Advanced

How Stellar Tides Affect Planet Evolution

Green, Madison LU (2019) In Lund Observatory Examensarbeten ASTK02 20191
Lund Observatory
Abstract
Planets that orbit their host star closely experience tidal forces due to the strength of gravity not being uniform all over the planet. This leads to effects such as tidal spin synchronization, tidal eccentricity damping and tidal semi-major axis damping. This project aims to study how the time scales for these phenomena are affected by the planetary parameters such as mass, radius and the tidal dissipation quality factor Q as well as the initial value of the semi-major axis.

Simulations were made using an averaging code which was based on the fact that the Runge-Lenz vector e and the orbital angular momentum vector h vary slowly under external perturbations such as tidal forces. Because of this the average of these vectors can be used... (More)
Planets that orbit their host star closely experience tidal forces due to the strength of gravity not being uniform all over the planet. This leads to effects such as tidal spin synchronization, tidal eccentricity damping and tidal semi-major axis damping. This project aims to study how the time scales for these phenomena are affected by the planetary parameters such as mass, radius and the tidal dissipation quality factor Q as well as the initial value of the semi-major axis.

Simulations were made using an averaging code which was based on the fact that the Runge-Lenz vector e and the orbital angular momentum vector h vary slowly under external perturbations such as tidal forces. Because of this the average of these vectors can be used to calculate orbital elements instead of using N-body simulations which decreases the calculation time.

We found that the time scales were of different orders of magnitude, with the spin time scale of the order of 10^4 years, the eccentricity time scale of the order of 10^7 years and the semi-major axis time scale of the order of 10^8 years. An increase of mass and the Q-value both increased the time scale while an increase of radius decreased the time scale. For the initial value of the semi-major axis a lower value gives a shorter time scale compared to larger values. (Less)
Popular Abstract (Swedish)
Som de flesta av oss vet så kretsar planeter i elliptiska banor runt stjärnor. Vissa planeter som ligger väldigt nära de stjärnor som de kretsar får uppleva visa effekter som inte märkbart påverkar de planeterna i omloppsbana längre bort. Dessa effekter uppkommer ur så kallade tidvattenskrafter som härstammar från det faktum att gravitationskrafter beror väldigt mycket på avstånd mellan objekt. Det innebär t.ex att olika delar av en planet kan uppleva gravitationen från en stjärna den kretsar runt olika starkt då punkten på planeten närmast stjärnan och längst bort från stjärnan kan vara tusentals kilometer ifrån varandra.

Detta leder till effekter som spinsynkronisering, excentricitetsdämpning och dämpning av halva storaxeln.... (More)
Som de flesta av oss vet så kretsar planeter i elliptiska banor runt stjärnor. Vissa planeter som ligger väldigt nära de stjärnor som de kretsar får uppleva visa effekter som inte märkbart påverkar de planeterna i omloppsbana längre bort. Dessa effekter uppkommer ur så kallade tidvattenskrafter som härstammar från det faktum att gravitationskrafter beror väldigt mycket på avstånd mellan objekt. Det innebär t.ex att olika delar av en planet kan uppleva gravitationen från en stjärna den kretsar runt olika starkt då punkten på planeten närmast stjärnan och längst bort från stjärnan kan vara tusentals kilometer ifrån varandra.

Detta leder till effekter som spinsynkronisering, excentricitetsdämpning och dämpning av halva storaxeln. Spinsynkronisering handlar om att rotationen av planeten synkroniserar sig med rotationen av stjärnan på ett sånt sätt att det ser ut som att samma sida av planeten alltid är vänd mot stjärnan, precis som hur vår måne alltid har samma sida mot jorden. Excentricitetsdämpningen leder till att planetens elliptiska omkrets istället blir cirkulär, och dämpningen av halva storaxeln innebär att planeten rör sig närmare stjärnan och får en mindre omkrets på omloppsbanan.

Dessa processer påverkar klimatet på planeten på flera olika sätt. Genom spin synchronisationen så blir det evig dag på ena sidan planeten och evig natt på andra, och när omloppsbanan blir cirkulär så försvinner variationer av temperatur som tidigare har påverkts av hur nära planeten ligger stjärnan under sin omloppsbana. Till slut så blir planeten varmare när den rör sig närmare stjärnan, vilket kan få en planet att gå från frusen till en öken. Dessa effekter kan även påverka eventuella planeter som kretsar stjärnan längre ut genom gravitation. Ändras planetens omloppsbana så ändras hela solsystemets dynamik, så även om tidvattenskrafterna inte påverkar alla planeter direkt så påverkas hela systemet indirekt i det långa loppet. (Less)
Please use this url to cite or link to this publication:
author
Green, Madison LU
supervisor
organization
course
ASTK02 20191
year
type
M2 - Bachelor Degree
subject
publication/series
Lund Observatory Examensarbeten
report number
2019-EXA145
language
English
id
8991359
date added to LUP
2019-08-06 09:00:06
date last changed
2019-08-06 09:00:06
@misc{8991359,
  abstract     = {Planets that orbit their host star closely experience tidal forces due to the strength of gravity not being uniform all over the planet. This leads to effects such as tidal spin synchronization, tidal eccentricity damping and tidal semi-major axis damping. This project aims to study how the time scales for these phenomena are affected by the planetary parameters such as mass, radius and the tidal dissipation quality factor Q as well as the initial value of the semi-major axis.

Simulations were made using an averaging code which was based on the fact that the Runge-Lenz vector e and the orbital angular momentum vector h vary slowly under external perturbations such as tidal forces. Because of this the average of these vectors can be used to calculate orbital elements instead of using N-body simulations which decreases the calculation time. 

We found that the time scales were of different orders of magnitude, with the spin time scale of the order of 10^4 years, the eccentricity time scale of the order of 10^7 years and the semi-major axis time scale of the order of 10^8 years. An increase of mass and the Q-value both increased the time scale while an increase of radius decreased the time scale. For the initial value of the semi-major axis a lower value gives a shorter time scale compared to larger values.},
  author       = {Green, Madison},
  language     = {eng},
  note         = {Student Paper},
  series       = {Lund Observatory Examensarbeten},
  title        = {How Stellar Tides Affect Planet Evolution},
  year         = {2019},
}