Maré em satélites planetários diferenciados. Aplicação à Titã.

A maioria das teorias atuais de maré estão baseadas na teoria de Darwin, e tem como característica principal a introdução ad hoc do atraso tidal. Estas teorias predizem uma rotação estacionaria síncrona quando a órbita é circular, e um excesso de rotação (conhecido como super-sincronismo) quando a órbita é elítipca. Na teoria de Darwin, esse excesso é dado por ~6ne² (n é o movimento médio e e a excentricidade orbital), e é independente da natureza do corpo deformado. Recentemente, foi proposta uma nova teoria de maré, desenvolvida no IAG (Ferraz-Mello, Celest. Mech. Dyn. Astron. 116: 109, 2013). Usando uma linearização da equação de Navier-Stokes para um fluido com um número de Reynolds muito baixo, esta teoria estuda a deformação do corpo extenso, supondo que ela é proporcional ao stress. A constante de proporcionalidade g (chamada fator de relaxação), depende inversamente da viscosidade. O excesso de rotação predito nesta teoria é ~6ne²g²/(n²+g²). Todas estas teorias adotam a hipótese da homogeneidade do corpo deformado. Porém, corpos celestes reais, como os satélites do Sistema Solar Europa, Encélado ou Titã, apresentam uma estrutura de camadas, com um oceano interno que possibilita a rotação independente entre a crosta e o núcleo, impossibilitando aplicar as teorias atuais a este tipo de problemas. Nesta tese estendemos a teoria de maré por fluência, ou creep tide theory, para corpos não homogêneos diferenciados. Desenvolvendo um modelo para duas camadas, estudamos a evolução rotacional, assim como as soluções estacionárias quando, além das forças de maré, incluímos as possíveis forças de interação entre as camadas, como o acoplamento gravitacional e a fricção. Posteriormente, aplicamos a teoria a Titã, adicionando a interação crosta-atmosfera e considerando a existência de um oceano interno. Finalmente, desenvolvemos a teoria de maré de Darwin para corpos não homogêneos diferenciado e comparamos com a teoria de maré por fluência.