En astronomía , una luna interior o satélite natural interior es un satélite natural que sigue una órbita prograda de baja inclinación hacia el interior de los grandes satélites del planeta padre. En general, se cree que se formaron in situ al mismo tiempo que la coalescencia del planeta original. Las lunas de Neptuno son una excepción, ya que es probable que sean reagregaciones de los trozos de los cuerpos originales, que se rompieron después de la captura de la gran luna Tritón . [1] Los satélites interiores se distinguen de otros satélites regulares por su proximidad al planeta padre , sus cortos períodos orbitales (normalmente inferiores a un día), su baja masa, su pequeño tamaño y sus formas irregulares.
Actualmente se conocen treinta satélites interiores que orbitan alrededor de los cuatro planetas gigantes ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ). Debido a su pequeño tamaño y al resplandor del planeta cercano, pueden ser muy difíciles de observar desde la Tierra. Algunos, como Pan y Dafnis en Saturno, solo han sido observados por naves espaciales.
El primer satélite interior que se observó fue Amaltea , descubierto por EE Barnard en 1892. A continuación fueron las lunas saturninas Epimeteo y Jano , observadas en 1966. Estas dos lunas comparten la misma órbita , y la confusión resultante sobre su estado no se resolvió hasta el sobrevuelo de la Voyager 1 en 1980. La mayoría de los satélites interiores restantes fueron descubiertos por las naves espaciales Voyager 1 y Voyager 2 durante sus sobrevuelos de Júpiter (1979), Saturno (1980), Urano (1986) y Neptuno (1989).
En años más recientes, la nave espacial Cassini descubrió otros satélites interiores orbitando Saturno entre 2005 y 2009, y el telescopio espacial Hubble orbitando Urano (2003) y Neptuno (2013) .
Todos los satélites interiores siguen órbitas progradas casi circulares. La excentricidad media es de 0,0012, mientras que el satélite interior más excéntrico es Tebas, con e=0,0177. Su inclinación respecto de los planos ecuatoriales de sus planetas también es muy baja. Todos, salvo uno, tienen inclinaciones inferiores a un grado; la mediana es de 0,1°. Náyade, la luna más cercana a Neptuno, es la excepción, ya que tiene una inclinación de 4,75° respecto del ecuador de Neptuno.
Los satélites más internos orbitan dentro de los anillos planetarios, dentro del límite fluido de Roche , y solo la resistencia interna y la fricción de sus materiales evitan que se desgarren por las fuerzas de marea. Esto significa que, si se colocara una piedra en la parte del satélite más alejada del planeta, la fuerza de marea hacia afuera es más fuerte que la gravedad del satélite hacia el planeta, por lo que la piedra caería hacia arriba. Es por eso que las fotos de estos satélites muestran que están completamente limpios de piedras, polvo y rocas.
Los casos más extremos son la luna Pan de Saturno , que orbita dentro de los anillos a solo el 70% de su límite de Roche fluido, así como la luna Naiad de Neptuno . La densidad de Naiad es desconocida, por lo que su límite de Roche preciso también es desconocido, pero si su densidad fuera inferior a 1100 kg/m 3 se encontraría en una fracción aún menor de su límite de Roche que Pan.
Los satélites que tienen un período orbital más corto que el período de rotación de su planeta experimentan una desaceleración de marea , lo que provoca un avance en espiral muy gradual hacia el planeta. En un futuro lejano, estas lunas impactarán con el planeta o penetrarán lo suficientemente profundamente dentro de su límite de Roche como para ser destrozadas por las mareas en fragmentos. Las lunas afectadas son Metis y Adrastea en Júpiter, y la mayoría de las lunas interiores de Urano y Neptuno, hasta Perdita y Larisa , respectivamente. Sin embargo, ninguna de las lunas de Saturno experimenta este efecto porque Saturno es un rotador relativamente muy rápido.
Los satélites interiores son pequeños en comparación con las lunas principales de sus respectivos planetas. Todos son demasiado pequeños para haber alcanzado una forma esferoidal colapsada gravitacionalmente. Muchos son muy alargados, como por ejemplo Amaltea, que tiene el doble de largo que de ancho. Con mucho, el más grande de los satélites interiores es Proteus, que tiene unos 440 km de diámetro en su dimensión más larga y es casi esférico, pero no lo suficientemente esférico como para ser considerado una forma colapsada gravitacionalmente. Proteus es más grande que Mimas , el satélite redondo más pequeño conocido. La mayoría de los satélites interiores conocidos tienen entre 50 y 200 km de diámetro, mientras que el más pequeño confirmado es Dafnis, de entre 6 y 8 km de tamaño. ( Aegaeon es incluso más pequeño en0,66 ± 0,12 km de diámetro, pero no es lo suficientemente grande como para despejar un canal en los anillos, como lo hace Daphnis.) Los cuerpos no confirmados que orbitan cerca del anillo F de Saturno , como S/2004 S 6 , pueden ser lunas algo más pequeñas, si no son en cambio grumos transitorios de polvo. La sonda espacial Cassini ha encontrado recientemente indicios (pequeños anillos de polvo) de que lunitas aún más pequeñas pueden estar orbitando en la División Cassini . [2] El tamaño de las lunas interiores más pequeñas conocidas alrededor de los planetas exteriores aumenta con la distancia al Sol, pero se cree que esta tendencia se debe a condiciones de iluminación y observación cada vez más difíciles en lugar de a una tendencia física. Es posible que con el tiempo se descubran lunas interiores más pequeñas.
Los satélites interiores están todos bloqueados por mareas , es decir, su órbita está sincronizada con su rotación, de modo que solo muestran una cara hacia su planeta original. Sus ejes longitudinales suelen estar alineados para apuntar hacia su planeta.
Todos los satélites interiores de Júpiter, Urano y Neptuno tienen superficies muy oscuras con un albedo entre 0,06 ( Metis ) y 0,10 ( Adrastea ). Los satélites de Saturno, en cambio, tienen superficies muy brillantes, con albedos entre 0,4 y 0,6. Se cree que esto se debe a que sus superficies están siendo recubiertas con partículas de hielo fresco arrastradas desde el sistema de anillos dentro del cual orbitan. Los satélites interiores alrededor de los otros planetas pueden haberse oscurecido por la erosión espacial . Ninguno de los satélites interiores conocidos posee atmósfera.
Los satélites interiores que han sido fotografiados muestran superficies con muchos cráteres. La tasa de formación de cráteres en los cuerpos que orbitan cerca de planetas gigantes es mayor que en las lunas principales y exteriores debido al enfoque gravitacional : los cuerpos que orbitan alrededor del Sol que pasan por una gran región en las proximidades de un planeta gigante son desviados preferentemente hacia el planeta por su campo gravitacional, de modo que la frecuencia de posibles impactadores que pasan a través de un área de sección transversal dada cerca del planeta es mucho mayor que en el espacio interplanetario. Como resultado, se ha estimado que se espera que cuerpos muy pequeños en órbitas interiores sean perturbados por impactadores externos en una escala de tiempo mucho más corta que la edad del sistema solar. Esto impondría un límite inferior al tamaño de las lunas interiores que quedan.
Al menos dos de las lunas interiores de Saturno (Atlas y Prometeo) tienen crestas ecuatoriales. La cresta de Atlas es particularmente prominente. Además, Pandora está cubierta por algún tipo de depósito fino. Se ha sugerido que estas características se deben a la acumulación de material de los anillos en estas lunas. Otra evidencia de tal proceso puede incluir la baja densidad de estos cuerpos (debido, tal vez, a la soltura del material acumulado) y su alto albedo. Se ha visto que Prometeo atrae material difuso del anillo F durante aproximaciones periódicas.
Júpiter tiene el conjunto más pequeño de satélites internos, incluidos solo los cuatro siguientes:
La sonda espacial Galileo podría haber observado algunas lunitas cerca de la órbita de Amaltea. [3]
Los nueve satélites internos conocidos de Saturno están estrechamente relacionados con su sistema de anillos , y muchos de ellos orbitan dentro de los anillos, creando espacios o anillos "pastoreados" entre ellos.
S/2009 S 1 y Aegaeon no son lo suficientemente grandes como para despejar sus propios canales en los anillos. Lo mismo sucede con las pequeñas lunas Metone , Anthe y Palene , que orbitan entre las lunas saturnianas más grandes Mimas y Encélado .
Se han visto varios objetos localizados, como S/2004 S 3 , S/2004 S 4 y S/2004 S 6 , a veces rodeados por un halo polvoriento, en las proximidades del anillo F , pero en la actualidad no está claro si son todos grupos transitorios o si algunos pueden incluir pequeños objetos sólidos (lunas).
Urano tiene con diferencia el sistema más extenso de satélites interiores, que contiene trece lunas conocidas:
Neptuno tiene siete satélites interiores conocidos:
Se cree que son montones de escombros que se volvieron a acumular a partir de fragmentos de los satélites originales de Neptuno (interiores o no). Estos fueron fuertemente perturbados por Tritón en el período inmediatamente posterior a la captura de esa luna en una órbita inicial muy excéntrica. Las perturbaciones llevaron a colisiones entre los satélites, y la parte de los fragmentos que no se perdieron se volvieron a acumular en los satélites interiores actuales después de que la órbita de Tritón se hiciera circular. [1]
La mayoría de los satélites interiores han sido fotografiados por las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. La mayoría de ellos solo se han visto en imágenes como píxeles individuales o con una resolución de solo unos pocos píxeles. Sin embargo, se han visto características superficiales bastante detalladas en las siguientes lunas: