Un cuasi satélite es un objeto en un tipo específico de configuración coorbital ( resonancia orbital 1: 1 ) con un planeta donde el objeto permanece cerca de ese planeta durante muchos períodos orbitales.
La órbita de un cuasi-satélite alrededor del Sol toma exactamente el mismo tiempo que la del planeta, pero tiene una excentricidad diferente (generalmente mayor), como se muestra en el diagrama. Cuando se ve desde la perspectiva del planeta, el cuasi-satélite parecerá viajar en un bucle retrógrado oblongo alrededor del planeta. .
A diferencia de los satélites verdaderos , las órbitas de los cuasi satélites se encuentran fuera de la esfera Hill del planeta y son inestables. Con el tiempo, tienden a evolucionar a otros tipos de movimiento resonante, donde ya no permanecen en la vecindad del planeta, y luego posiblemente regresen a una órbita cuasi-satélite, etc.
Otros tipos de órbita en una resonancia 1: 1 con el planeta incluyen órbitas en herradura y órbitas de renacuajos alrededor de los puntos lagrangianos , pero los objetos en estas órbitas no permanecen cerca de la longitud del planeta durante muchas revoluciones alrededor de la estrella. Se sabe que los objetos en órbitas en herradura a veces se transfieren periódicamente a una órbita cuasi-satélite de vida relativamente corta, [1] y a veces se confunden con ellos. Un ejemplo de tal objeto es 2002 AA 29 .
La palabra "geosincrónica" se utiliza a veces para describir cuasi-satélites de la Tierra, porque su movimiento alrededor del Sol está sincronizado con el de la Tierra. Sin embargo, este uso es poco convencional y confuso. Convencionalmente, los satélites geosincrónicos giran en el sentido progrado alrededor de la Tierra, con períodos orbitales que están sincronizados con la rotación de la Tierra.
Ejemplos de
Venus
Venus tiene un cuasi satélite conocido, (524522) 2002 VE 68 . Este asteroide también cruza Mercurio y la Tierra ; parece haber sido un "compañero" de Venus durante aproximadamente los últimos 7000 años solamente, y está destinado a ser expulsado de esta disposición orbital en unos 500 años a partir de ahora. [2]
tierra
A partir de 2016, la Tierra tenía cinco cuasi-satélites conocidos:
- (164207) 2004 GU 9 [3]
- (277810) 2006 FV 35 [4]
- 2013 LX 28 [5]
- 2014 OL 339 [6]
- 469219 Kamo'oalewa [7] [8]
A más largo plazo, los asteroides pueden transferir entre órbitas cuasi-satélites y órbitas en herradura , que circulan alrededor de los puntos Lagrangianos L4 y L5. Para 2016, los cálculos orbitales mostraron que los cinco cuasi-satélites conocidos de la Tierra se transfieren repetidamente entre órbitas en herradura y cuasi-satélites. [8] 3753 Cruithne , [9] 2002 AA 29 , [1] 2003 YN 107 y 2015 SO 2 [5] son planetas menores en órbitas en herradura que podrían evolucionar hacia una órbita cuasi-satélite. El tiempo que pasa en la fase cuasi-satélite difiere de un asteroide a otro. Se predice que el cuasi satélite 2016 HO 3 será estable en este estado orbital durante varios cientos de años, en contraste con 2003 YN 107, que fue un cuasi satélite de 1996 a 2006, pero luego partió de las cercanías de la Tierra en una órbita en herradura. [8] [10]
469219 Se cree que Kamoʻoalewa ( 2016 HO 3 ) es uno de los cuasi-satélites más estables encontrados hasta ahora en la Tierra. Se mantiene entre 38 y 100 distancias lunares de la Tierra. [10]
Nombre | Excentricidad | Diámetro ( m ) | Descubridor | Año del descubrimiento | Tipo | Tipo actual |
---|---|---|---|---|---|---|
Luna | 0,055 | 1737400 | ? | ? | Satélite natural | Satélite natural |
1913 Gran Procesión de Meteoros | ? | ? | ? | 9 de febrero de 1913 | Posible satélite temporal | Destruido |
3753 Cruithne | 0.515 | 5000 | Duncan Waldron | 10 de octubre de 1986 | Cuasi satélite | Órbita de herradura |
1991 VG | 0.053 | 5-12 | Spacewatch | 6 de noviembre de 1991 | Satélite temporal | Asteroide apolo |
(85770) 1998 HASTA 1 | 0.345 | 210–470 | ETS de Lincoln Lab | 18 de octubre de 1998 | Órbita de herradura | Órbita de herradura |
54509 YORP | 0,230 | 124 | ETS de Lincoln Lab | 3 de agosto de 2000 | Órbita de herradura | Órbita de herradura |
2001 GO 2 | 0,168 | 35–85 | ETS de Lincoln Lab | 13 de abril de 2001 | Posible órbita de herradura | Posible órbita de herradura |
2002 AA 29 | 0.013 | 20-100 | LINEAL | 9 de enero de 2002 | Cuasi satélite | Órbita de herradura |
2003 YN 107 | 0,014 | 10-30 | LINEAL | 20 de diciembre de 2003 | Cuasi satélite | Órbita de herradura |
(164207) 2004 GU 9 | 0,136 | 160–360 | LINEAL | 13 de abril de 2004 | Cuasi satélite | Cuasi satélite |
(277810) 2006 FV 35 | 0.377 | 140–320 | Spacewatch | 29 de marzo de 2006 | Cuasi satélite | Cuasi satélite |
2006 JY 26 | 0.083 | 6–13 | Encuesta del cielo de Catalina | 6 de mayo de 2006 | Órbita de herradura | Órbita de herradura |
2006 RH 120 | 0,024 | 2-3 | Encuesta del cielo de Catalina | 14 de septiembre de 2006 | Satélite temporal | Asteroide apolo |
(419624) 2010 SO 16 | 0,075 | 357 | SABIO | 17 de septiembre de 2010 | Órbita de herradura | Órbita de herradura |
2010 TK 7 | 0,191 | 150–500 | SABIO | 1 de octubre de 2010 | Troyano terrestre | Troyano terrestre |
2013 BS 45 | 0.083 | 20–40 | Spacewatch | 20 de enero de 2010 | Órbita de herradura | Órbita de herradura |
2013 LX 28 | 0.452 | 130–300 | Pan-STARRS | 12 de junio de 2013 | Cuasi-satélite temporal | Cuasi-satélite temporal |
2014 OL 339 | 0.461 | 70–160 | EURONEAR | 29 de julio de 2014 | Cuasi-satélite temporal | Cuasi-satélite temporal |
2015 SO 2 | 0.108 | 50-110 | Observatorio Črni Vrh | 21 de septiembre de 2015 | Cuasi satélite | Órbita de herradura temporal |
2015 XX 169 | 0,184 | 9-22 | Encuesta Mount Lemmon | 9 de diciembre de 2015 | Órbita de herradura temporal | Órbita de herradura temporal |
2015 YA | 0,279 | 9-22 | Encuesta del cielo de Catalina | 16 de diciembre de 2015 | Órbita de herradura temporal | Órbita de herradura temporal |
2015 YQ 1 | 0.404 | 7-16 | Encuesta Mount Lemmon | 19 de diciembre de 2015 | Órbita de herradura temporal | Órbita de herradura temporal |
469219 Kamoʻoalewa | 0.104 | 40-100 | Pan-STARRS | 27 de abril de 2016 | Cuasi-satélite estable | Cuasi-satélite estable |
DN16082203 | ? | ? | ? | 22 de agosto de 2016 | Posible satélite temporal | Destruido |
2020 CD 3 | 0,017 | 1–6 | Encuesta Mount Lemmon | 15 de febrero de 2020 | Satélite temporal | Satélite temporal |
2020 PN 1 | 0,127 | 10–50 | ATLAS-HKO | 12 de agosto de 2020 | Órbita de herradura temporal | Órbita de herradura temporal |
2020 PP 1 | 0,074 | 10-20 | Pan-STARRS | 12 de agosto de 2020 | Cuasi-satélite estable | Cuasi-satélite estable |
2020 VT 1 | 0,167 | 70-150 | Pan-STARRS | 10 de noviembre de 2020 | Órbita de herradura temporal | Órbita de herradura temporal |
2020 XL 5 | 0.387 | 250–550 | Pan-STARRS | 12 de diciembre de 2020 | Troyano terrestre (sospechoso) | Troyano terrestre |
Neptuno
(309239) 2007 RW 10 es un cuasi satélite temporal de Neptuno . [11] El objeto ha sido un cuasi satélite de Neptuno durante unos 12.500 años y permanecerá en ese estado dinámico durante otros 12.500 años. [11]
Otros planetas
Basado en simulaciones, se cree que Urano y Neptuno podrían potencialmente contener cuasi-satélites para la edad del Sistema Solar (alrededor de 4.5 mil millones de años), [12] pero la órbita de un cuasi-satélite permanecería estable por solo 10 millones de años cerca de Júpiter. y 100.000 años cerca de Saturno . Se sabe que Júpiter y Saturno tienen cuasi-satélites. [se necesita aclaración ] 2015 OL 106 , un coorbital de Júpiter, se convierte intermitentemente en un cuasi satélite del planeta, y luego se convertirá en uno entre 2380 y 2480.
Cuasi-satélites artificiales
A principios de 1989, la nave espacial soviética Phobos 2 fue inyectada en una órbita casi satelital alrededor de la luna marciana Phobos , con un radio orbital medio de aproximadamente 100 kilómetros (62 millas) de Phobos. [13] Según los cálculos, podría haber permanecido atrapado en las cercanías de Fobos durante muchos meses. La nave espacial se perdió debido a un mal funcionamiento del sistema de control a bordo.
Cuasi-satélites accidentales
Se sabe que algunos objetos son cuasi-satélites accidentales, lo que significa que la influencia gravitacional del cuerpo del que son cuasi-satélites no los obliga a adoptar la configuración. [14] Se sabe que los planetas menores Ceres , Vesta y Plutón tienen cuasi-satélites accidentales. [14] En el caso de Plutón, el conocido cuasi-satélite accidental, 15810 Arawn , es, como Plutón, un plutino , y es forzado a esta configuración por la influencia gravitacional de Neptuno. [14] Este comportamiento dinámico es recurrente, Arawn se convierte en un cuasi satélite de Plutón cada 2,4 Myr y permanece en esa configuración durante casi 350.000 años. [14] [15] [16]
Ver también
- Satélite artificial
- Satélite natural
- Satélite temporal
- Sistema de satélite (astronomía)
Referencias
- ^ a b Connors, Martin; Chodas, Paul; Mikkola, Seppo; Wiegert, Paul; Veillet, Christian; Innanen, Kimmo (2002). "Descubrimiento de un asteroide y un cuasi satélite en una órbita de herradura similar a la Tierra" . Meteorítica y ciencia planetaria . 37 (10): 1435-1441. Bibcode : 2002M y PS ... 37.1435C . doi : 10.1111 / j.1945-5100.2002.tb01039.x .
- ^ Mikkola, S .; Brasser, R .; Wiegert, P .; Innanen, K. (2004). "Asteroide 2002 VE68, un cuasi satélite de Venus" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 351 (3): L63 – L65. Código Bib : 2004MNRAS.351L..63M . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07994.x .
- ^ Brasser, R .; et al. (Septiembre de 2004). "Asteroides coorbitales transitorios". Ícaro . 171 (1): 102–109. Código Bibliográfico : 2004Icar..171..102B . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.04.019 .
- ^ Wajer, Paweł (octubre de 2010). "Evolución dinámica de los cuasi-satélites de la Tierra: 2004 GU9 y 2006 FV35" (PDF) . Ícaro . 209 (2): 488–493. Código Bibliográfico : 2010Icar..209..488W . doi : 10.1016 / j.icarus.2010.05.012 .
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enlaces externos
- Página de información cuasi-satélite
- Astronomy.com: una nueva "luna" para la Tierra
- Descubrimiento del primer cuasi satélite de Venus - Comunicado de prensa de la Universidad de Turku (17 de agosto de 2004)