Luna irregular

un satélite capturado siguiendo una órbita irregular

Ver también: captura de asteroides

Satélites irregulares de Júpiter (rojo), Saturno (amarillo), Urano (verde) y Neptuno (azul) (excluyendo Tritón). El eje horizontal muestra su distancia del planeta ( semi-eje mayor ) expresada como una fracción del radio de la esfera Hill del planeta . El eje vertical muestra su inclinación orbital . Los puntos o círculos representan sus tamaños relativos.

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, excéntrica y retrógrada . Han sido capturados por su planeta padre, a diferencia de los satélites regulares , que se formaron en órbita alrededor de ellos. Las lunas irregulares tienen una órbita estable, a diferencia de los satélites temporales que a menudo tienen órbitas igualmente irregulares pero que eventualmente se irán. El término no se refiere a la forma: Tritón es una luna redonda, pero se considera irregular debido a su órbita.

Hasta octubre de 2019, se conocen 145 lunas irregulares que orbitan los cuatro planetas exteriores ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ). Los más grandes de cada planeta son Himalia de Júpiter, Febe de Saturno, Sycorax de Urano y Tritón de Neptuno. Actualmente se cree que los satélites irregulares fueron capturados desde órbitas heliocéntricas cerca de sus ubicaciones actuales, poco después de la formación de su planeta padre. Una teoría alternativa, que se originó más lejos en el cinturón de Kuiper , no está respaldada por las observaciones actuales.

Definición

Planeta	r H , 10 6  km [1]	r min , km [1]	Número conocido
Júpiter	55	1,5	71
Saturno	69	3	58
Urano	73	7	9
Neptuno	116	dieciséis	7 (incluido Triton)

No existe una definición precisa de satélite irregular ampliamente aceptada. De manera informal, 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.

En la práctica, el satélite de semieje mayor se compara con el radio del planeta de la esfera de Hill (es decir, la esfera de su influencia gravitatoria), . Los satélites irregulares tienen semiejes mayores de 0,05 con apoapses que se extienden hasta 0,65 . ^[1] El radio de la esfera Hill se da en la tabla adyacente.${\displaystyle r_{H}}$${\displaystyle r_{H}}$${\displaystyle r_{H}}$

La Luna de la Tierra parece ser una excepción: no suele figurar como un satélite irregular a pesar de que su precesión está controlada principalmente por el Sol ^{[ cita requerida ]} y su semieje mayor es mayor que 0,05 del radio de la Esfera Hill de la Tierra.

Órbitas

Distribución actual

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 55 ° (o inferiores a 130 ° para satélites retrógrados). Además, se pueden identificar algunas agrupaciones en las que un satélite grande comparte una órbita similar con algunos más pequeños.

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 Pasiphae , por ejemplo, cambia hasta 1,5 Gm en dos años (órbita única), la inclinación alrededor de 10 ° y la excentricidad hasta 0,4 en 24 años (el doble del período de la órbita de Júpiter). ^[2] En consecuencia, los elementos orbitales medios (promediados a lo largo del tiempo) se utilizan para identificar las agrupaciones en lugar de los elementos osculantes en la fecha dada. (De manera similar, los elementos orbitales adecuados se utilizan para determinar las familias de asteroides ).

Origen

Ver también: Triton (luna) § Captura

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. ^[3] ) Para que esto ocurra, es necesario que haya sucedido al menos una de tres cosas:

• disipación de energía (por ejemplo, en interacción con la nube de gas primordial)
• una extensión sustancial (40%) de la esfera Hill del planeta en un breve período de tiempo (miles de años)
• una transferencia de energía en una interacción de tres cuerpos . Esto podría involucrar:
  • una colisión (o encuentro cercano) de un cuerpo entrante y un satélite, lo que resulta en que el cuerpo entrante pierda energía y sea capturado.
  • un encuentro cercano entre un objeto binario entrante y el planeta (o posiblemente una luna existente), lo que resulta en la captura de un componente del binario. Se ha sugerido que tal ruta es la más probable para Triton . ^[4]

Después de la captura, algunos de los satélites podrían romperse dando lugar a agrupaciones de lunas más pequeñas siguiendo órbitas similares. Las resonancias podrían modificar aún más las órbitas haciendo que estas agrupaciones sean menos reconocibles.

Estabilidad a largo plazo

Phoebe , el satélite irregular más grande de Saturno

Las órbitas actuales de las lunas irregulares son estables, a pesar de perturbaciones sustanciales cerca del apocentro . ^[5] La causa de esta estabilidad en varios irregulares es el hecho de que orbitan con una resonancia secular o Kozai . ^[6]

Además, las simulaciones indican las siguientes conclusiones:

• Las órbitas con inclinaciones entre 50 ° y 130 ° son muy inestables: su excentricidad aumenta rápidamente y hace que el satélite se pierda ^[2]
• Las órbitas retrógradas son más estables que las progradas (las órbitas retrógradas estables se pueden encontrar más lejos del planeta)

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 colisión y encuentros cercanos. Alternativamente, las crecientes perturbaciones del Sol en los apocentros crecientes los empujan más allá de la esfera de Hill.

Los satélites retrógrados se pueden encontrar más lejos del planeta que los progrados. Las integraciones numéricas detalladas han mostrado esta asimetría. Los límites son una función complicada de la inclinación y excentricidad, pero en general, órbitas directas con semi-ejes mayores de hasta 0,47 r _H (Hill esfera de radio) pueden ser estables, mientras que para órbitas retrógradas estabilidad puede extenderse a 0,67 r _H .

El límite del semieje mayor es sorprendentemente nítido para los satélites progrados. Un satélite en una órbita circular prograda (inclinación = 0 °) situado a 0,5 r _H dejaría Júpiter en tan solo cuarenta años. El efecto puede explicarse por la llamada resonancia de acción . El apocentro del satélite, donde el control del planeta sobre 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. ^[5]

La asimetría entre los satélites progrado y retrógrado se puede explicar de manera muy intuitiva por la aceleración de Coriolis en el marco que gira con el planeta. Para los satélites progrados la aceleración apunta hacia afuera y para los retrógrados apunta hacia adentro, estabilizando el satélite. ^[7]

Capturas temporales

La captura de un asteroide desde una órbita heliocéntrica no siempre es permanente. Según las simulaciones, los satélites temporales deberían ser un fenómeno común. ^{[8] [9]} 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. ^{[10] [11] [12]}

Características físicas

Tamaño

Ilustración de la ley de potencias. La cantidad de objetos depende de su tamaño.

Dada su mayor distancia de la Tierra, los satélites irregulares conocidos de Urano y Neptuno son más grandes que los de Júpiter y Saturno; los más pequeños probablemente existen pero aún no se han observado. Sin embargo, con este sesgo de observación en mente, la distribución de tamaño es similar para los cuatro planetas gigantes.

Normalmente, la relación que expresa el número de objetos de diámetro menor o igual a se aproxima mediante una ley de potencia :${\displaystyle N\,\!}$${\displaystyle D\,\!}$

${\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\sim D^{-q}}$con q definiendo la pendiente.

Se observa una ley de potencia superficial ( q ~ 2) para tamaños de 10 a 100 km ^† pero más pronunciada ( q ~ 3,5) para objetos menores de 10 km ^‡ . Un análisis de imágenes de archivo de 2010 del Telescopio Canadá-Francia-Hawai muestra que la ley de potencia para la población retrógrada de satélites irregulares de Júpiter de más de ~ 400 m es poco profunda, a q ≃2,5. ^[13]

A modo de comparación, la distribución de los objetos del cinturón de Kuiper es mucho más pronunciada ( q ~ 4), es decir, para un objeto de 1000 km hay mil objetos con un diámetro de 100 km. La distribución de tamaño proporciona información sobre el posible origen (captura, colisión / ruptura o acreción).

^† Por cada objeto de 100 km, se pueden encontrar diez objetos de 10 km.
^‡ Para un objeto de 10 km, se pueden encontrar unos 140 objetos de 1 km.

Colores

Este diagrama ilustra las diferencias de color en los satélites irregulares de Júpiter (etiquetas rojas), Saturno (amarillo) y Urano (verde). Solo se muestran los irregulares con índices de color conocidos. Como referencia, el centauro Pholus y tres objetos clásicos del cinturón de Kuiper también están graficados (etiquetas grises, tamaño no a escala). Para comparar, vea también colores de centauros y KBO .

Los colores de los satélites irregulares se pueden estudiar mediante índices de color : medidas simples de 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).

albedo [14]	neutral	rojizo	rojo
bajo	C 3–8%	P 2–6%	D 2–5%
medio		M 10-18%	Un 13–35%
elevado		E 25–60%

El sistema de cada planeta muestra características ligeramente diferentes. Irregulares de Júpiter son de color gris a ligeramente rojo, consistente con C , P y D de tipo asteroides . ^[15] 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 Prospero y Setebos son grises, al igual que los satélites neptunianos Nereid y Halimede . ^[dieciséis]

Espectros

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 Phoebe y Nereid y se encontraron características atribuidas a la alteración acuosa en Himalia.

Rotación

Los satélites regulares generalmente están 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 solo diez horas para las lunas más grandes Himalia , Phoebe , Sycorax y Nereid (para comparar con sus períodos orbitales de cientos de días). Tales tasas de rotación están en el mismo rango que es típico de los asteroides .

Familias con un origen común

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 colisión , partes de un cuerpo más grande que se rompió.

Agrupaciones dinámicas

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. Un Δ v de decenas de metros por segundo (5-50 m / s) podría resultar de una ruptura. Las agrupaciones dinámicas de satélites irregulares se pueden identificar utilizando estos criterios y evaluar la probabilidad del origen común de una ruptura. ^[17]

Cuando la dispersión de las órbitas es demasiado amplia (es decir, requeriría Δ v del orden de cientos de m / s)

• o se debe suponer más de una colisión, es decir, el clúster debe subdividirse en grupos
• o deben postularse cambios significativos posteriores a la colisión, por ejemplo, resultantes de resonancias.

Agrupaciones de colores

Cuando se conocen los colores y espectros de los satélites, la homogeneidad de estos datos para todos los miembros de un grupo dado es un argumento sustancial a favor de un origen común. Sin embargo, la falta de precisión en los datos disponibles dificulta a menudo sacar conclusiones estadísticamente significativas. Además, los colores observados no son necesariamente representativos de la composición global del satélite.

Agrupaciones observadas

Satélites irregulares de Júpiter

Las órbitas de los satélites irregulares de Júpiter, que muestran cómo se agrupan en grupos. Los satélites están representados por círculos que indican sus tamaños relativos. La posición de un objeto en el eje horizontal muestra su distancia a Júpiter. Su posición en el eje vertical indica su inclinación orbital . Las líneas amarillas indican su excentricidad orbital (es decir, la medida en que varía su distancia de Júpiter durante su órbita).

Por lo general, se enumeran las siguientes agrupaciones (los grupos dinámicamente ajustados que muestran colores homogéneos se enumeran en negrita )

• Programar satélites
  • El grupo Himalia comparte una inclinación media de 28 °. Están confinados dinámicamente (Δ v ≈ 150 m / s). Son homogéneos en longitudes de onda visibles (con colores neutros similares a los de los asteroides de tipo C ) y en longitudes de onda del infrarrojo cercano ^[18]
  • Los satélites progrados Themisto , Carpo y Valetudo no forman parte de ningún grupo conocido.

Animación de la órbita de Himalia.
   Júpiter  ·    Himalia  ·   Calisto

• Satélites retrógrados
  • El grupo Carme comparte una inclinación media de 165 °. Es dinámicamente ajustado (5 <Δ v <50 m / s). Es de color muy homogéneo, cada miembro muestra un color rojo claro consistente con un progenitor de asteroide de tipo D.
  • El grupo Ananke comparte una inclinación media de 148 °. Muestra poca dispersión de los parámetros orbitales (15 <Δ v <80 m / s). La propia Ananke aparece de color rojo claro, pero los otros miembros del grupo son grises.
  • El grupo Pasiphae está muy disperso. Pasiphae en sí parece ser gris, mientras que otros miembros ( Callirrhoe , Megaclite ) son de color rojo claro.

Sinope , a veces incluido en el grupo Pasiphae, es rojo y, dada la diferencia de inclinación, podría capturarse de forma independiente. ^{[15] [19]} Pasiphae y Sinope también están atrapados en resonancias seculares con Júpiter. ^{[5] [17]}

Satélites irregulares de Saturno

Satélites irregulares de Saturno, que muestran cómo se agrupan. Para obtener una explicación, consulte el diagrama de Júpiter.

Las siguientes agrupaciones se enumeran comúnmente para los satélites de Saturno:

• Programar satélites
  • El grupo galo comparte una inclinación media de 34 °. Sus órbitas son dinámicamente estrechas (Δ v ≈ 50 m / s) y son de color rojo claro; la coloración es homogénea en las longitudes de onda del infrarrojo cercano y visible. ^[18]
  • El grupo inuit comparte una inclinación media de 46 °. Sus órbitas están muy dispersas (Δ v ≈ 350 m / s) pero son físicamente homogéneas y comparten una coloración roja clara.
• Satélites retrógrados
  • El grupo nórdico se define principalmente con fines de nomenclatura; los parámetros orbitales están muy dispersos. Se han investigado subdivisiones, incluidas
    • El grupo Phoebe comparte una inclinación media de 174 °; Este subgrupo también está muy disperso y puede dividirse en al menos dos subgrupos.
    • El grupo Skathi es un posible subgrupo del grupo nórdico.

• Animación del grupo de satélites inuit de Saturno
     Kiviuq (luna)  ·    Ijiraq (luna)  ·    Paaliaq  ·    Siarnaq  ·   Tarqeq

• Animación de la órbita de Phoebe.
     Saturno  ·    Phoebe  ·   Titán

Satélites irregulares de Urano y Neptuno

Satélites irregulares de Urano (verde) y Neptuno (azul) (excluyendo Tritón). Para obtener una explicación, consulte el diagrama de Júpiter.

Planeta	r min [1]
Júpiter	1,5 kilometros
Saturno	3 kilometros
Urano	7 kilómetros
Neptuno	16 kilometros

Según el conocimiento actual, el número de satélites irregulares que orbitan Urano y Neptuno es menor que el de Júpiter y Saturno. Sin embargo, se cree que esto es simplemente el resultado de 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 se pueden detectar con la tecnología actual, asumiendo 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 los números más pequeños, es difícil llegar a conclusiones estadísticamente significativas sobre las agrupaciones. Un origen único para los irregulares retrógrados de Urano parece poco probable dada una dispersión de los parámetros orbitales que requerirían un impulso alto (Δ v ≈ 300 km), lo que implica un gran diámetro del impactador (395 km), que a su vez es incompatible con el distribución de tamaño de los fragmentos. En cambio, se ha especulado con la existencia de dos agrupaciones: ^[15]

• Grupo Caliban
• Grupo Sycorax

Estos dos grupos son distintos (con 3σ de confianza) en su distancia de Urano y en su excentricidad. ^[20] Sin embargo, estas agrupaciones no son apoyadas directamente por los colores observados: Caliban y Sycorax aparecen de color rojo claro, mientras que las lunas más pequeñas son grises. ^[dieciséis]

Para Neptuno, se ha observado un posible origen común de Psamathe y Neso . ^[21] Dados los colores similares (grises), también se sugirió que Halimede podría ser un fragmento de Nereid. ^[16] Los dos satélites han tenido una probabilidad muy alta (41%) de colisión durante la edad del sistema solar. ^[22]

Exploración

Imagen distante de Cassini de Himalia

Hasta la fecha, los únicos satélites irregulares que han sido visitados por una nave espacial son Triton y Phoebe , los más grandes de los irregulares de Neptuno y Saturno, respectivamente. Triton fue fotografiada por la Voyager 2 en 1989 y Phoebe por la sonda Cassini en 2004. Cassini también capturó una imagen distante y de baja resolución del Himalia de Júpiter en 2000. No hay ninguna nave planeada para visitar satélites irregulares en el futuro.

Galería

• 71 lunas irregulares de Júpiter

• 58 lunas irregulares de Saturno

• 9 lunas irregulares de Urano

• 6 lunas irregulares de Neptuno

Referencias

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Enlaces externos

• Páginas de David Jewitt
• Circunstancias de descubrimiento de JPL
• Elementos orbitales medios de JPL
• MPC: Servicio de efemérides de satélites naturales