潮汐锁定

潮汐锁定发生在一对共同轨道的天体之间，当其中一个物体达到一种状态时，其旋转速率在整个轨道过程中不再有任何净变化。 在潮汐锁定的物体拥有同步旋转的情况下，该物体绕其自身轴旋转所需的时间与绕其伙伴旋转所需的时间一样长。 例如，月球的同一面总是面向地球，尽管由于月球的轨道不是完美的圆形而存在一些变化。 通常，只有卫星被潮汐锁定在较大的天体上。 然而，如果两个天体之间的质量差和它们之间的距离都相对较小，则每个天体都可能被对方潮汐锁定； 冥王星和卡戎就是这种情况。 潮汐锁定过程的替代名称是重力锁定、捕获旋转和自旋轨道锁定。

当两个物体之间的引力相互作用减慢物体的旋转直到它被潮汐锁定时，就会在两个物体之间产生这种效应。 在数百万年的时间里，由于能量交换和散热，相互作用力的轨道和旋转速率发生了变化。 当其中一个天体在一个完整的轨道上达到其旋转速率不再有任何净变化的状态时，它被称为潮汐锁定。 物体倾向于保持这种状态，因为离开它需要将能量重新添加到系统中。 该物体的轨道可能会随着时间的推移而移动，以解除潮汐锁定，例如，如果一颗巨大的行星扰动了该物体。

并非所有潮汐锁定都涉及同步旋转。 以水星为例，这颗被潮汐锁定的行星每绕太阳两圈就完成三圈自转，即 3:2 自旋轨道共振。 在轨道近似圆形且天体自转轴没有明显倾斜的特殊情况下，例如月球，潮汐锁定导致旋转物体的同一半球始终面向其伙伴。但是，在这种情况下 身体的完全相同部分并不总是在所有轨道上都面向伴侣。 由于锁定物体的轨道速度及其旋转轴的倾斜度的变化，可能会有一些偏移。

考虑一对共轨物体 A 和 B。将物体 B 潮汐地锁定到较大的物体 A 所需的旋转速率的变化是由 A 的引力施加在它通过潮汐在 B 上引起的凸起上的扭矩引起的 势力。

物体 A 对 B 的引力将随距离而变化，在离 A 最近的表面上xxx，在最远的表面上最小。 这会在物体 B 上产生一个重力梯度，这会稍微扭曲其平衡形状。 物体 B 的主体将沿着朝向 A 的轴伸长，相反，在垂直于该轴的方向上尺寸会略微减小。 拉长的扭曲被称为潮汐隆起。 （对于固体地球，这些凸起的位移可达 0.4 米或 1 英尺 4 英寸左右。）当 B 尚未被潮汐锁定时，凸起由于轨道运动而在其表面上移动，两个高潮汐之一 凸起靠近身体 A 的头顶位置。 对于由于自引力而接近球形的大型天体，潮汐畸变会产生略长的椭球体，即沿其主轴伸长的轴对称椭球体。 较小的物体也会出现变形，但这种变形不太规律。

B 的材料对这种由潮汐力引起的周期性重塑具有抵抗力。 实际上，需要一些时间才能将 B 重塑为重力平衡形状，此时形成的凸起已经被 B 的旋转带离 A-B 轴一段距离。 从空间的有利位置看，xxx凸起延伸的点偏离朝向 A 的轴。如果 B 的自转周期短于其公转周期，则凸起在朝向 A 的轴前移动 旋转方向，而如果 B 的旋转周期较长，则凸起反而滞后。

由于凸起现在偏离了 A-B 轴，A 对其中质量的引力对 B 施加了扭矩。面向 A 的凸起上的扭矩使 B 的旋转与其方向一致 轨道周期，而背向 A 的背面凸起则相反。 然而，面向 A 的一侧的凸起比背面的凸起更靠近 A，距离大约为 B 的直径，因此会受到稍强的重力和扭矩。 因此，两个凸起产生的净扭矩始终位于使 B 的旋转与其轨道周期同步的方向，最终导致潮汐锁定。

整个 A-B 系统的角动量在这个过程中是守恒的。