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 hasta el 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 el cuerpo más masivo podría observarse tambaleándose ligeramente. Este es el caso del sistema Tierra-Luna , cuyo baricentro está ubicado en promedio a 4.671 km (2.902 mi) del centro de la Tierra, que es el 74% del radio de la Tierra de 6.378 km (3.963 mi). Cuando los dos cuerpos tienen masas similares, el baricentro generalmente estará ubicado 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 binarios y estrellas binarias . Cuando el objeto menos masivo está lejos, el baricentro puede ubicarse fuera del objeto más masivo. Este 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 entre ellos. [2]
En astronomía, las coordenadas baricéntricas son coordenadas no rotatorias cuyo origen está en el baricentro de dos o más cuerpos. El Sistema Internacional de Referencia Celeste (ICRS) es un sistema de coordenadas baricéntricas centrado en el baricentro del Sistema Solar .
El baricentro es uno de los focos de la órbita elíptica de cada cuerpo. Se trata de un concepto importante en los campos de la astronomía y la astrofísica . En un caso sencillo de dos cuerpos, la distancia desde el centro del primario hasta el baricentro, r 1 , viene dada por:
dónde :
El semieje mayor de la órbita del secundario, r 2 , está dado por r 2 = a − r 1 .
Cuando el baricentro está ubicado dentro de un cuerpo más masivo, dicho 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 mayor el principal y el menor el secundario.
Si m 1 ≫ m 2 —lo cual es cierto para el Sol y cualquier planeta— entonces la relación1/R1 se aproxima a:
Por lo 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 UA), el baricentro Sol-Júpiter estaría aproximadamente a 55.000 km del centro del Sol (1/R1 ≈ 0,08 ). Pero incluso si la Tierra tuvierala órbita de Eris (1,02 × 10 10 km, 68 UA), 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 en el mismo lado del Sol, el centro de masas combinado se encontraría a aproximadamente 1,17 radios solares, o un 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 dan como resultado 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 es posible que en algunos sistemas el baricentro se encuentre a veces dentro y a veces fuera del cuerpo más masivo. Esto ocurre cuando:
El sistema Sol-Júpiter, con e Júpiter = 0,0484, simplemente no califica: 1,05 < 1,07 > 0,954 .
En mecánica clásica (gravitación newtoniana), esta definición simplifica los cálculos y no introduce problemas conocidos. En 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 frecuencias de reloj en diferentes ubicaciones. Brumberg explica cómo establecer coordenadas baricéntricas en relatividad general. [8]
Los sistemas de coordenadas implican un tiempo mundial, es decir, una coordenada de tiempo global que podría establecerse por telemetría . Los relojes individuales de construcción similar no concordarán con este estándar, porque están sujetos a diferentes potenciales gravitacionales o se mueven a distintas velocidades, por lo que el tiempo mundial debe estar sincronizado con algún reloj ideal que se supone que está muy lejos de todo el sistema autogravitatorio. 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 osculadora baricéntrica no se ve tan afectada por la posición de Júpiter en su órbita de 11,8 años. [10]
El baricentro se encuentra a 1700 km por 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.
