Un sistema de satélites es un conjunto de objetos gravitacionalmente ligados en órbita alrededor de un objeto de masa planetaria (incluidos los enanos submarrones y los planetas rebeldes ) o 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 circumplanetarios, 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 principales individualmente se designan en números romanos. Los sistemas de satélites se mencionan por los adjetivos posesivos de su primario (por ejemplo, " sistema joviano "), o con menos frecuencia por el nombre de su primario (por ejemplo, "sistema de Júpiter"). Cuando sólo se conoce un satélite, o se trata de un sistema binario con un centro de gravedad común, se puede hacer referencia a él utilizando los nombres compuestos del satélite primario y mayor (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 que consisten en 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 Marte de dos diminutos satélites naturales, los otros planetas terrestres generalmente no se consideran sistemas de satélites, aunque algunos han sido orbitados por satélites artificiales originados en la Tierra.
Se sabe poco sobre los sistemas de satélites más allá del Sistema Solar, aunque se infiere que los satélites naturales son comunes. Se han detectado posibles signos de exolunas alrededor de exoplanetas como Kepler-1625b . También se teoriza que los planetas rebeldes expulsados de su sistema planetario podrían conservar un sistema de satélites. [2]
Los sistemas satelitales, al igual que los sistemas planetarios, son producto de la atracción gravitatoria, 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 los sistemas satelitales 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 de Hill más grandes, debido a la menor influencia gravitatoria del Sol en sus órbitas lejanas, sin embargo todos los planetas gigantes tienen esferas de Hill en las proximidades de los 100 millones de kilómetros de radio. Por el contrario, las esferas de 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 gravitatoria, con la excepción de los puntos de Lagrange .
Los satélites son estables en los puntos lagrangianos L 4 y L 5 . Estos se encuentran en los terceros vértices de los dos triángulos equiláteros en el plano de la 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 de M 1 /M 2 sea cercana a 24,96. [a] [3] Cuando un cuerpo en estos puntos es perturbado, se aleja del punto, pero el factor opuesto del que aumenta o disminuye por la perturbación (ya sea la gravedad o la velocidad inducida por el momento angular) también aumentará o disminuirá, doblando la trayectoria del objeto en una órbita estable, en forma de frijol , alrededor del punto (como se ve en el marco de referencia corrotante).
En general, se cree que los satélites naturales deben orbitar en la misma dirección en la que gira el planeta (lo que se conoce como órbita prograda). Por ello, se utiliza el término luna regular para estas órbitas. Sin embargo, también es posible una órbita retrógrada (la dirección opuesta al planeta). El término 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. [4]
Los discos de acreción alrededor de planetas gigantes pueden ocurrir de una manera similar a la aparición de discos alrededor de estrellas, a partir de las cuales se forman los planetas (por ejemplo, esta es una de las teorías para la formación de los sistemas de satélites de Urano, [5] Saturno y Júpiter). Esta nube temprana de gas es un tipo de disco circumplanetario [6] [7] conocido como un disco proto-satélite (en el caso del sistema Tierra-Luna, el disco proto-lunar). Los modelos de gas durante la formación de planetas coinciden con una regla general para la relación de masas planeta-satélite de 10,000:1 [8] (una excepción notable es Neptuno). La acreción también es propuesta por algunos como una teoría para el origen del sistema Tierra-Luna, sin embargo el momento angular del sistema y el núcleo de hierro más pequeño de la Luna no pueden explicarse fácilmente por esto. [9]
Otro mecanismo propuesto para la formación de sistemas de satélites es la acreción a partir de escombros. Algunos científicos creen que las lunas galileanas son una generación más reciente de lunas formadas a partir de la desintegración de generaciones anteriores de lunas acrecionadas. [10] Los sistemas de anillos son un tipo de disco circumplanetario que puede ser el resultado de satélites desintegrados cerca del límite de Roche . Dichos 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, particularmente 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 composición. Se han utilizado simulaciones por computadora para demostrar que los impactos gigantes podrían haber sido el origen de la Luna . Se cree que la Tierra primitiva tenía múltiples lunas resultantes del impacto gigante. Se han utilizado modelos similares para explicar la creación del sistema plutoniano, así como los de otros objetos y asteroides del cinturón de Kuiper. Esta es también una teoría predominante para el origen de las lunas de Marte. [11] Ambos conjuntos de hallazgos respaldan un origen de Fobos a partir de material expulsado por un impacto en Marte que se reacrecionó en la órbita marciana. [12] La colisión también se utiliza para explicar peculiaridades en el sistema de Urano. [13] [14] Los modelos desarrollados en 2018 explican que el giro inusual del planeta respalda una colisión oblicua con un objeto del doble del tamaño de la Tierra que probablemente se haya vuelto a fusionar para formar las lunas heladas del sistema. [15]
Algunas teorías sugieren que la captura gravitacional es el origen de la luna principal de Neptuno, Tritón, [16] las lunas de Marte, [17] y la luna de Saturno, Febe . [18] [19] Algunos científicos han propuesto atmósferas extendidas alrededor de planetas jóvenes como un mecanismo para frenar el movimiento de un objeto que pasa y ayudar a la captura. La hipótesis se ha propuesto para explicar las órbitas irregulares de los satélites de Júpiter y Saturno , por ejemplo. [20] Un signo revelador de captura es una órbita retrógrada, que puede resultar de un objeto que se acerca al lado del planeta hacia el que está rotando. [4] La captura incluso se ha propuesto como el origen de la Luna de la Tierra. En el caso de esta última, sin embargo, las proporciones isotópicas prácticamente idénticas encontradas en muestras de la Tierra y la Luna no se pueden explicar fácilmente con esta teoría. [21]
Se han encontrado pruebas del proceso natural de captura de satélites en la observación directa de objetos capturados por Júpiter. Se han observado cinco capturas de este tipo, la más larga de las cuales duró aproximadamente doce años. Según modelos informáticos, se prevé que la captura futura del cometa 111P/Helin-Roman-Crockett durante 18 años comience en 2068. [22] [23] Sin embargo, las órbitas capturadas temporalmente son muy irregulares e inestables, por lo que los procesos teóricos detrás de la captura estable pueden ser excepcionalmente raros.
Los sistemas de satélites naturales, en particular aquellos que involucran múltiples objetos de masa planetaria, pueden tener interacciones complejas que pueden tener efectos sobre múltiples cuerpos o en todo el sistema.
Los sistemas de anillos son acumulaciones de polvo , lunas pequeñas 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.
También se ha descubierto que otros objetos poseen anillos. Haumea fue el primer planeta enano y objeto transneptuniano que se descubrió que poseía un sistema de anillos. [24] Centaur 10199 Chariklo , con un diámetro de unos 250 kilómetros (160 mi), es el objeto más pequeño con anillos jamás descubierto [25] que consiste en dos bandas estrechas y densas, de 6-7 km (4 mi) y 2-4 km (2 mi) de ancho, separadas por un espacio de 9 kilómetros (6 mi). [25] [26] La luna saturniana Rhea puede tener un sistema de anillos tenue que consiste en tres bandas estrechas y relativamente densas dentro de un disco de partículas, el primero predicho alrededor de una luna . [27]
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. [28] Las teorías actuales sugieren que algunos sistemas de anillos pueden formarse en ciclos repetidos, acrecentándose en satélites naturales que se desintegran tan pronto como alcanzan el límite de Roche. [29] Esta teoría se ha utilizado para explicar la longevidad de los anillos de Saturno, así como de las lunas de Marte.
Las leyes de Cassini describen el movimiento de los satélites dentro de un sistema [30] con sus precesiones definidas por el plano de Laplace . [31] La mayoría de los sistemas de satélites se encuentran orbitando el plano eclíptico del primario. Una excepción es la luna de la Tierra, que orbita en el plano ecuatorial del planeta . [30]
Cuando los cuerpos en órbita ejercen una influencia gravitatoria periódica y regular entre sí, se habla de resonancia orbital. Las resonancias orbitales están presentes en varios sistemas satelitales:
Otras interacciones orbitales posibles incluyen la libración y la configuración coorbital. Las lunas saturnianas Jano y Epimeteo comparten sus órbitas, siendo la diferencia en los semiejes mayores menor que el diámetro medio de cada una de ellas. La libración es un movimiento oscilatorio percibido de los 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 masas común y se los conoce como compañeros binarios. El sistema más notable es el sistema plutoniano, que también es un sistema binario de planetas enanos. Varios planetas menores también comparten esta configuración, incluidos los "sistemas binarios verdaderos" con masas casi iguales, 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 "giren" caóticamente en lugar de rotar, como en el caso de Nix, Hydra (lunas de Plutón) e Hyperion (luna de Saturno). [33]
La energía de las mareas, incluida la aceleración de las mareas, puede tener efectos tanto en los satélites como en los planetas primarios. Las fuerzas de marea de la Luna deforman la Tierra y la hidrosfera; de manera similar, se ha descubierto 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. [34]
Las interacciones de marea 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 [35], lo que resultará en una colisión con la atmósfera de Neptuno o en la ruptura de Tritón, formando un gran anillo similar al que se encuentra alrededor de Saturno. [35] Un proceso similar está acercando a Fobos a Marte, y se predice que en 50 millones de años colisionará con el planeta o se romperá en un anillo planetario . [36] 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. [37]
Aunque las fuerzas de marea del primario son comunes en los satélites, la mayoría de los sistemas de satélites permanecen estables. Pueden producirse perturbaciones entre satélites, en particular en la formación temprana, ya que la gravedad de los satélites se afecta entre sí, y puede dar lugar a la expulsión del sistema o a 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. [38] Parte de la actividad de Ío se puede explicar por la perturbación de la gravedad de Europa a medida que sus órbitas resuenan. Se ha sugerido que la perturbación es una razón por la que Neptuno no sigue la relación de masas de 10.000:1 entre el planeta padre y las lunas colectivas, como se ve en todos los demás planetas gigantes conocidos. [39] 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 al principio de la historia del sistema, lo que provocó que impactara con la Luna. [40]
Se sabe que algunos sistemas satelitales tienen interacciones de gas entre objetos. Ejemplos notables incluyen los sistemas de Júpiter, Saturno y Plutón. El toro de plasma de Ío es una transferencia de oxígeno y azufre desde la tenue atmósfera de la luna volcánica de Júpiter , Ío , y otros objetos, incluidos Júpiter y Europa. Un toro de oxígeno e hidrógeno producido por la luna de Saturno , Encélado, forma parte del anillo E alrededor de Saturno. La transferencia de gas nitrógeno entre Plutón y Caronte también se ha modelado [41] y se espera que sea observable por la sonda espacial New Horizons . Se predice que toros similares producirán la luna Titán de Saturno (nitrógeno) y la luna Tritón de Neptuno (hidrógeno).
Se han observado interacciones magnéticas complejas en sistemas satelitales. La más notable es la interacción del fuerte campo magnético de Júpiter con los de Ganímedes e Ío. Las observaciones sugieren que dichas interacciones pueden provocar la pérdida de atmósferas de las lunas y la generación de auroras espectaculares.
La noción de sistemas satelitales es anterior a la historia. Los primeros humanos conocían la Luna. Los primeros modelos astronómicos se basaban en cuerpos celestes (o una "esfera celeste") que orbitaban alrededor de la Tierra. Esta idea se conocía como geocentrismo (según el cual la Tierra es el centro del universo). Sin embargo, el modelo geocéntrico no contemplaba en general la posibilidad de que los objetos celestes orbitaran alrededor de otros planetas observados, como Venus o Marte.
Seleuco de Seleucia (nacido en 190 a. C.) hizo observaciones que pueden haber incluido el fenómeno de las mareas , [42] que supuestamente teorizó que eran causadas por la atracción hacia la Luna y por la revolución de la Tierra alrededor de un "centro de masa" Tierra - Luna .
A medida que el heliocentrismo (la doctrina según la cual el Sol es el centro del universo) empezó a ganar popularidad en el siglo XVI, el enfoque se desplazó hacia los planetas y la idea de los sistemas de satélites planetarios cayó en desuso. 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 que había 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. [43]
La primera sonda que exploró un sistema de satélites distinto de la Tierra fue la 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 satelitales similares 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 albergar agua líquida en su superficie. Cuando se incluyen en este concepto los efectos de los eclipses, así como 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 de la zona habitable estelar. [44]
El entorno magnético de las exolunas, que se desencadena críticamente por el campo magnético intrínseco del planeta anfitrión, se ha identificado como otro efecto en la habitabilidad de las exolunas. [45] En particular, se encontró que las lunas a distancias de 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 por mareas, pero aún así la magnetosfera planetaria influiría críticamente en su habitabilidad.
