the ACs, but these estimates are corrupted. In some cases, these antenna failures show large seasonal deviations in the horizontal coordinates.

Mean Difference WRMS Scatter of Differences
Station No. of Days (mm) (mm) NRMS Scatter of Differences
Sorted by North WRMS
PANJANG 7110 1.20 3.59 0.83
BLYN 4555 −0.04 3.61 0.78
WDCB 1595 1.90 3.99 0.63
LOZ1 2680 −3.68 7.16 0.95
EISL 2673 −0.68 8.57 0.89
Sorted by East WRMS
LOZ1 2680 −2.09 4.76 0.75
MHMS 5749 3.00 4.83 1.46
HCES 4767 2.35 4.90 1.51
P561 3807 9.76 5.08 0.95
EISL 2641 −1.10 12.33 1.32
Sorted by Height WRMS
COUP 3297 −13.03 26.22 2.46
NJCM 3151 17.19 31.68 2.88
NJOC 3390 14.04 33.06 3.29
SGU1 1337 8.48 35.89 3.66
LOZ1 2676 22.43 36.04 0.87
Sorted by North NRMS
AC33 2704 −1.05 3.22 0.94
QHTP 4905 0.67 2.63 0.94
LOZ1 2680 −3.68 7.16 0.95
P656 1195 −0.89 3.25 0.97
LJRN 5376 −2.71 3.53 1.08
Sorted by East NRMS
AV04 3347 0.23 3.58 1.14
EISL 2641 −1.10 12.33 1.32
LJRN 5374 −0.63 3.85 1.35
MHMS 5749 3.00 4.83 1.46
HCES 4767 2.35 4.90 1.51
Sorted by Height NRMS
PTAL 4876 13.37 18.20 1.95
COUP 3297 −13.03 26.22 2.46
NJCM 3151 17.19 31.68 2.88
NJOC 3390 14.04 33.06 3.29
SGU1 1337 8.48 35.89 3.66
  • Sebuah Values are sorted for the largest WRMS differences (mm) and NRMS differences. Only stations with more 1000 measurements are included.

We can also compare the WRMS scatters of the position time series fits for the CWU, NMT, and combined PBO results. The medians of the WRMS scatters of the position NEU time series are given in Table 7. We see in the table that the combined solution has WRMS scatters that are less than or equal to each AC showing that even with just two ACs, the combination has reduced or equal scatter over the two contributing solutions. We also note that despite the large scatter in the mean height estimates (Figure 6) from the NMT solution compared to the CWU solution, the WRMS scatter in height of individual stations is slightly smaller for the NMT solution (and smallest for the combined solution).

Analisis No. of Stations Median N (mm) Median E (mm) Median U (mm)
CWU 2160 1.32 1.28 6.02
NMT 2169 1.11 1.18 5.83
PBO 2170 1.11 1.13 5.38
  • Sebuah Data spanning 1999 to 14 November 2015 are used in these statistics. The numbers of stations differ slightly because of small differences in the list of stations processed by each AC.

4.2 Spatial Distribution of the Quality of Position Estimates and Phase Data Noise

There are multiple statistics that we could use to assess how the quality of the position estimates of the stations used in the GAGE analysis depends on where the stations are located. As a general trend, stations in regions with little vegetation and low humidity (exemplified by the Basin and Range province) have smaller WRMS scatters of position estimates than stations in regions with large amounts of vegetation and high humidity (such as the Caribbean), as first noted by Mao et al. [ 1999 ]. Different metrics for assessing the quality of the station position estimates are shown in Figures 8-12. An overall spatial pattern of performance metrics of the stations, as judged by RMS scatter of different geodetic quantities, is similar for all of the metrics. Figure 8 shows the station averages of the phase residual RMS scatter over


Tonton videonya: SAINS TING. 2. BAB 12: SISTEM SURIA. PAKSI, ARAH DAN TEMPOH PUTARAN LENGKAP SETIAP PLANET (Oktober 2021).