marés solares

Para calcular a amplitude das marés solares, dois poços imaginários são construídos desde a superfície até o centro da Terra. Uma é paralela à linha que une a Terra e o Sol e a outra é perpendicular.

A força e a aceleração sentidas pela água no poço perpendicular são quase paralelas ao eixo Terra-Sol, mas não exatamente. A razão é que o Sol está a uma distância finita e as forças são direcionadas para o centro do Sol e não são completamente paralelas. Calculemos a componente da aceleração da gravidade perpendicular ao eixo Terra-Sol, , experimentada pela água localizada a uma distância do centro da Terra. Sem mais delongas do que projetar o vetor aceleração, chegamos a:

Aqui, é a aceleração devido à atração do Sol:

Nesta última fórmula, é a massa do Sol e é a distância da Terra ao Sol. Por sua vez, a componente perpendicular ao eixo é:.

Essa aceleração varia linearmente entre o centro da Terra e a superfície. O valor médio é obtido substituindo por , onde é o raio da Terra. Essa aceleração adiciona “peso” adicional à coluna d'água do poço e faz com que a pressão no fundo aumente em uma quantidade, onde está a densidade da água. Este aumento de pressão, transmitido à superfície do oceano, corresponde a uma variação do nível do oceano dada pela fórmula (onde é a aceleração da gravidade da Terra):

O cálculo numérico dá uma variação de 8,14 cm.

Passaremos agora a calcular a diminuição da aceleração da gravidade causada pelo Sol em um ponto localizado distante do centro da Terra. Adicionando esta distância adicional à fórmula da aceleração gravitacional:

A primeira adenda corresponde à aceleração de um corpo localizado à distância . Portanto, a diminuição na aceleração é:.

Por sua vez, a aceleração média é:.

A variação da pressão é, como no caso anterior, , então:.

Esta aceleração dá um aumento na altura do oceano em 16,28 cm.

Com a soma dos dois efeitos, o semi-eixo maior do elipsóide é 24,4 cm maior que o semi-eixo menor. À medida que a Terra gira, um ponto no equador vê a altura do mar atingir um máximo (maré alta) duas vezes por dia: cada vez que esse ponto passa pelo semieixo maior. Da mesma forma, cada vez que o ponto passa por um semieixo menor, a altura do mar passa por um mínimo (maré baixa). Embora a diferença obtida entre a maré alta e a maré baixa seja de 24,4 cm, não devemos esquecer que esta é apenas a parte devida ao Sol e que os continentes ou a inclinação do eixo de rotação da Terra não foram levados em consideração. A variação da altura do mar pode ser aproximada por uma sinusóide com período de 12 horas.

marés lunares

A Lua gira em torno da Terra, mas esta não é estacionária. Na realidade, tanto a Lua como a Terra giram em torno do centro de massa das duas estrelas. Este ponto está localizado a aproximadamente 4.670 km do centro da Terra, ou seja, a cerca de 1.700 km de profundidade, sob o local da superfície terrestre que se move de oeste para leste com o movimento de translação lunar, onde a atração do nosso satélite é maior em um determinado momento. A Lua tem massa kg e está a uma distância média da Terra de m.

O cálculo das marés lunares é semelhante ao cálculo das marés solares. Basta substituir a massa e a distância do Sol pelas da Lua. A diferença de altura do oceano devido ao não paralelismo das forças é:.

O cálculo numérico nos dá uma variação de 17,9 cm.

A diferença na altura do oceano causada pela diferença na atração devido às diferentes distâncias da Lua é:.

O cálculo numérico nos dá uma variação de 35,6 cm.

A diferença de comprimento entre o semi-eixo maior e o semi-eixo menor do elipsóide devido às marés lunares de 35,6 cm. Portanto, a amplitude das marés lunares é aproximadamente o dobro da amplitude das marés solares. Quanto às marés solares, a variação da altura do mar num ponto da superfície da Terra pode ser aproximada por uma sinusóide. Desta vez, o período é de 12 horas, 25 minutos e 10 s.

Marés vivas e marés mortas

O elipsóide devido às marés solares tem o longo eixo direcionado para o Sol. O elipsóide devido às marés lunares tem o longo eixo direcionado para a Lua. À medida que a Lua gira em torno da Terra, os eixos principais dos elipsóides não giram na mesma velocidade. No que diz respeito às estrelas, o período de rotação do elipsóide solar é de um ano. O elipsóide da Lua tem 27,32 dias. O resultado é que os eixos dos dois elipsóides se aproximam a cada 14,7652943 dias. Quando os eixos principais dos dois elipsóides estão alinhados, a amplitude das marés é máxima e são chamadas de marés vivas ou marés sizígias. Isso acontece em luas novas e luas cheias. Por outro lado, quando o eixo maior de cada elipsóide está alinhado com o eixo menor do outro, a amplitude da maré é mínima. Isso acontece nos últimos trimestres e nos primeiros trimestres. Essas marés são chamadas de marés mortas ou marés quadradas.

Inclinação do eixo da Terra

Até agora, o facto de o eixo de rotação da Terra estar inclinado cerca de 23,27° em relação à eclíptica (o plano que contém a órbita da Terra e do Sol) foi ignorado. Além disso, o plano da órbita da Lua está inclinado cerca de 5,145° em relação à eclíptica. Isso significa que o Sol ocupa posições que variam de 23,44_Xizang "(2344) Xizang")° norte do plano equatorial a 23,44° sul do mesmo plano. A Lua pode ocupar posições de 28,6° a -28,6°. A consequência disto é que os eixos maiores dos elipsóides utilizados raramente coincidem com o plano do equador da Terra.

Na imagem à direita, o ponto A está na maré alta. Quando ocorrer a próxima preia-mar, 12 horas, 25 minutos e 10 segundos depois, o mesmo ponto estará em B. Esta preia-mar será mais baixa que a preia-mar anterior e subsequente.

Esta alternância diurna entre preia-mares grandes e pequenas sugere a soma de duas periodicidades: uma diurna e outra semidiurna. Falamos então de maremotos diurnos e semidiurnos, tanto lunares quanto solares. Isto corresponde a um modelo matemático e não à realidade física.

Observe que o ponto u e locais mais ao norte veem apenas uma maré alta por dia. Quando deveriam estar na maré baixa, eles ainda estão do mesmo lado do elipsóide. Uma situação semelhante ocorre no Hemisfério Sul. Matematicamente, a amplitude da onda semidiurna é muito pequena para criar máximos ou mínimos adicionais.

As marés são máximas quando as duas marés altas são iguais. Isso só acontece quando o eixo maior dos elipsóides é paralelo ao plano equatorial. Isto é, quando o sol está no plano equatorial. Isso ocorre durante os equinócios. As marés do equinócio são as mais altas do ano.

Outras causas de variação

Vários fatores adicionais também contribuem para a amplitude das marés:

Influência dos continentes

No cálculo simplificado realizado, em que a Terra não possui continentes e é coberta por uma hidrosfera contínua, a distância entre as duas posições de maré alta é de 20.000 km. A área oceânica cujo nível é superior ao valor médio tem um diâmetro de 10.000 km. Esta distância é maior que a distância entre a América e a Europa ou África e corresponde à largura do Oceano Pacífico. Para que um oceano inteiro como o Atlântico ou o Pacífico subisse de nível, o seu conteúdo total de água teria de aumentar. Como os continentes impedem esse movimento lateral de todo o oceano, o modelo de ondas semidiurnas não corresponde à realidade.

Na imagem à direita você pode ver que a altura dos oceanos não acompanha uma onda que se move da direita para a esquerda (em direção ao oeste). O deslocamento da água e dos máximos e mínimos é muito mais complicado.

Num modelo sem continentes, as linhas cotidais coincidem com os meridianos. Na imagem colorida à direita, estão representadas as linhas cotidais do planisfério e a cor de fundo corresponde à amplitude das marés. Estas linhas cotidais correspondem a uma situação astronómica particular (Lua crescente, equinócios, etc.) e mudam com o tempo. Nas duas imagens observa-se que existem linhas cotidais que convergem para pontos anfidrômicos, nos quais a amplitude da maré é igual a zero.

A situação é ainda mais acentuada nos mares interiores, cujas dimensões são ainda menores que as dos oceanos. Assim, o Atlântico não pode encher ou esvaziar o Mar Mediterrâneo através do Estreito de Gibraltar. As águas do Mediterrâneo só podem mover-se para leste ou oeste, subindo numa extremidade e descendo na outra. O resultado final é complicado pela forma das costas que limitam e desviam este movimento lateral.

Em maior ou menor grau, todos os mares interiores e mares abertos (embora em menor grau) apresentam movimento circular, tanto nas correntes oceânicas como nas correntes de maré, e estas correntes podem girar no sentido horário nas latitudes intertropicais do Hemisfério Norte e no sentido anti-horário na zona temperada do Hemisfério Norte. No caso do hemisfério sul, estes movimentos de rotação são invertidos, embora neste caso não possamos falar de mares, mas é a mesma situação com porções latitudinais dos próprios oceanos.

As marés nas costas

Como foi visto, a amplitude das marés em alto mar é inferior a 1 metro. Por outro lado, perto da costa a amplitude é geralmente maior e em alguns casos atinge ou ultrapassa os 10 m. A tabela a seguir mostra alguns dos locais onde ocorrem grandes marés.[6] Apenas um local foi listado por área.

Explica-se agora como uma maré de menos de um metro no mar pode criar uma maré de vários metros na costa. O motivo é a ressonância “Ressonância (mecânica)”) da camada de água localizada na plataforma continental. Esta camada é rasa (menos de 200 m) e, em alguns casos, tem grande extensão até o talude continental. Por exemplo, o Canal da Mancha é um lençol de água com 500 km de comprimento (desde a entrada do Pas de Calais), 150 km de largura e apenas 100 m de profundidade. Em escala, isso corresponde a um corpo d'água com 50 m de comprimento e 1 cm de profundidade. Quando o nível do mar sobe na entrada, a água entra no Canal da Mancha. Como a extensão é grande e a profundidade pequena, a velocidade da água aumenta para cerca de 4 a 5 kn "Nó (unidade)") (2 a 2,5 m/s). Alcançar essa velocidade leva tempo (cerca de três horas no caso do Canal da Mancha), mas parar também requer um período semelhante. Uma vez lançada, a água continua avançando, passando mais três horas até parar e inverter sua direção. O comportamento oscilatório se deve à inércia e ao atraso que a camada de água tem em responder à excitação: a variação da altura do oceano além do talude continental. A maré será maior dependendo se o período de oscilação da própria zona estiver mais próximo do período de excitação externa, que é de 12 horas e 25 minutos.

Na imagem à esquerda você pode ver as linhas cotidais no Canal da Mancha. Os números em cada linha correspondem ao atraso da maré alta em relação a uma referência. Observe que há uma diferença de 6 horas entre as marés altas na entrada do Canal da Mancha e no Pas de Calais. Há também seis horas entre a entrada do Canal da Mancha e o Mar da Irlanda (entre a Irlanda e a Inglaterra). Existe um ponto anfidrômico (em laranja) na entrada do Mar do Norte, em frente à Holanda.

O período de oscilação da Baía de Fundy, no Canadá, é de treze horas. Por estar muito próximo do período de excitação, as marés são muito grandes. Pelo contrário, quando o período próprio se afasta das 12,4 horas, as amplitudes das marés são menores. O período adequado de oscilação depende da forma da costa e da profundidade e comprimento da plataforma continental.

Nas áreas próximas ao equador terrestre, as marés costumam ser muito fracas, quase imperceptíveis, exceto na foz dos rios, onde a subida das águas do mar pode dar origem ao represamento das águas dos rios, produzindo uma onda a montante quando as cristas da maré enchente quebram contra a água dos rios. Essa onda produz um ruído característico denominado macareo no delta do Orinoco e pororoca no rio Amazonas.

A razão da baixa amplitude das marés na zona intertropical é porque é a área onde os efeitos do movimento de rotação da Terra são maiores devido à força centrífuga gerada por esse movimento. Devido à força centrífuga, o nível do mar é muito mais elevado no equador do que nas zonas temperadas e, sobretudo, nas zonas polares. Como é óbvio, a maior altura das águas equatoriais devido à força centrífuga impede que as marés sejam claramente perceptíveis, pois esta força centrífuga é exercida igualmente em toda a circunferência equatorial enquanto as marés apenas aumentam aquele nível onde se localiza a passagem da Lua e do Sol, e é um aumento de nível muito menor.

Contenido

La explicación completa del mecanismo de las mareas, con todas las periodicidades, es extremadamente larga y complicada. Así que se comenzará empleando todas las simplificaciones posibles para luego acercarse a la realidad suprimiendo algunas de estas simplificaciones.

Se considerará que la Tierra es una esfera sin continentes rodeada por una hidrosfera y que gira alrededor del Sol en una trayectoria elíptica sin girar sobre su eje. Por ahora no se tendrá en cuenta la Luna.

Cuando un astro está en órbita alrededor de otro, la fuerza de atracción gravitacional entre los dos viene dada por la ley de gravitación de Newton:.

donde:.

Esta fuerza de atracción es la fuerza centrípeta que hace que el astro describa una circunferencia.

donde:.

El valor de la aceleración de gravedad debida al Sol es exactamente el que corresponde a una órbita con la velocidad angular y con el centro de masas terrestre a una distancia del Sol. Todas las partes de la Tierra tienen la misma velocidad angular alrededor del Sol, pero no están a la misma distancia. Las que están más lejos del centro de masas estarán sometidas a una aceleración de gravedad menor y la que están a una distancia inferior, a una aceleración mayor.

Existe otra fuerza, del mismo orden de magnitud, debida al hecho de que las fuerzas de atracción convergen hacia el centro del Sol, que se encuentra situado a una distancia finita. Se describirá más adelante.

En algunas fuentes se comete el error de añadir las aceleraciones centrífugas. Si se opta por utilizar un sistema de referencia inercial (inmóvil respecto a las estrellas), no se deben tener en cuenta las fuerzas centrífugas, que son fuerzas ficticias y que sólo aparecen en sistemas de referencia acelerados. Un observador en la Tierra ve fuerzas centrífugas porque la Tierra está en caída libre hacia el Sol. En cambio, para un observador exterior fijo, solo existen las fuerzas reales, como la fuerza de atracción que constituye la fuerza centrípeta.[5]​.

El resultado de este pequeño desequilibrio de fuerzas es que el agua de los océanos situada en el lado opuesto al Sol siente una fuerza que la empuja hacia el exterior de la órbita, mientras que el agua situada en el lado orientado hacia el Sol siente una fuerza que la empuja hacia dicho astro. La consecuencia es que la esfera de agua que recubre a la Tierra se alarga ligeramente y se transforma en un elipsoide de revolución, cuyo eje mayor está dirigido hacia el Sol. Se verá que este alargamiento relativo es muy pequeño: del orden de uno entre diez millones.

marés solares

Para calcular a amplitude das marés solares, dois poços imaginários são construídos desde a superfície até o centro da Terra. Uma é paralela à linha que une a Terra e o Sol e a outra é perpendicular.

A força e a aceleração sentidas pela água no poço perpendicular são quase paralelas ao eixo Terra-Sol, mas não exatamente. A razão é que o Sol está a uma distância finita e as forças são direcionadas para o centro do Sol e não são completamente paralelas. Calculemos a componente da aceleração da gravidade perpendicular ao eixo Terra-Sol, , experimentada pela água localizada a uma distância do centro da Terra. Sem mais delongas do que projetar o vetor aceleração, chegamos a:

Aqui, é a aceleração devido à atração do Sol:

Nesta última fórmula, é a massa do Sol e é a distância da Terra ao Sol. Por sua vez, a componente perpendicular ao eixo é:.

Essa aceleração varia linearmente entre o centro da Terra e a superfície. O valor médio é obtido substituindo por , onde é o raio da Terra. Essa aceleração adiciona “peso” adicional à coluna d'água do poço e faz com que a pressão no fundo aumente em uma quantidade, onde está a densidade da água. Este aumento de pressão, transmitido à superfície do oceano, corresponde a uma variação do nível do oceano dada pela fórmula (onde é a aceleração da gravidade da Terra):

O cálculo numérico dá uma variação de 8,14 cm.

Passaremos agora a calcular a diminuição da aceleração da gravidade causada pelo Sol em um ponto localizado distante do centro da Terra. Adicionando esta distância adicional à fórmula da aceleração gravitacional:

A primeira adenda corresponde à aceleração de um corpo localizado à distância . Portanto, a diminuição na aceleração é:.

Por sua vez, a aceleração média é:.

A variação da pressão é, como no caso anterior, , então:.

Esta aceleração dá um aumento na altura do oceano em 16,28 cm.

Com a soma dos dois efeitos, o semi-eixo maior do elipsóide é 24,4 cm maior que o semi-eixo menor. À medida que a Terra gira, um ponto no equador vê a altura do mar atingir um máximo (maré alta) duas vezes por dia: cada vez que esse ponto passa pelo semieixo maior. Da mesma forma, cada vez que o ponto passa por um semieixo menor, a altura do mar passa por um mínimo (maré baixa). Embora a diferença obtida entre a maré alta e a maré baixa seja de 24,4 cm, não devemos esquecer que esta é apenas a parte devida ao Sol e que os continentes ou a inclinação do eixo de rotação da Terra não foram levados em consideração. A variação da altura do mar pode ser aproximada por uma sinusóide com período de 12 horas.

marés lunares

A Lua gira em torno da Terra, mas esta não é estacionária. Na realidade, tanto a Lua como a Terra giram em torno do centro de massa das duas estrelas. Este ponto está localizado a aproximadamente 4.670 km do centro da Terra, ou seja, a cerca de 1.700 km de profundidade, sob o local da superfície terrestre que se move de oeste para leste com o movimento de translação lunar, onde a atração do nosso satélite é maior em um determinado momento. A Lua tem massa kg e está a uma distância média da Terra de m.

O cálculo das marés lunares é semelhante ao cálculo das marés solares. Basta substituir a massa e a distância do Sol pelas da Lua. A diferença de altura do oceano devido ao não paralelismo das forças é:.

O cálculo numérico nos dá uma variação de 17,9 cm.

A diferença na altura do oceano causada pela diferença na atração devido às diferentes distâncias da Lua é:.

O cálculo numérico nos dá uma variação de 35,6 cm.

A diferença de comprimento entre o semi-eixo maior e o semi-eixo menor do elipsóide devido às marés lunares de 35,6 cm. Portanto, a amplitude das marés lunares é aproximadamente o dobro da amplitude das marés solares. Quanto às marés solares, a variação da altura do mar num ponto da superfície da Terra pode ser aproximada por uma sinusóide. Desta vez, o período é de 12 horas, 25 minutos e 10 s.

Marés vivas e marés mortas

O elipsóide devido às marés solares tem o longo eixo direcionado para o Sol. O elipsóide devido às marés lunares tem o longo eixo direcionado para a Lua. À medida que a Lua gira em torno da Terra, os eixos principais dos elipsóides não giram na mesma velocidade. No que diz respeito às estrelas, o período de rotação do elipsóide solar é de um ano. O elipsóide da Lua tem 27,32 dias. O resultado é que os eixos dos dois elipsóides se aproximam a cada 14,7652943 dias. Quando os eixos principais dos dois elipsóides estão alinhados, a amplitude das marés é máxima e são chamadas de marés vivas ou marés sizígias. Isso acontece em luas novas e luas cheias. Por outro lado, quando o eixo maior de cada elipsóide está alinhado com o eixo menor do outro, a amplitude da maré é mínima. Isso acontece nos últimos trimestres e nos primeiros trimestres. Essas marés são chamadas de marés mortas ou marés quadradas.

Inclinação do eixo da Terra

Até agora, o facto de o eixo de rotação da Terra estar inclinado cerca de 23,27° em relação à eclíptica (o plano que contém a órbita da Terra e do Sol) foi ignorado. Além disso, o plano da órbita da Lua está inclinado cerca de 5,145° em relação à eclíptica. Isso significa que o Sol ocupa posições que variam de 23,44_Xizang "(2344) Xizang")° norte do plano equatorial a 23,44° sul do mesmo plano. A Lua pode ocupar posições de 28,6° a -28,6°. A consequência disto é que os eixos maiores dos elipsóides utilizados raramente coincidem com o plano do equador da Terra.

Na imagem à direita, o ponto A está na maré alta. Quando ocorrer a próxima preia-mar, 12 horas, 25 minutos e 10 segundos depois, o mesmo ponto estará em B. Esta preia-mar será mais baixa que a preia-mar anterior e subsequente.

Esta alternância diurna entre preia-mares grandes e pequenas sugere a soma de duas periodicidades: uma diurna e outra semidiurna. Falamos então de maremotos diurnos e semidiurnos, tanto lunares quanto solares. Isto corresponde a um modelo matemático e não à realidade física.

Observe que o ponto u e locais mais ao norte veem apenas uma maré alta por dia. Quando deveriam estar na maré baixa, eles ainda estão do mesmo lado do elipsóide. Uma situação semelhante ocorre no Hemisfério Sul. Matematicamente, a amplitude da onda semidiurna é muito pequena para criar máximos ou mínimos adicionais.

As marés são máximas quando as duas marés altas são iguais. Isso só acontece quando o eixo maior dos elipsóides é paralelo ao plano equatorial. Isto é, quando o sol está no plano equatorial. Isso ocorre durante os equinócios. As marés do equinócio são as mais altas do ano.

Outras causas de variação

Vários fatores adicionais também contribuem para a amplitude das marés:

Influência dos continentes

No cálculo simplificado realizado, em que a Terra não possui continentes e é coberta por uma hidrosfera contínua, a distância entre as duas posições de maré alta é de 20.000 km. A área oceânica cujo nível é superior ao valor médio tem um diâmetro de 10.000 km. Esta distância é maior que a distância entre a América e a Europa ou África e corresponde à largura do Oceano Pacífico. Para que um oceano inteiro como o Atlântico ou o Pacífico subisse de nível, o seu conteúdo total de água teria de aumentar. Como os continentes impedem esse movimento lateral de todo o oceano, o modelo de ondas semidiurnas não corresponde à realidade.

Na imagem à direita você pode ver que a altura dos oceanos não acompanha uma onda que se move da direita para a esquerda (em direção ao oeste). O deslocamento da água e dos máximos e mínimos é muito mais complicado.

Num modelo sem continentes, as linhas cotidais coincidem com os meridianos. Na imagem colorida à direita, estão representadas as linhas cotidais do planisfério e a cor de fundo corresponde à amplitude das marés. Estas linhas cotidais correspondem a uma situação astronómica particular (Lua crescente, equinócios, etc.) e mudam com o tempo. Nas duas imagens observa-se que existem linhas cotidais que convergem para pontos anfidrômicos, nos quais a amplitude da maré é igual a zero.

A situação é ainda mais acentuada nos mares interiores, cujas dimensões são ainda menores que as dos oceanos. Assim, o Atlântico não pode encher ou esvaziar o Mar Mediterrâneo através do Estreito de Gibraltar. As águas do Mediterrâneo só podem mover-se para leste ou oeste, subindo numa extremidade e descendo na outra. O resultado final é complicado pela forma das costas que limitam e desviam este movimento lateral.

Em maior ou menor grau, todos os mares interiores e mares abertos (embora em menor grau) apresentam movimento circular, tanto nas correntes oceânicas como nas correntes de maré, e estas correntes podem girar no sentido horário nas latitudes intertropicais do Hemisfério Norte e no sentido anti-horário na zona temperada do Hemisfério Norte. No caso do hemisfério sul, estes movimentos de rotação são invertidos, embora neste caso não possamos falar de mares, mas é a mesma situação com porções latitudinais dos próprios oceanos.

As marés nas costas

Como foi visto, a amplitude das marés em alto mar é inferior a 1 metro. Por outro lado, perto da costa a amplitude é geralmente maior e em alguns casos atinge ou ultrapassa os 10 m. A tabela a seguir mostra alguns dos locais onde ocorrem grandes marés.[6] Apenas um local foi listado por área.

Explica-se agora como uma maré de menos de um metro no mar pode criar uma maré de vários metros na costa. O motivo é a ressonância “Ressonância (mecânica)”) da camada de água localizada na plataforma continental. Esta camada é rasa (menos de 200 m) e, em alguns casos, tem grande extensão até o talude continental. Por exemplo, o Canal da Mancha é um lençol de água com 500 km de comprimento (desde a entrada do Pas de Calais), 150 km de largura e apenas 100 m de profundidade. Em escala, isso corresponde a um corpo d'água com 50 m de comprimento e 1 cm de profundidade. Quando o nível do mar sobe na entrada, a água entra no Canal da Mancha. Como a extensão é grande e a profundidade pequena, a velocidade da água aumenta para cerca de 4 a 5 kn "Nó (unidade)") (2 a 2,5 m/s). Alcançar essa velocidade leva tempo (cerca de três horas no caso do Canal da Mancha), mas parar também requer um período semelhante. Uma vez lançada, a água continua avançando, passando mais três horas até parar e inverter sua direção. O comportamento oscilatório se deve à inércia e ao atraso que a camada de água tem em responder à excitação: a variação da altura do oceano além do talude continental. A maré será maior dependendo se o período de oscilação da própria zona estiver mais próximo do período de excitação externa, que é de 12 horas e 25 minutos.

Na imagem à esquerda você pode ver as linhas cotidais no Canal da Mancha. Os números em cada linha correspondem ao atraso da maré alta em relação a uma referência. Observe que há uma diferença de 6 horas entre as marés altas na entrada do Canal da Mancha e no Pas de Calais. Há também seis horas entre a entrada do Canal da Mancha e o Mar da Irlanda (entre a Irlanda e a Inglaterra). Existe um ponto anfidrômico (em laranja) na entrada do Mar do Norte, em frente à Holanda.

O período de oscilação da Baía de Fundy, no Canadá, é de treze horas. Por estar muito próximo do período de excitação, as marés são muito grandes. Pelo contrário, quando o período próprio se afasta das 12,4 horas, as amplitudes das marés são menores. O período adequado de oscilação depende da forma da costa e da profundidade e comprimento da plataforma continental.

Nas áreas próximas ao equador terrestre, as marés costumam ser muito fracas, quase imperceptíveis, exceto na foz dos rios, onde a subida das águas do mar pode dar origem ao represamento das águas dos rios, produzindo uma onda a montante quando as cristas da maré enchente quebram contra a água dos rios. Essa onda produz um ruído característico denominado macareo no delta do Orinoco e pororoca no rio Amazonas.

A razão da baixa amplitude das marés na zona intertropical é porque é a área onde os efeitos do movimento de rotação da Terra são maiores devido à força centrífuga gerada por esse movimento. Devido à força centrífuga, o nível do mar é muito mais elevado no equador do que nas zonas temperadas e, sobretudo, nas zonas polares. Como é óbvio, a maior altura das águas equatoriais devido à força centrífuga impede que as marés sejam claramente perceptíveis, pois esta força centrífuga é exercida igualmente em toda a circunferência equatorial enquanto as marés apenas aumentam aquele nível onde se localiza a passagem da Lua e do Sol, e é um aumento de nível muito menor.