Configuración coorbital
En astronomía , una configuración coorbital es una configuración de dos o más objetos astronómicos (como asteroides , lunas o planetas ) que orbitan a la misma o muy similar distancia de su primario, es decir, están en una media de 1: 1. -Resonancia de movimiento . (o 1: −1 si orbita en direcciones opuestas ). [1]
Hay varias clases de objetos coorbitales, dependiendo de su punto de libración . La clase más común y más conocida es el troyano , que libra alrededor de uno de los dos puntos lagrangianos estables (puntos troyanos), L 4 y L 5 , 60 ° por delante y por detrás del cuerpo más grande, respectivamente. Otra clase es la órbita en herradura , en la que los objetos se libran alrededor de 180 ° del cuerpo más grande. Los objetos que se mueven alrededor de 0 ° se denominan cuasi-satélites . [2]
Una órbita de intercambio ocurre cuando dos objetos coorbitales son de masas similares y, por lo tanto, ejercen una influencia no despreciable entre sí. Los objetos pueden intercambiar ejes semi-mayores o excentricidades cuando se acercan entre sí.
Parámetros
Los parámetros orbitales que se utilizan para describir la relación de los objetos coorbitales son la longitud de la diferencia de periapsis y la diferencia de longitud media . La longitud de la periapsis es la suma de la longitud media y la anomalía media y la longitud media es la suma de la longitud del nodo ascendente y el argumento de la periapsis .
Troyanos
Los objetos troyanos orbitan 60 ° por delante (L 4 ) o detrás (L 5 ) de un objeto más masivo, ambos en órbita alrededor de un objeto central aún más masivo. El ejemplo más conocido son los asteroides que orbitan por delante o por detrás de Júpiter alrededor del Sol . Los objetos troyanos no orbitan exactamente en uno de los puntos lagrangianos , pero permanecen relativamente cerca de él, pareciendo orbitarlo lentamente. En términos técnicos, libran alrededor de = (± 60 °, ± 60 °). El punto alrededor del cual libran es el mismo, independientemente de su masa u excentricidad orbital. [2]
Planetas menores troyanos
Hay varios miles de planetas troyanos menores conocidos que orbitan alrededor del Sol. La mayoría de estos orbitan cerca de los puntos lagrangianos de Júpiter, los tradicionales troyanos de Júpiter . A partir de 2015, [update]también se sabe que existen 13 troyanos Neptune , 7 troyanos Mars , 2 troyanos Uranus ( 2011 QF 99 y 2014 YX 49 ) y 1 troyano terrestre ( 2010 TK 7 ).
Lunas de Troya
El sistema de Saturno contiene dos conjuntos de lunas troyanas. Tanto Tethys como Dione tienen dos lunas troyanas cada una, Telesto y Calypso en L 4 y L 5 de Tethys respectivamente, y Helene y Polydeuces en L 4 y L 5 de Dione respectivamente.
Polideuces se destaca por su amplia libración : se desplaza hasta ± 30 ° desde su punto lagrangiano y ± 2% de su radio orbital medio, a lo largo de una órbita de renacuajo en 790 días (288 veces su período orbital alrededor de Saturno, el mismo que el de Dione). ).
Planetas troyanos
Se propuso que un par de exoplanetas coorbitales orbitaran la estrella Kepler-223 , pero esto se retiró más tarde. [3]
Se estudió la posibilidad de un planeta troyano a Kepler-91b, pero la conclusión fue que la señal de tránsito era un falso positivo. [4]
Una posibilidad para la zona habitable es un planeta troyano de un planeta gigante cercano a su estrella . [5]
Formación del sistema Tierra-Luna
Según la hipótesis del impacto gigante , la Luna se formó después de una colisión entre dos objetos coorbitales: Theia , que se cree que tenía alrededor del 10% de la masa de la Tierra (casi tan masiva como Marte ), y la proto-Tierra, cuyas órbitas fueron perturbados por otros planetas, sacando a Theia de su posición de troyano y provocando la colisión.
Órbitas de herradura
Saturno · Jano · Epimeteo
Los objetos en una órbita en herradura se libran alrededor de 180 ° desde el primario. Sus órbitas abarcan ambos puntos lagrangianos equiláteros, es decir, L 4 y L 5 . [2]
Lunas coorbitales
Las lunas de Saturno Jano y Epimeteo comparten sus órbitas, siendo la diferencia en los ejes semi-mayores menor que el diámetro medio de cada una. Esto significa que la luna con el semi-eje mayor más pequeño alcanzará lentamente al otro. Mientras hace esto, las lunas se tiran gravitacionalmente entre sí, aumentando el eje semi-mayor de la luna que ha alcanzado y disminuyendo el de la otra. Esto invierte sus posiciones relativas proporcionalmente a sus masas y hace que este proceso comience de nuevo con los roles de las lunas invertidos. En otras palabras, efectivamente intercambian órbitas y, en última instancia, oscilan ambas en torno a su órbita media ponderada en masa.
Asteroides coorbitales terrestres
Se ha encontrado una pequeña cantidad de asteroides que son coorbitales con la Tierra. El primero de ellos en ser descubierto, el asteroide 3753 Cruithne , orbita el Sol con un período ligeramente menor a un año terrestre, lo que resulta en una órbita que (desde el punto de vista de la Tierra) aparece como una órbita en forma de frijol centrada en una posición. por delante de la posición de la Tierra. Esta órbita se mueve lentamente más adelante de la posición orbital de la Tierra. Cuando la órbita de Cruithne se mueve a una posición en la que sigue la posición de la Tierra, en lugar de guiarla, el efecto gravitacional de la Tierra aumenta el período orbital y, por lo tanto, la órbita comienza a retrasarse, volviendo a la ubicación original. El ciclo completo desde que conduce hasta que sigue a la Tierra toma 770 años, lo que lleva a un movimiento en forma de herradura con respecto a la Tierra. [6]
Desde entonces, se han descubierto más objetos cercanos a la Tierra (NEO) resonantes . Estos incluyen 54509 YORP , (85770) 1998 UP 1 , 2002 AA 29 , 2010 SO 16 , 2009 BD y 2015 SO 2 que existen en órbitas resonantes similares a las de Cruithne. 2010 TK 7 es el primer y único troyano terrestre identificado hasta ahora .
Se descubrió que los asteroides de Hungría son una de las posibles fuentes de objetos coorbitales de la Tierra con una vida útil de hasta ~ 58 kyrs [7]
Cuasi satélite
Los cuasi-satélites son objetos coorbitales que libran alrededor de 0 ° desde el primario. Las órbitas cuasi-satélites de baja excentricidad son muy inestables, pero para excentricidades moderadas a altas, dichas órbitas pueden ser estables. [2] Desde una perspectiva de co-rotación, el cuasi satélite parece orbitar al primario como un satélite retrógrado , aunque a distancias tan grandes que no está unido gravitacionalmente a él. [2] Dos ejemplos de cuasi-satélites de la Tierra son 2014 OL 339 [8] y 469219 Kamoʻoalewa . [9] [10]
Órbitas de intercambio
Además de intercambiar ejes semi-principales como las lunas Epimeteo y Jano de Saturno, otra posibilidad es compartir el mismo eje, pero intercambiar excentricidades. [11]
Ver también
- Planeta doble
- Nube de Kordylewski
Referencias
- ^ Morais, MHM; F. Namouni (2013). "Asteroides en resonancia retrógrada con Júpiter y Saturno". Avisos mensuales de las cartas de la Royal Astronomical Society . 436 : L30 – L34. arXiv : 1308.0216 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.436L..30M . doi : 10.1093 / mnrasl / slt106 .
- ^ a b c d e Dinámica de dos planetas en movimiento coorbital
- ^ "Dos planetas encontrados compartiendo una órbita" . Nuevo científico . 24 de febrero de 2011.
- ^ Caracterización de Kepler-91b y la investigación de un posible compañero troyano utilizando EXONEST , Ben Placek, Kevin H. Knuth, Daniel Angerhausen, Jon M. Jenkins, (enviado el 3 de noviembre de 2015)
- ^ Planetas troyanos extrasolares cercanos a zonas habitables , R. Dvorak, E. Pilat-Lohinger, R. Schwarz, F. Freistetter
- ^ Christou, AA; Asher, DJ (2011). "Un compañero de herradura de larga vida para la Tierra". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 414 (4): 2965. arXiv : 1104.0036 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.414.2965C . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18595.x .
- ^ Galiazzo, MA; Schwarz, R. (2014). "La región de Hungaria como posible fuente de troyanos y satélites en el sistema solar interior". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 445 (4): 3999. arXiv : 1612.00275 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.445.3999G . doi : 10.1093 / mnras / stu2016 .
- ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (2014). "Asteroide 2014 OL339: otro casi satélite de la Tierra". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 445 (3): 2985–2994. arXiv : 1409,5588 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.445.2961D . doi : 10.1093 / mnras / stu1978 .
- ^ Agle, DC; Brown, Dwayne; Cantillo, Laurie (15 de junio de 2016). "Pequeño asteroide es compañero constante de la Tierra" . NASA . Consultado el 15 de junio de 2016 .
- ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (2016). "Asteroide (469219) 2016 HO3, el cuasi-satélite más pequeño y cercano de la Tierra". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 462 (4): 3441–3456. arXiv : 1608.01518 . Código bibliográfico : 2016MNRAS.462.3441D . doi : 10.1093 / mnras / stw1972 .
- ^ Funk, B. (2010). "Intercambio de órbitas: ¿una posible aplicación a sistemas planetarios extrasolares?" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 410 (1): 455–460. Código bibliográfico : 2011MNRAS.410..455F . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17453.x .
- Eric B. Ford y Matthew J. Holman (2007). "Uso de observaciones de tiempo de tránsito para buscar troyanos de planetas extrasolares en tránsito" . Las cartas de la revista astrofísica . 664 (1): L51 – L54. arXiv : 0705.0356 . Código Bib : 2007ApJ ... 664L..51F . doi : 10.1086 / 520579 .
enlaces externos
- Animación QuickTime del movimiento coorbital de Murray y Dermott
- Cassini observa la danza orbital de Epimeteo y Jano The Planetary Society
- Una página web de búsqueda de planetas troyanos de un grupo de astrónomos que buscan planetas troyanos extrasolares en la Universidad Estatal de los Apalaches
- Objetos coorbitales
