Un sistema de satélites es un conjunto de objetos unidos gravitacionalmente en órbita alrededor de un objeto de masa planetaria (incluidas las enanas submarrones y los planetas rebeldes ) o un planeta menor , o su baricentro . En términos generales, es un conjunto de satélites naturales (lunas), aunque dichos sistemas también pueden consistir en cuerpos como discos circunplanetarios, sistemas de anillos , lunas pequeñas , lunas de planetas menores y satélites artificiales, cualquiera de los cuales puede tener sus propios sistemas de satélites. (ver Subsatélites ). Algunos cuerpos también poseen cuasi satélites que tienen órbitas influenciadas gravitacionalmente por su primario, pero generalmente no se consideran parte de un sistema de satélites. Los sistemas de satélites pueden tener interacciones complejas que incluyen interacciones magnéticas, de marea, atmosféricas y orbitales, como resonancias orbitales y libración . Los objetos satelitales individualmente importantes se designan con números romanos. Se hace referencia a los sistemas de satélites mediante los adjetivos posesivos de su primario (por ejemplo, " sistema joviano ") o, menos comúnmente, por el nombre de su primario (por ejemplo, "sistema de Júpiter"). Cuando sólo se conoce un satélite, o es un binario con un centro de gravedad común, se puede hacer referencia a él utilizando los nombres separados por guiones del satélite principal y principal (por ejemplo, el " sistema Tierra-Luna ").
Se sabe que muchos objetos del Sistema Solar poseen sistemas de satélites, aunque su origen aún no está claro. Ejemplos notables incluyen el sistema joviano, con 95 lunas conocidas [1] (incluidas las grandes lunas galileanas ) y el más grande en general, el sistema saturniano, con 146 lunas conocidas (incluido Titán y los anillos más visibles del Sistema Solar). Ambos sistemas de satélites son grandes y diversos, de hecho, todos los planetas gigantes del Sistema Solar poseen grandes sistemas de satélites así como anillos planetarios, y se infiere que este es un patrón general. Varios objetos más alejados del Sol también tienen sistemas de satélites compuestos por múltiples lunas, incluido el complejo sistema plutoniano donde múltiples objetos orbitan un centro de masa común , así como muchos asteroides y plutinos. Aparte del sistema Tierra-Luna y el sistema de dos pequeños satélites naturales de Marte, los demás planetas terrestres generalmente no se consideran sistemas de satélites, aunque algunos han sido orbitados por satélites artificiales procedentes de la Tierra.
Poco se sabe de los sistemas de satélites más allá del Sistema Solar, aunque se infiere que los satélites naturales son comunes. J1407b es un ejemplo de sistema de satélites extrasolares. [2] También se teoriza que los planetas rebeldes expulsados de su sistema planetario podrían retener un sistema de satélites. [3]
Los sistemas satelitales, al igual que los sistemas planetarios, son producto de la atracción gravitacional, pero también se sostienen mediante fuerzas ficticias . Si bien el consenso general es que la mayoría de los sistemas planetarios se forman a partir de discos de acreción, la formación de sistemas de satélites es menos clara. El origen de muchas lunas se investiga caso por caso, y se cree que los sistemas más grandes se formaron mediante una combinación de uno o más procesos.
La esfera de Hill es la región en la que un cuerpo astronómico domina la atracción de los satélites. De los planetas del Sistema Solar, Neptuno y Urano tienen las esferas Hill más grandes, debido a la menor influencia gravitacional del Sol en sus órbitas lejanas; sin embargo, todos los planetas gigantes tienen esferas Hill en las cercanías de 100 millones de kilómetros de radio. Por el contrario, las esferas Hill de Mercurio y Ceres, al estar más cerca del Sol, son bastante pequeñas. Fuera de la esfera de Hill, el Sol domina la influencia gravitacional, a excepción de los puntos lagrangianos .
Los satélites son estables en los puntos lagrangianos L 4 y L 5 . Estos se encuentran en las terceras esquinas de los dos triángulos equiláteros en el plano de órbita cuya base común es la línea entre los centros de las dos masas, de modo que el punto se encuentra detrás (L 5 ) o delante (L 4 ) de la masa más pequeña. con respecto a su órbita alrededor de la masa más grande. Los puntos triangulares (L 4 y L 5 ) son equilibrios estables, siempre que la relación M 1 /M 2 sea cercana a 24,96. [nota 1] [4] Cuando un cuerpo en estos puntos se perturba, se aleja del punto, pero el factor opuesto al que aumenta o disminuye por la perturbación (ya sea la gravedad o la velocidad inducida por el momento angular) también aumentará o disminuir, doblando la trayectoria del objeto hacia una órbita estable en forma de frijol alrededor del punto (como se ve en el marco de referencia en rotación).
En general, se piensa que los satélites naturales deben orbitar en la misma dirección en la que gira el planeta (lo que se conoce como órbita progrado). Como tal, la terminología luna regular se utiliza para estas órbitas. Sin embargo, también es posible una órbita retrógrada (la dirección opuesta a la del planeta), la terminología luna irregular se utiliza para describir excepciones conocidas a la regla; se cree que las lunas irregulares se han insertado en órbita mediante captura gravitacional. [5]
Los discos de acreción alrededor de planetas gigantes pueden ocurrir de manera similar a la aparición de discos alrededor de estrellas, a partir de los cuales se forman los planetas (por ejemplo, esta es una de las teorías sobre la formación de los sistemas de satélites de Urano, [6] Saturno y Júpiter). Esta primitiva nube de gas es un tipo de disco circumplanetario [7] [8] conocido como disco de protosatélite (en el caso del sistema Tierra-Luna, disco protolunar). Los modelos de gas durante la formación de planetas coinciden con una regla general para la relación de masa planeta-satélite de 10.000:1 [9] (una excepción notable es Neptuno). Algunos también proponen la acreción como teoría para el origen del sistema Tierra-Luna, [10] sin embargo, el momento angular del sistema y el núcleo de hierro más pequeño de la Luna no pueden explicarse fácilmente con esto. [10]
Otro mecanismo propuesto para la formación de sistemas de satélites es la acumulación de escombros. Los científicos teorizan que algunos piensan que las lunas galileanas son una generación más reciente de lunas formadas a partir de la desintegración de generaciones anteriores de lunas acrecidas. [11] Los sistemas de anillos son un tipo de disco circumplanetario que puede ser el resultado de la desintegración de satélites cerca del límite de Roche . Estos discos podrían, con el tiempo, fusionarse para formar satélites naturales.
La colisión es una de las principales teorías para la formación de sistemas de satélites, en particular los de la Tierra y Plutón. Los objetos en un sistema de este tipo pueden ser parte de una familia de colisiones y este origen puede verificarse comparando sus elementos orbitales y su composición. Se han utilizado simulaciones por ordenador para demostrar que impactos gigantes podrían haber sido el origen de la Luna . Se cree que la Tierra primitiva tenía múltiples lunas como resultado del impacto gigante. Se han utilizado modelos similares para explicar la creación del sistema plutoniano, así como la de otros objetos y asteroides del cinturón de Kuiper. Esta es también una teoría predominante sobre el origen de las lunas de Marte. [12] Ambos conjuntos de hallazgos apoyan el origen de Fobos a partir de material expulsado por un impacto en Marte que se reacreció en la órbita marciana. [13] La colisión también se utiliza para explicar las peculiaridades del sistema uraniano. [14] [15] Los modelos desarrollados en 2018 explican que el giro inusual del planeta respalda una colisión oblicua con un objeto dos veces el tamaño de la Tierra que probablemente se haya vuelto a fusionar para formar las lunas heladas del sistema. [dieciséis]
Algunas teorías sugieren que la captura gravitacional es el origen de Tritón, la luna principal de Neptuno, [17] las lunas de Marte, [18] y Phoebe , la luna de Saturno . [19] [20] Algunos científicos han propuesto atmósferas extendidas alrededor de planetas jóvenes como un mecanismo para ralentizar el movimiento de objetos que pasan para ayudar en la captura. La hipótesis se ha propuesto para explicar las órbitas irregulares de los satélites de Júpiter y Saturno , por ejemplo. [21] Un signo revelador de captura es una órbita retrógrada, que puede resultar de que un objeto se acerque al lado del planeta hacia el que gira. [5] La captura incluso ha sido propuesta como el origen de la Luna de la Tierra. En el caso de este último, sin embargo, esta teoría no puede explicar fácilmente las proporciones de isótopos prácticamente idénticas encontradas en muestras de la Tierra y la Luna. [22]
Se ha encontrado evidencia del proceso natural de captura de satélites en la observación directa de objetos capturados por Júpiter. Se han observado cinco capturas de este tipo, siendo la más larga de aproximadamente doce años. Según modelos informáticos, se prevé que la futura captura del cometa 111P/Helin-Roman-Crockett durante 18 años comience en 2068. [23] [24] Sin embargo, las órbitas capturadas temporalmente son muy irregulares e inestables, los procesos teorizados detrás de la captura estable pueden ser excepcionalmente raro.
Algunas de las primeras teorías controvertidas, por ejemplo la teoría de la nave espacial lunar y la hipótesis de "Fobos huecos" de Shklovsky, han sugerido que las lunas no se formaron de forma natural en absoluto. Estas teorías tienden a fallarle a la navaja de Occam . Si bien los satélites artificiales son ahora algo común en el Sistema Solar, el más grande, la Estación Espacial Internacional , tiene 108,5 metros en su parte más ancha, es pequeño en comparación con los varios kilómetros de los satélites naturales más pequeños.
Sistemas de satélites conocidos del Sistema Solar formados por múltiples objetos o alrededor de objetos de masa planetaria, en orden de perihelio:
Los sistemas de satélites naturales, en particular aquellos que involucran múltiples objetos de masa planetaria, pueden tener interacciones complejas que pueden tener efectos en múltiples cuerpos o en todo el sistema.
Los sistemas de anillos son acumulaciones de polvo , lunas u otros objetos pequeños. Los ejemplos más notables son los que rodean a Saturno , pero los otros tres gigantes gaseosos ( Júpiter , Urano y Neptuno ) también tienen sistemas de anillos. Los estudios de exoplanetas indican que pueden ser comunes alrededor de planetas gigantes. El sistema de anillos circunplanetarios de 90 millones de kilómetros (0,6 AU ) descubierto alrededor de J1407b ha sido descrito como " Saturno con esteroides" [25] o " Super Saturno " [26] [2]. Los estudios de luminosidad sugieren que existe un disco aún más grande en el PDS 110. sistema. [27]
También se ha descubierto que otros objetos poseen anillos. Haumea fue el primer planeta enano y objeto transneptuniano que poseía un sistema de anillos. [28] Centauro 10199 Chariklo , con un diámetro de unos 250 kilómetros (160 millas), es el objeto con anillos más pequeño jamás descubierto [29] que consta de dos bandas estrechas y densas, de 6 a 7 km (4 millas) y de 2 a 4 km (2 millas) de ancho, separados por un espacio de 9 kilómetros (6 millas). [29] [30] La luna de Saturno Rea puede tener un tenue sistema de anillos que consta de tres bandas estrechas y relativamente densas dentro de un disco de partículas, el primero predicho alrededor de una luna . [31]
Se pensaba que la mayoría de los anillos eran inestables y se disipaban en el transcurso de decenas o cientos de millones de años. Sin embargo, los estudios de los anillos de Saturno indican que pueden datar de los primeros días del Sistema Solar. [32] Las teorías actuales sugieren que algunos sistemas de anillos pueden formarse en ciclos repetidos, acrecentándose en satélites naturales que se rompen tan pronto como alcanzan el límite de Roche. [33] Esta teoría se ha utilizado para explicar la longevidad de los anillos de Saturno y de las lunas de Marte.
Las leyes de Cassini describen el movimiento de los satélites dentro de un sistema [34] con sus precesiones definidas por el plano de Laplace . [35] La mayoría de los sistemas de satélites se encuentran orbitando el plano de la eclíptica del primario. Una excepción es la luna de la Tierra, que orbita en el plano ecuatorial del planeta . [34]
Cuando los cuerpos en órbita ejercen una influencia gravitacional periódica y regular entre sí, se conoce como resonancia orbital. Las resonancias orbitales están presentes en varios sistemas de satélites:
Otras posibles interacciones orbitales incluyen la libración y la configuración coorbital. Las lunas de Saturno, Jano y Epimeteo, comparten sus órbitas, siendo la diferencia en los semiejes mayores menor que el diámetro medio de cualquiera de ellas. La libración es un movimiento oscilante percibido de cuerpos en órbita entre sí. Se sabe que el sistema de satélites Tierra-Luna produce este efecto.
Se sabe que varios sistemas orbitan alrededor de un centro de masa común y se conocen como compañeros binarios. El sistema más notable es el sistema plutoniano, que también es binario de planetas enanos. Varios planetas menores también comparten esta configuración, incluidos los "verdaderos binarios" con masa casi igual, como 90 Antiope y (66063) 1998 RO1 . Se ha descubierto que algunas interacciones orbitales y configuraciones binarias hacen que las lunas más pequeñas adopten formas no esféricas y "caigan" caóticamente en lugar de rotar, como en el caso de Nix, Hidra (lunas de Plutón) e Hiperión (luna de Saturno). [37]
La energía de las mareas, incluida la aceleración de las mareas, puede tener efectos tanto en el primario como en los satélites. Las fuerzas de marea de la Luna deforman la Tierra y la hidrosfera; de manera similar, se descubre que el calor generado por la fricción de las mareas en las lunas de otros planetas es responsable de sus características geológicamente activas. Otro ejemplo extremo de deformidad física es la enorme cresta ecuatorial del asteroide cercano a la Tierra 66391 Moshup creada por las fuerzas de marea de su luna; tales deformidades pueden ser comunes entre los asteroides cercanos a la Tierra. [38]
Las interacciones de mareas también hacen que las órbitas estables cambien con el tiempo. Por ejemplo, la órbita de Tritón alrededor de Neptuno está decayendo y, dentro de 3.600 millones de años, se predice que esto hará que Tritón pase dentro del límite de Roche de Neptuno [39], lo que resultará en una colisión con la atmósfera de Neptuno o la ruptura de Tritón, formando una gran Anillo similar al que se encuentra alrededor de Saturno. [39] Un proceso similar está acercando a Fobos a Marte, y se predice que dentro de 50 millones de años chocará con el planeta o se dividirá en un anillo planetario . [40] La aceleración de marea , por otro lado, aleja gradualmente a la Luna de la Tierra, de modo que eventualmente puede liberarse de su límite gravitacional y salir del sistema. [41]
Si bien las fuerzas de marea del primario son comunes en los satélites, la mayoría de los sistemas de satélites permanecen estables. Pueden ocurrir perturbaciones entre satélites, particularmente en la formación temprana, ya que la gravedad de los satélites se afecta entre sí y puede resultar en eyecciones del sistema o colisiones entre satélites o con el primario. Las simulaciones muestran que tales interacciones hacen que las órbitas de las lunas interiores del sistema de Urano sean caóticas y posiblemente inestables. [42] Algunas de las actividades activas de Io pueden explicarse por la perturbación de la gravedad de Europa a medida que resuenan sus órbitas. Se ha sugerido que la perturbación es la razón por la que Neptuno no sigue la proporción de masa de 10.000:1 entre el planeta padre y las lunas colectivas, como se ve en todos los demás planetas gigantes conocidos. [43] Una teoría del sistema Tierra-Luna sugiere que un segundo compañero que se formó al mismo tiempo que la Luna, fue perturbado por la Luna temprano en la historia del sistema, provocando que impactara con la Luna. [44]
Se sabe que algunos sistemas de satélites tienen interacciones de gases entre objetos. Ejemplos notables incluyen los sistemas de Júpiter, Saturno y Plutón. El toro de plasma de Io es una transferencia de oxígeno y azufre desde la tenue atmósfera de la luna volcánica de Júpiter , Io y otros objetos, incluidos Júpiter y Europa. Encélado, un toro de oxígeno e hidrógeno producido por la luna de Saturno , forma parte del anillo E alrededor de Saturno. También se ha modelizado la transferencia de gas nitrógeno entre Plutón y Caronte [45] y se espera que sea observable por la sonda espacial New Horizons . Se predicen toros similares producidos por Titán (nitrógeno) la luna de Saturno y Tritón (hidrógeno) de Neptuno .
Se han observado interacciones magnéticas complejas en sistemas de satélites. En particular, la interacción del fuerte campo magnético de Júpiter con los de Ganímedes e Io. Las observaciones sugieren que tales interacciones pueden causar la pérdida de atmósferas de las lunas y la generación de auroras espectaculares.
La noción de sistemas de satélites es anterior a la historia. La Luna fue conocida por los primeros humanos. Los primeros modelos de astronomía se basaban en cuerpos celestes (o una "esfera celestial") que orbitaban alrededor de la Tierra. Esta idea se conoció como geocentrismo (donde la Tierra es el centro del universo). Sin embargo, el modelo geocéntrico generalmente no contemplaba la posibilidad de que objetos celestes orbitaran alrededor de otros planetas observados, como Venus o Marte.
Seleuco de Seleucia (n. 190 a. C.) hizo observaciones que pueden haber incluido el fenómeno de las mareas , [46] que supuestamente teorizó que eran causadas por la atracción hacia la Luna y por la revolución de la Tierra alrededor de un centro terrestre - lunar . de masa'.
A medida que el heliocentrismo (la doctrina de que el Sol es el centro del universo) comenzó a ganar popularidad en el siglo XVI, la atención se centró en los planetas y la idea de sistemas de satélites planetarios perdió el favor general. Sin embargo, en algunos de estos modelos, el Sol y la Luna habrían sido satélites de la Tierra.
Nicolás Copérnico publicó un modelo en el que la Luna orbitaba alrededor de la Tierra en el Dē revolutionibus orbium coelestium ( Sobre las revoluciones de las esferas celestes ), en el año de su muerte, 1543.
No fue hasta el descubrimiento de las lunas galileanas en 1609 o 1610 por Galileo , que se encontró la primera prueba definitiva de la existencia de cuerpos celestes orbitando planetas.
La primera sugerencia de un sistema de anillos fue en 1655, cuando Christiaan Huygens pensó que Saturno estaba rodeado de anillos. [47]
La primera sonda que exploró un sistema de satélites distinto de la Tierra fue el Mariner 7 en 1969, que observó Fobos. Las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2 fueron las primeras en explorar el sistema joviano en 1979.
Basándose en modelos de calentamiento por mareas, los científicos han definido zonas en los sistemas de satélites de forma similar a las de los sistemas planetarios. Una de esas zonas es la zona habitable circumplanetaria (o "borde habitable"). Según esta teoría, las lunas más cercanas a su planeta que el borde habitable no pueden contener agua líquida en su superficie. Cuando se incluyen en este concepto los efectos de los eclipses y las limitaciones de la estabilidad orbital de un satélite, se descubre que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, existe una masa mínima de aproximadamente 0,2 masas solares para que las estrellas alberguen lunas habitables dentro del HZ estelar. . [48]
El entorno magnético de las exolunas, que es desencadenado de manera crítica por el campo magnético intrínseco del planeta anfitrión, se ha identificado como otro efecto sobre la habitabilidad de las exolunas. [49] En particular, se descubrió que las lunas a distancias entre aproximadamente 5 y 20 radios planetarios de un planeta gigante pueden ser habitables desde el punto de vista de la iluminación y el calentamiento de las mareas, pero aún así la magnetosfera planetaria influiría de manera crítica en su habitabilidad.
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