Les marees són ones llargues que es propraguenXX o romanen estacionaries. El període dominant és usualment 12 hores i 25 minuts, que és 1/2 d'un dia lunar. Les marees estan generades pel potencial gravitatori de la Lluna i el Sol. La seva propagació i amplitud estan influenciades per la fricció, la rotació de la Terra (força de Coriolis) i les resonàncies determinades per les formes i profunditats de les conques oceàniques i dels mars marginals.
L'expressió més òbvia de les marees és la pujada i baixada del nivell del mar. Igualment important és el canvi regular de la velocitat del corrent i de la direcció; els corrents mareals estan dintre dels corrents més forts de tot l'oceà.
El resultat de l'alternança de marees vives i mortes és una desigualtat mitja mensual de les altures i els corrents de marea. El seu període és de 14.77 dies, que és la meitat del mes sinòdic. (Sinòdic: relacionat amb les mateixes fases d'un planeta o dels seus satèl·lits. Un període sinòdic o mes sinòdic és llavors el temps que transcorre entre dues fases iguals consecutives. En la teoria de les marees sempre es refereix a la Lluna, de manera que un mes sinòdic és el temps que transcorre entre les successives fases idèntiques de la lluna, per exemple, entre successives llunes noves). Hi ha altres desigualtats similars i amb períodes més llargs.
Animació
A mesura que la Terra gira al voltant del centre de gravetat de el sistema Sol/Terra, l'orientació de l'eix de la Terra en l'espai segueix sent el mateix. Això s'anomena revolució sense rotació (veure l'animació per a més explicacions).
Figura 11.1
La força que genera la marea és la suma de les forces gravitatòries i centrífugues. En la revolució sense rotació la força centrífuga és la mateixa per a cada punt de la superfície de la terra, però la força de gravetat varia (Figura 11.1). D'això es desprèn que la força generadora de la marea varia en intensitat i direcció sobre la superfície de la terra. La seva component vertical és menyspreable enfront de la gravetat, llavors el seu efecte sobre l'oceà pot ser menyspreat. La seva component horitzontal produeix les corrents de marea, que produeixen variacions del nivell del mar (Figura 11.2).
La força gravitatòria exercida per un cos celeste (Lluna, Sol o estrella) és proporcional a la seva massa però inversament proporcional al quadrat de la distància. La massa del Sol és equivalent a unes 332.000 Terres, mentre que la massa de la Lluna equival a només l'1.2% de la massa de la Terra. La distància mitjana Terra-Sol és 149.5 milions de km, la distànica mitjana Terra-Lluna només 384.000 km. Si la força gravitatòria del Sol i la lluna es comparen, es troba que l'enorme massa del Sol fàcilment compensa la seva gran distància a la Terra, fins al punt que la força gravitatòria del Sol sentida a la Terra és al voltant de 178 vegades la de la Lluna. Com a resultat l'òrbita de la Terra al voltant del Sol no es veu seriosament distorsionada pel moviment de la lluna l voltant de la Terra.
Figura 11.2
No obstant, com és evident a la figura 11.1, les marees no estan produïdes per la suma absoluta de les dues gravetats exercides pel Sol i la Lluna sinó per la diferència dels camps gravitacionals produïts pels dos cossos a través de la superfície de la terra. Donat que la Lluna està més a prop de la terra que el Sol, el seu camp de forçes gravitatori varia molt més fortament sobre la superfície de la Terra que el camp de forces gravitatòries del Sol. Una anàlisi quantitatiu mostra que les diferències de forves gravitatòries a través de la superfície de la terra són proporcionals al cub de les distàncies Terra-Sol i Terra-Lluna. Com a a resultat la força gravitacional del Sol és de només un 46% la de la Lluna. Altres cossos celestes no exerceixen una força de marea significativa.
Les marees es poden representar com la suma de les oscil·lacions harmòniques amb aquests períodes, més les oscil·lacions harmòniques de tots les altres combinacions de períodes (com les desigualtats diaries). Cada oscil·lació, coneguda com marea constituent, té la seva amplitud, període i fase, que es poden extreure a partir d'observacions amb l'anàlisi harmònic. Centenars d'aquestes oscil·lacions han estat identificades, però en la majoria de les situacions i per les prediccions a un any és suficient incloure només la M2, S2, K1 i O1. Prediccions pràctiques produïdes en ordinadors per les taules de marees oficials usen molt més termes que aquests quatre, per exemple; l'Australian National Tidal Facility fa servir 115 termes per produir les taules de marea oficials d'Austràlia.
El factor de forma F es fa servir per classificar les marees. Es definieix
F = ( K1 + O1 ) / ( M2 + S2 )
on els símbols de les componentes indiquen les seves respectives amplituds. Es distingeixen 4 categories:
Figura 11.3
| Valor d'F | categoria |
|---|---|
| 0 - 0.25 | semidiurna |
| 0.25 - 1.5 | barreja, principalment semidiurna |
| 1.5 - 3 | barreja, principalment diurna |
| > 3 | diurna |
La figura 11.3 mostra exemples.
Les escales de les variacions del camp de forçes tenen dimensions globals. Només els cossos grans d'aigua poden adaptar-se directament a les marees. En una Terra sense rotació les marees serien ones estacionàries; tindrien la forma de seixes, és a dir, un moviment d'anada i tornada de l'aigua a través de línies de moviment vertical nul (nodes). En una Terra en rotació la marea es transforma en moviment al voltant dels punts de moviment vertical nul coneguts com punts anfidròmics.
L'animació compara el moviment d'una seixa amb el moviment de les marees al voltant d'un punt anfidròmic. Tingui's en compte que en una Terra en rotació les marees prenen la forma d'ones que es propaguen: l'ona es propaga al voltant del punt anfidròmic en sentit horari o antihorari.
Figura 11.4
Els detalls de la forma de l'ona de marea depenen de la configuració de les conques oceàniques i són difícils d'avaluar. Els models d'ordinador poden donar una descripció de l'ona a escala oceànica (Figura 11.4). Els seus resultats han de ser verificats amb les observacions de l'amplitud de les marees i el temps d'ocurrència de la marees alta i baixa. Les distorsions de l'ona sobre la plataforma continental causades per aigües poc profundes fan que sigui difícil avaluar els resultats per l'oceà obert. En aigües profundes l'amplitud de la marea poques vegades supera els 0.5 m.
Les marees en els mars marginals i badies no poden ser directament forçades; són co-oscil·lacions de marea generades pels moviments de marees en la conexió amb les conques oceàniques. Segons la mida del mar o la badia prenen la forma d'una seixa o giren al voltant d'un o més punts anfidròmics.
Figura 11.5
Si el forçament de la marea està en ressonància amb el període de la seixa pel mar o la badia, l'amplitud de la marea és amplificada i es poden fer enormes. Això produeix les amplituds de marees més altes de tots els oceans del món (14 m a la badia de Fundy a l'est de la costa de Canadà, 10 m a Saint-Malo a França, 8 m a la plataforma nord-oest d'Austràlia i a l'extrem nord del Golf de Califòrnia, a Mèxic; totes són principalment marea semidiurna). L'amplitud de les marees és llavors la més gran a l'extrem interior de la badia, d'acord amb les dinàmiques de seixes en conques obertes. Una amplificació modesta existeix en el golf de Spencer del Sud d'Austràlia, on l'amplitud de la marea durant les marees vives és de 3 m a l'extrem interior, mentre que és menys d'1 m a l'entrada del Golf.
La figura 11.5 mostra un exemple d'una co-oscil·lació de marea en una badia molt ampla. La marea es veu forçada a l'extrem obert per la marea oceànica, que té una amplitud de marea màxima (en marees vives) al voltant d'1 m. A causa de l'amplada de la conca, la força de Coriolis és capaç de donar forma a l'ona, produint punts anfidròmics al voltant dels quals l'ona es propaga. L'amplificació és particularment gran al llarg de les costes britàniques i al Canal de la Mancha.