Sistema de satélites

Los sistemas de satélites, al igual que los sistemas planetarios, son el producto de la atracción gravitacional, pero también se sostienen mediante fuerzas ficticias. Aunque 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 satélites. De los planetas del sistema solar, Neptuno y Urano tienen las esferas de Hill más grandes debido a la menor influencia gravitacional del Sol en sus órbitas lejanas; sin embargo, todos los planetas gigantes tienen esferas de Hill con un radio cercano a los 100 millones de kilómetros. En contraste, 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 gravitacional, con la excepción de los puntos de Lagrange.

Los satélites son estables en los puntos de Lagrange L₄ y L₅. Estos se encuentran en las esquinas 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 está detrás (L₅) o delante (L₄) de la masa menor con respecto a su órbita alrededor de la masa mayor. Los puntos triangulares (L₄ y L₅) son equilibrios estables, siempre que la relación de M₁/M₂ sea aproximadamente 24,96.^{[nota 1][3]} Cuando un cuerpo en estos puntos es perturbado, se aleja del punto, pero el factor opuesto al que se incrementa o disminuye por la perturbación (ya sea la gravedad o la velocidad inducida por el momento angular) también aumenta o disminuye, curvando la trayectoria del objeto en una órbita estable en forma de habichuela alrededor del punto (vista en el marco de referencia corrotante).

Generalmente se piensa que los satélites naturales deben orbitar en la misma dirección en que rota el planeta (conocido como órbita prograda). Por ello, se utiliza el término luna regular para estas órbitas. Sin embargo, también es posible una órbita retrógrada (en la dirección opuesta al planeta), y el término luna irregular se usa para describir las excepciones conocidas a esta regla; se cree que las lunas irregulares han sido insertadas en órbita mediante captura gravitacional.^[4]

Los discos de acreción alrededor de planetas gigantes pueden formarse de manera similar a los discos alrededor de estrellas, de los cuales se forman 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 disco protosatelital (en el caso del sistema Tierra-Luna, el disco protolunar). Los modelos de gas durante la formación de planetas coinciden con una regla general de una proporción de masa planeta-satélite(s) de 10.000:1^[8] (una excepción notable es Neptuno). La acreción también se propone 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 se explican fácilmente por esta teoría.^[9]

Otro mecanismo propuesto para la formación de sistemas de satélites es la acreción a partir de escombros. Algunos científicos teorizan que las lunas galileanas son consideradas por algunos como 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 resultar de satélites desintegrados cerca del límite de Roche. Estos discos podrían, con el tiempo, coalescer 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 colisional y este origen puede verificarse comparando sus elementos orbitales y composición. Las simulaciones por computadora han demostrado que los impactos gigantes podrían haber sido el origen de la Luna. Se piensa que la Tierra temprana tuvo múltiples lunas resultantes del impacto gigante. Modelos similares se han utilizado para explicar la creación del sistema plutoniano, así como los de otros objetos del cinturón de Kuiper y asteroides. Esta también es una teoría predominante para el origen de las lunas de Marte.^[11] Ambos conjuntos de hallazgos apoyan un origen de Fobos a partir de material expulsado por un impacto en Marte que se reacretó en la órbita marciana.^[12] La colisión también se usa para explicar peculiaridades en el sistema uraniano.^[13][14] Modelos desarrollados en 2018 explican el giro inusual del planeta y apoyan una colisión oblicua con un objeto del doble del tamaño de la Tierra, que probablemente se re-coalesció 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 ralentizar el movimiento de objetos que pasan para facilitar la captura. Esta hipótesis se ha planteado para explicar las órbitas irregulares de los satélites de Júpiter y Saturno, por ejemplo.^[20] Una señal reveladora de la 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 también se ha propuesto como el origen de la Luna de la Tierra. Sin embargo, en este último caso, las proporciones de isótopos casi idénticas encontradas en muestras de la Tierra y la Luna no se explican fácilmente por esta teoría.^[21]

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, la más larga durante aproximadamente doce años. Basado en modelos computacionales, se predice que la futura captura del cometa 111P/Helin-Roman-Crockett durante 18 años comenzará en 2068.^[22][23] Sin embargo, las órbitas capturadas temporalmente son altamente irregulares e inestables, y los procesos teorizados detrás de la captura estable pueden ser excepcionalmente raros.

Los sistemas de satélites naturales, particularmente aquellos que involucran múltiples objetos de masa planetaria, pueden tener interacciones complejas que afectan a varios cuerpos o al sistema en general.

Los sistemas de anillos son colecciones de polvo cósmico, lunetas u otros objetos pequeños. Los ejemplos más notables son los de Saturno, pero los otros tres gigantes gaseosos (Júpiter, Urano y Neptuno) también tienen sistemas de anillos.

Otros objetos también han mostrado poseer anillos. Haumea fue el primer planeta enano y objeto transneptuniano en el que se descubrió un sistema de anillos.^[24] El centauro 10199 Chariklo, con un diámetro de aproximadamente 250 kilómetros (155,3 mi), es el objeto más pequeño con anillos jamás descubierto,^[25] compuesto por dos bandas estrechas y densas, de 6–7 km y 2–4 km de ancho, separadas por un espacio de 9 kilómetros (5,6 mi).^[25][26] La luna de Saturno Rea puede tener un tenue sistema de anillos compuesto por 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, estudios de los anillos de Saturno indican que podrían datar de los primeros días del sistema solar.^[28] Las teorías actuales sugieren que algunos sistemas de anillos pueden formarse en ciclos repetitivos, acrecionándose 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 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 orbitan en 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 gravitacional regular y periódica entre sí, se conoce como resonancia orbital. Las resonancias orbitales están presentes en varios sistemas de satélites:

• 2:4 Tetis–Mimas (lunas de Saturno)
• 1:2 Dione–Encélado (lunas de Saturno)
• 3:4 Hiperión–Titán (lunas de Saturno)
• 1:2:4 Ganímedes–Europa–Ío (lunas de Júpiter)
• 1:3:4:5:6 cuasi-resonancias - Estigia, Nix, Cerbero y Hidra (lunas de Plutón) (Estigia aproximadamente 5,4% de la resonancia, Nix aproximadamente 2,7%, Cérbero aproximadamente 0,6% e Hidra aproximadamente 0,3%).^[32]

Otras posibles interacciones orbitales incluyen la libración y la configuración co-orbital. Las lunas de Saturno Jano y Epimeteo comparten sus órbitas, con una diferencia en los semiejes mayores menor que el diámetro medio de cualquiera de ellas. La libración es un movimiento oscilante percibido de los cuerpos en órbita entre sí. El sistema de satélites Tierra-Luna es conocido por producir este efecto.

Varios sistemas orbitan un centro de masa común y se conocen como compañeros binarios. El sistema más notable es el sistema plutoniano, que también es un binario de planeta enano. Varios planetas menores también comparten esta configuración, incluidos los «binarios verdaderos» con masas casi iguales, como 90 Antiope y (66063) 1998 RO1. Algunas interacciones orbitales y configuraciones binarias han causado que lunas más pequeñas adopten formas no esféricas y «tumben» caóticamente en lugar de rotar, como en el caso de Nix, Hidra (lunas de Plutón) e Hiperión (luna de Saturno).^[33]

La energía de marea, incluida la aceleración de marea, 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, el calor generado por la fricción de marea en las lunas de otros planetas es responsable de sus características geológicamente activas. Un 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; estas 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 se predice que dentro de 3.600 millones de años, esto hará que Tritón pase dentro del límite de Roche de Neptuno,^[35] resultando 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 podría liberarse de su unión 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. La perturbación entre satélites puede ocurrir, particularmente en la formación temprana, ya que la gravedad de los satélites se afecta mutuamente, y puede resultar en la expulsión del sistema o en colisiones entre satélites o con el primario. Las simulaciones muestran que tales interacciones causan que las órbitas de las lunas internas 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 debido a la resonancia de sus órbitas. La perturbación se ha sugerido como una razón por la cual Neptuno no sigue la proporción de masa de 10.000:1 entre el planeta progenitor y las lunas colectivas, como se observa 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 esta temprano en la historia del sistema, causando que impactara con la Luna.^[40]

Algunos sistemas de satélites han mostrado interacciones gaseosas 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. También se ha modelado la transferencia de gas nitrógeno entre Plutón y Caronte^[41] y se espera que sea observable por la sonda New Horizons. Se predicen toros similares producidos por la luna de Saturno Titán (nitrógeno) y la luna de Neptuno Tritón (hidrógeno).

Se han observado interacciones magnéticas complejas en los sistemas de satélites. Más notablemente, la interacción del fuerte campo magnético de Júpiter con los de Ganímedes e Ío. 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 celeste») orbitando la Tierra. Esta idea se conocía como geocentrismo (donde la Tierra es el centro del universo). Sin embargo, el modelo geocéntrico generalmente no acomodaba la posibilidad de que los cuerpos celestes orbitaran otros planetas observados, como Venus o Marte.

Seleuco de Seleucia (190 a. C.) hizo observaciones que podrían haber incluido el fenómeno de las mareas,^[42] que supuestamente teorizó que eran causadas por la atracción de la Luna y por la revolución de la Tierra alrededor de un centro de masa Tierra-Luna.

A medida que el heliocentrismo (la doctrina de que el Sol es el centro del universo) comenzó a ganar popularidad en el siglo XVI, el enfoque se trasladó a los planetas y la idea de sistemas de satélites planetarios perdió 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 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 en explorar un sistema de satélites distinto al de la Tierra fue 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.

Basado en modelos de calentamiento por marea, los científicos han definido zonas en los sistemas de satélites de manera similar a los de los sistemas planetarios. Una de estas 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 soportar agua líquida en su superficie. Cuando se incluyen los efectos de los eclipses, así como las restricciones de la estabilidad orbital de un satélite, se encuentra que, dependiendo de la excentricidad orbital de una luna, hay 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 es críticamente desencadenado por el campo magnético intrínseco del planeta anfitrión, se ha identificado como otro efecto en la habitabilidad de las exolunas.^[45] Más notablemente, 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 marea, pero el magnetosfera planetaria influiría críticamente en su habitabilidad.