En astronomía , el baricentro (o baricentro ; del griego antiguo βαρύς ( barús ) 'pesado' y κέντρον ( kéntron ) 'centro') [1] es el centro de masa de dos o más cuerpos que orbitan entre sí y es el punto alrededor del cual orbitan los cuerpos. Un baricentro es un punto dinámico , no un objeto físico. Es un concepto importante en campos como la astronomía y la astrofísica . La distancia desde el centro de masa de un cuerpo al baricentro se puede calcular como un problema de dos cuerpos .
Si uno de los dos cuerpos en órbita es mucho más masivo que el otro y los cuerpos están relativamente cerca uno del otro, el baricentro normalmente estará ubicado dentro del objeto más masivo. En este caso, en lugar de que los dos cuerpos parezcan orbitar un punto entre ellos, el cuerpo menos masivo parecerá orbitar alrededor del cuerpo más masivo, mientras que se podría observar que el cuerpo más masivo se tambalea ligeramente. Este es el caso del sistema Tierra-Luna , cuyo baricentro se encuentra en promedio a 4.671 km (2.902 millas) del centro de la Tierra, que es el 74% del radio de la Tierra de 6.378 km (3.963 millas). Cuando los dos cuerpos tienen masas similares, el baricentro generalmente estará situado entre ellos y ambos cuerpos orbitarán alrededor de él. Este es el caso de Plutón y Caronte , uno de los satélites naturales de Plutón , así como de muchos asteroides y estrellas binarias . Cuando el objeto menos masivo está lejos, el baricentro puede ubicarse fuera del objeto más masivo. Éste es el caso de Júpiter y el Sol ; A pesar de que el Sol es mil veces más masivo que Júpiter, su baricentro está ligeramente fuera del Sol debido a la distancia relativamente grande que los separa. [2]
En astronomía, las coordenadas baricéntricas son coordenadas no giratorias con origen en el baricentro de dos o más cuerpos. El Sistema Internacional de Referencia Celestial (ICRS) es un sistema de coordenadas baricéntrico centrado en el baricentro del Sistema Solar .
El baricentro es uno de los focos de la órbita elíptica de cada cuerpo. Este es un concepto importante en los campos de la astronomía y la astrofísica . En un caso simple de dos cuerpos, la distancia desde el centro del primario al baricentro, r 1 , viene dada por:
dónde :
El semieje mayor de la órbita del secundario, r 2 , viene dado por r 2 = a − r 1 .
Cuando el baricentro está ubicado dentro de un cuerpo más masivo, ese cuerpo parecerá "tambalearse" en lugar de seguir una órbita discernible.
La siguiente tabla muestra algunos ejemplos del Sistema Solar . Las cifras se dan redondeadas a tres cifras significativas . Los términos "primario" y "secundario" se utilizan para distinguir entre los participantes involucrados, siendo el más grande el primario y el más pequeño el secundario.
Si m 1 ≫ m 2 —lo cual es cierto para el Sol y cualquier planeta— entonces la relaciónr 1/R 1se aproxima a:
Por tanto, el baricentro del sistema Sol-planeta estará fuera del Sol sólo si:
—Es decir, donde el planeta es masivo y está lejos del Sol.
Si Júpiter tuviera la órbita de Mercurio (57.900.000 km, 0,387 AU), el baricentro Sol-Júpiter estaría aproximadamente a 55.000 km del centro del Sol (r 1/R 1≈ 0,08 ). Pero incluso si la Tierra tuviera la órbita de Eris (1,02 × 10 10 km, 68 AU), el baricentro Sol-Tierra todavía estaría dentro del Sol (a poco más de 30.000 km del centro).
Para calcular el movimiento real del Sol, sólo es necesario considerar los movimientos de los cuatro planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno). Las contribuciones de todos los demás planetas, planetas enanos, etc. son insignificantes. Si los cuatro planetas gigantes estuvieran en línea recta al mismo lado del Sol, el centro de masa combinado estaría a aproximadamente 1,17 radios solares, o poco más de 810.000 km, sobre la superficie del Sol. [7]
Los cálculos anteriores se basan en la distancia media entre los cuerpos y arrojan el valor medio r 1 . Pero todas las órbitas celestes son elípticas, y la distancia entre los cuerpos varía entre los ábsides , dependiendo de la excentricidad , e . Por lo tanto, la posición del baricentro también varía y en algunos sistemas es posible que el baricentro esté a veces dentro y a veces fuera del cuerpo más masivo. Esto ocurre donde:
El sistema Sol-Júpiter, con e Júpiter = 0,0484, simplemente no cumple los requisitos: 1,05 < 1,07 > 0,954 .
En mecánica clásica (gravitación newtoniana), esta definición simplifica los cálculos y no introduce problemas conocidos. En la relatividad general (gravitación Einsteiniana), surgen complicaciones porque, si bien es posible, dentro de aproximaciones razonables, definir el baricentro, encontramos que el sistema de coordenadas asociado no refleja completamente la desigualdad de las velocidades de reloj en diferentes ubicaciones. Brumberg explica cómo establecer coordenadas baricéntricas en la relatividad general. [8]
Los sistemas de coordenadas implican una hora mundial, es decir, una coordenada horaria global que podría establecerse mediante telemetría . Los relojes individuales de construcción similar no estarán de acuerdo con este estándar, porque están sujetos a diferentes potenciales gravitacionales o se mueven a varias velocidades, por lo que la hora mundial debe sincronizarse con algún reloj ideal que se supone que está muy lejos de la hora total. sistema gravitatorio. Este estándar de tiempo se llama tiempo de coordenadas baricéntricas (TCB).
Los elementos orbitales osculadores baricéntricos de algunos objetos del Sistema Solar son los siguientes: [9]
Para objetos con una excentricidad tan alta, las coordenadas baricéntricas son más estables que las coordenadas heliocéntricas para una época determinada porque la órbita osculante baricéntrica no se ve tan afectada por el lugar en el que se encuentra Júpiter en su órbita de 11,8 años. [10]
El baricentro se encuentra a 1700 km debajo de la superficie de la Tierra
(6370 km-1700 km).
El baricentro Sol-Júpiter se encuentra a 1,07 veces el radio del sol.
