En astronomía , una luna irregular , un satélite irregular o un satélite natural irregular es un satélite natural que sigue una órbita distante, inclinada y, a menudo, muy elíptica y retrógrada . Han sido capturados por su planeta padre, a diferencia de los satélites regulares , que se formaron en órbita a su alrededor. Las lunas irregulares tienen una órbita estable, a diferencia de los satélites temporales que a menudo tienen órbitas igualmente irregulares pero que eventualmente se alejarán. El término no se refiere a la forma; Tritón , por ejemplo, es una luna redonda pero se considera irregular debido a su órbita y orígenes.
En febrero de 2024 [actualizar], se conocen 228 lunas irregulares, que orbitan los cuatro planetas exteriores ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ). Los más grandes de cada planeta son Himalia de Júpiter, Phoebe de Saturno, Sycorax de Urano y Tritón de Neptuno. Tritón es bastante inusual para una luna irregular; si se excluye, entonces Nereida es la luna irregular más grande alrededor de Neptuno. Actualmente se cree que los satélites irregulares alguna vez fueron objetos independientes que orbitaban alrededor del Sol antes de ser capturados por un planeta cercano, al comienzo de la historia del Sistema Solar. Las observaciones actuales no respaldan la teoría alternativa de que se originaron más lejos en el cinturón de Kuiper . [ cita necesaria ]
No existe una definición precisa ampliamente aceptada de satélite irregular. Informalmente, los satélites se consideran irregulares si están lo suficientemente lejos del planeta como para que la precesión de su plano orbital esté controlada principalmente por el Sol, otros planetas u otras lunas. [2]
En la práctica, el semieje mayor del satélite se compara con el radio de la esfera Hill del planeta (es decir, la esfera de su influencia gravitacional), . Los satélites irregulares tienen semiejes mayores mayores que 0,05 con apoapsis que se extienden hasta 0,65 . [1] El radio de la esfera de Hill se da en la tabla adyacente: Urano y Neptuno tienen radios de esfera de Hill más grandes que Júpiter y Saturno, a pesar de ser menos masivos, porque están más lejos del Sol. Sin embargo, ningún satélite irregular conocido tiene un semieje mayor superior a 0,47 . [3]
La Luna de la Tierra parece ser una excepción: generalmente no figura como un satélite irregular a pesar de que su precesión está controlada principalmente por el Sol [ cita necesaria ] y su semieje mayor es mayor que 0,05 del radio de la esfera Hill de la Tierra. Por otro lado, el Tritón de Neptuno , que probablemente sea un objeto capturado, suele figurar como irregular a pesar de estar dentro de 0,05 del radio de la esfera Hill de Neptuno, de modo que la precesión de Tritón está controlada principalmente por el achatamiento de Neptuno en lugar de por el Sol. [3] La Nereida de Neptuno y el Jápeto de Saturno tienen semiejes mayores cercanos a 0,05 del radio de las esferas Hill de sus planetas padres: la Nereida (con una órbita muy excéntrica) suele figurar como irregular, pero no el Jápeto.
Las órbitas de los satélites irregulares conocidos son extremadamente diversas, pero existen ciertos patrones. Las órbitas retrógradas son mucho más comunes (83%) que las órbitas progradas. No se conocen satélites con inclinaciones orbitales superiores a 60° (o inferiores a 130° para los satélites retrógrados); Además, aparte de Nereida, ninguna luna irregular tiene una inclinación inferior a 26°, y inclinaciones superiores a 170° sólo se encuentran en el sistema de Saturno. Además, se pueden identificar algunas agrupaciones en las que un satélite grande comparte una órbita similar con algunos satélites más pequeños. [3]
Dada su distancia del planeta, las órbitas de los satélites exteriores están muy perturbadas por el Sol y sus elementos orbitales cambian ampliamente en intervalos cortos. El semieje mayor de Pasifae , por ejemplo, cambia hasta 1,5 Gm en dos años (una sola órbita), la inclinación alrededor de 10° y la excentricidad hasta 0,4 en 24 años (el doble del período de la órbita de Júpiter). [4] En consecuencia, se utilizan elementos orbitales medios (promediados a lo largo del tiempo) para identificar las agrupaciones en lugar de elementos osculadores en la fecha dada. (De manera similar, se utilizan los elementos orbitales adecuados para determinar las familias de asteroides ).
Se han capturado satélites irregulares desde órbitas heliocéntricas. (De hecho, parece que las lunas irregulares de los planetas gigantes, los troyanos jovianos y neptunianos y los objetos grises del cinturón de Kuiper tienen un origen similar. [5] ) Para que esto ocurra, es necesario que haya sucedido al menos una de tres cosas:
Después de la captura, algunos de los satélites podrían romperse dando lugar a agrupaciones de lunas más pequeñas que sigan órbitas similares. Las resonancias podrían modificar aún más las órbitas haciendo que estas agrupaciones sean menos reconocibles.
Las órbitas actuales de las lunas irregulares son estables, a pesar de importantes perturbaciones cerca del apocentro . [7] La causa de esta estabilidad en varios irregulares es el hecho de que orbitan con una resonancia secular o Kozai . [8]
Además, las simulaciones indican las siguientes conclusiones:
El aumento de la excentricidad da como resultado pericentros más pequeños y apocentros grandes. Los satélites entran en la zona de las lunas regulares (más grandes) y se pierden o son expulsados por colisiones y encuentros cercanos. Alternativamente, las crecientes perturbaciones del Sol en los apocentros en crecimiento los empujan más allá de la esfera de Hill.
Los satélites retrógrados se pueden encontrar más lejos del planeta que los progrados. Integraciones numéricas detalladas han mostrado esta asimetría. Los límites son una función complicada de la inclinación y la excentricidad, pero en general, las órbitas progradas con semiejes mayores de hasta 0,47 r H (radio de la esfera de Hill) pueden ser estables, mientras que para las órbitas retrógradas la estabilidad puede extenderse hasta 0,67 r H.
El límite del semieje mayor es sorprendentemente nítido para los satélites progrados. Un satélite en una órbita circular prógrada (inclinación = 0°) situada a 0,5 r H abandonaría Júpiter en tan solo cuarenta años. El efecto puede explicarse por la llamada resonancia de eyección . El apocentro del satélite, donde la adherencia del planeta a la Luna es más débil, queda bloqueado en resonancia con la posición del Sol. Los efectos de la perturbación se acumulan en cada paso, empujando al satélite aún más hacia afuera. [7]
La asimetría entre los satélites progrados y retrógrados se puede explicar de forma muy intuitiva por la aceleración de Coriolis en el sistema que gira con el planeta. Para los satélites progrados la aceleración apunta hacia afuera y para los retrógrados apunta hacia adentro, estabilizando el satélite. [9]
La captura de un asteroide desde una órbita heliocéntrica no siempre es permanente. Según las simulaciones, los satélites temporales deberían ser un fenómeno común. [10] [11] Los únicos ejemplos observados son 2006 RH 120 y 2020 CD 3 , que fueron satélites temporales de la Tierra descubiertos en 2006 y 2020, respectivamente. [12] [13] [14]
Debido a que los objetos de un tamaño determinado son más difíciles de ver cuanto mayor es su distancia de la Tierra, los satélites irregulares conocidos de Urano y Neptuno son más grandes que los de Júpiter y Saturno; Probablemente existan otros más pequeños, pero aún no se han observado. Teniendo en cuenta este sesgo de observación, la distribución de tamaños de los satélites irregulares parece ser similar en los cuatro planetas gigantes.
La distribución del tamaño de los asteroides y de muchas poblaciones similares se puede expresar como una ley potencial : hay muchos más objetos pequeños que grandes, y cuanto menor es el tamaño, más numeroso es el objeto. La relación matemática que expresa el número de objetos, con un diámetro menor que un tamaño particular, se aproxima como:
El valor de q se determina mediante observación.
Para las lunas irregulares, se observa una ley de potencia poco profunda ( q ≃ 2) para tamaños de 10 a 100 km, † pero se observa una ley más pronunciada ( q ≃ 3,5) para objetos menores de 10 km. Un análisis de imágenes tomadas por el Telescopio Canadá-Francia-Hawái en 2010 muestra que la ley de potencia para la población de pequeños satélites retrógrados de Júpiter, hasta un límite de detección de ≈ 400 m, es relativamente superficial, en q ≃ 2,5. Por tanto, se puede extrapolar que Júpiter debería haber600+
600-300lunas de 400 m de diámetro o más. [15]
A modo de comparación, la distribución de los objetos grandes del cinturón de Kuiper es mucho más pronunciada ( q ≈ 4). Es decir, por cada objeto de 1.000 km hay mil objetos con un diámetro de 100 km, aunque se desconoce hasta dónde se extiende esta distribución. La distribución del tamaño de una población puede proporcionar información sobre su origen, ya sea por captura, colisión y fragmentación, o por acreción.
† Por cada objeto de 100 km, se pueden encontrar diez objetos de 10 km.
Alrededor de cada planeta gigante, hay un satélite irregular que domina, al tener más de tres cuartas partes de la masa de todo el sistema de satélites irregulares: Himalia de Júpiter (alrededor del 75%), Phoebe de Saturno (alrededor del 98%), Sycorax de Urano (alrededor del 90 %) y la Nereida de Neptuno (alrededor del 98%). Nereida también domina entre los satélites irregulares tomados en conjunto, ya que tiene aproximadamente dos tercios de la masa de todas las lunas irregulares combinadas. Phoebe representa aproximadamente el 17%, Sycorax aproximadamente el 7% y Himalia aproximadamente el 5%: las lunas restantes suman aproximadamente el 4%. (En esta discusión, Tritón no está incluido). [3]
Los colores de los satélites irregulares se pueden estudiar mediante índices de color : medidas simples de las diferencias de la magnitud aparente de un objeto a través de filtros azul (B), visible, es decir, verde-amarillo (V), y rojo (R) . Los colores observados de los satélites irregulares varían de neutros (grisáceos) a rojizos (pero no tan rojos como los colores de algunos objetos del cinturón de Kuiper).
El sistema de cada planeta muestra características ligeramente diferentes. Los irregulares de Júpiter son de color gris a ligeramente rojo, consistentes con los asteroides de tipo C , P y D. [17] Se observa que algunos grupos de satélites muestran colores similares (ver secciones posteriores). Los irregulares de Saturno son ligeramente más rojos que los de Júpiter.
Los grandes satélites irregulares de Urano ( Sycorax y Caliban ) son de color rojo claro, mientras que los más pequeños Próspero y Setebos son grises, al igual que los satélites neptunianos Nereida y Halimede . [18]
Con la resolución actual, los espectros visible e infrarrojo cercano de la mayoría de los satélites parecen sin rasgos distintivos. Hasta ahora se ha inferido hielo de agua en Febe y Nereida y en Himalia se han encontrado características atribuidas a la alteración acuosa. [ cita necesaria ]
Los satélites normales suelen estar bloqueados por mareas (es decir, su órbita es sincrónica con su rotación, de modo que solo muestran una cara hacia su planeta padre). Por el contrario, las fuerzas de marea en los satélites irregulares son insignificantes dada su distancia del planeta, y se han medido períodos de rotación en el rango de sólo diez horas para las lunas más grandes Himalia , Phoebe , Sycorax y Nereida (para comparar con sus períodos orbitales). de cientos de días). Estas velocidades de rotación se encuentran en el mismo rango típico de los asteroides . [ cita necesaria ] Tritón, al ser mucho más grande y más cercano a su planeta padre, está bloqueado por mareas.
Algunos satélites irregulares parecen orbitar en "grupos", en los que varios satélites comparten órbitas similares. La teoría principal es que estos objetos constituyen familias de colisiones , partes de un cuerpo más grande que se rompió.
Se pueden utilizar modelos de colisión simples para estimar la posible dispersión de los parámetros orbitales dado un impulso de velocidad Δ v . La aplicación de estos modelos a los parámetros orbitales conocidos permite estimar el Δ v necesario para crear la dispersión observada. Una ruptura podría provocar un Δ v de decenas de metros por segundo (5 a 50 m/s). Con estos criterios se pueden identificar agrupaciones dinámicas de satélites irregulares y evaluar la probabilidad de un origen común a partir de una ruptura. [19]
Cuando la dispersión de las órbitas es demasiado amplia (es decir, requeriría Δ v del orden de cientos de m/s)
Cuando se conocen los colores y espectros de los satélites, la homogeneidad de estos datos para todos los miembros de un grupo determinado es un argumento sustancial a favor de un origen común. Sin embargo, la falta de precisión de los datos disponibles a menudo dificulta sacar conclusiones estadísticamente significativas. Además, los colores observados no son necesariamente representativos de la composición general del satélite.
Normalmente, se enumeran las siguientes agrupaciones (los grupos dinámicamente ajustados que muestran colores homogéneos se enumeran en negrita )
Sinope , a veces incluida en el grupo Pasiphae, es de color rojo y dada la diferencia de inclinación se podía capturar de forma independiente. [17] [21] Pasiphae y Sinope también están atrapadas en resonancias seculares con Júpiter. [7] [19]
Los siguientes grupos se enumeran comúnmente para los satélites de Saturno:
Según los conocimientos actuales, el número de satélites irregulares que orbitan alrededor de Urano y Neptuno es menor que el de Júpiter y Saturno. Sin embargo, se cree que esto se debe simplemente a las dificultades de observación debido a la mayor distancia de Urano y Neptuno. La tabla de la derecha muestra el radio mínimo (r min ) de los satélites que pueden detectarse con la tecnología actual, suponiendo un albedo de 0,04; por lo tanto, es casi seguro que hay pequeñas lunas uranianas y neptunianas que aún no se pueden ver.
Debido a las cifras más pequeñas, es difícil sacar conclusiones estadísticamente significativas sobre los grupos. Un origen único para los irregulares retrógrados de Urano parece poco probable dada una dispersión de los parámetros orbitales que requeriría un impulso elevado (Δ v ≈ 300 km), lo que implica un gran diámetro del impactador (395 km), lo que es a su vez incompatible con el Distribución de tamaño de los fragmentos. En cambio, se ha especulado sobre la existencia de dos agrupaciones: [17]
Estos dos grupos son distintos (con una confianza de 3σ) en su distancia de Urano y en su excentricidad. [22] Sin embargo, estas agrupaciones no están respaldadas directamente por los colores observados: Caliban y Sycorax aparecen de color rojo claro, mientras que las lunas más pequeñas son grises. [18]
Para Neptuno, se ha observado un posible origen común de Psamathe y Neso . [23] Dados los colores similares (grises), también se sugirió que Halimede podría ser un fragmento de Nereida. [18] Los dos satélites han tenido una probabilidad muy alta (41%) de colisión durante la edad del sistema solar. [24]
Hasta la fecha, los únicos satélites irregulares que han sido visitados de cerca por una nave espacial son Tritón y Phoebe , los más grandes de los irregulares de Neptuno y Saturno, respectivamente. Tritón fue fotografiado por la Voyager 2 en 1989 y Phoebe por la sonda Cassini en 2004. La Voyager 2 también capturó una imagen distante de la Nereida de Neptuno en 1989, y Cassini capturó una imagen distante de baja resolución de Himalia de Júpiter en 2000. New Horizons capturó bajas Imágenes de alta resolución de Himalia, Elara y Callirrhoe de Júpiter en 2007. A lo largo de la misión Cassini , se observaron desde lejos muchos irregulares de Saturno: Albiorix , Bebhionn , Bergelmir , Bestla , Erriapus , Fornjot , Greip , Hati , Hyrrokkin , Ijiraq , Kari , Kiviuq , Loge , Mundilfari , Narvi , Paaliaq , Siarnaq , Skathi , Skoll , Suttungr , Tarqeq , Tarvos , Thrymr e Ymir . [3]
Está previsto que la misión Tianwen-4 (que se lanzará en 2029) se centre en la luna regular Calisto, alrededor de Júpiter, pero puede pasar por varios satélites jovianos irregulares antes de establecerse en la órbita de Caliston. [25]
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