satélite irregular - Irregular moon


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

En astronomía , una luna irregular , satélite irregular o satélite natural irregular es un satélite natural después de una distante, inclinado , y, a menudo excéntrico y órbita retrógrada . Ellos han sido capturados por su planeta del padre, a diferencia de los satélites regulares , que se formó en órbita alrededor de ellos.

En julio de 2018, se conocen 125 lunas irregulares, orbitando los cuatro de los planetas exteriores ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ). El más grande de cada planeta son Himalia de Júpiter, Phoebe de Saturno, Sycorax de Urano, y Tritón de Neptuno. Actualmente se cree que los satélites irregulares fueron capturados desde órbita heliocéntrica cerca de sus ubicaciones actuales, poco después de la formación de su planeta del padre. Una teoría alternativa, que se originaron más lejos en el cinturón de Kuiper , no es compatible con las observaciones actuales.

Definición

Planeta r H , 10 6  kilometros r min , km número conocido
Júpiter 55 1.5 71
Saturno 69 3 58
Urano 73 7 9
Neptuno 116 dieciséis 7 (incluyendo Triton)

No existe una definición precisa ampliamente aceptado de un satélite irregular. De manera informal, los satélites se consideran irregular si son lo suficientemente lejos del planeta que la precesión de su plano orbital está 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), . Satélites irregulares tienen semi-ejes mayores mayor que 0,05 con apoapses se extiende tan lejos como para 0,65 . El radio de la esfera de Hill se da en la tabla adyacente.

Luna de la Tierra parece ser una excepción: no es por lo general aparece como un satélite irregular a pesar de que su precesión es controlada principalmente por el Sol y su semieje mayor es superior a 0,05 del radio de la Tierra Colina Esfera.

órbitas

distribución actual

Las órbitas de los satélites irregulares conocidos son muy diversos, pero hay ciertos patrones. Órbitas retrógradas son mucho más comunes (83%) que en órbitas directas. No hay satélites se conocen con inclinaciones orbitales superiores a 55 ° (o menor que 130 ° para los satélites retrógrada). Además, algunos grupos pueden ser identificados, en el que uno de grandes acciones de satélite en una órbita similar con unos más pequeños.

Dada su distancia desde el planeta, las órbitas de los satélites exteriores son muy perturbados por el Sol y sus elementos orbitales cambiar los intervalos ampliamente sobre cortos. El eje semi-mayor de Pasiphae , por ejemplo, cambia tanto como 1,5 Gm en dos años (single órbita), la inclinación alrededor de 10 °, y la excentricidad tanto como 0.4 en 24 años (período de órbita dos veces de Júpiter). En consecuencia, la media se utilizan elementos orbitales (promediada en el tiempo) para identificar las agrupaciones en lugar de elementos osculating en la fecha dada. (De manera similar, los elementos orbitales adecuadas se utilizan para determinar las familias de los asteroides .)

Origen

Satélites irregulares han sido capturados desde órbita heliocéntrica. (De hecho, parece que las lunas irregulares de los planetas gigantes, la de Júpiter y troyanos de Neptuno , y grises del cinturón de Kuiper objetos tienen un origen similar.) Para que esto ocurra, al menos una de las tres necesidades de lo que se han sucedido:

  • disipación de energía (por ejemplo, en interacción con la nube de gas primordial)
  • un (40%) de extensión sustancial de del planeta Colina Esfera en un periodo breve de tiempo (miles de años)
  • una transferencia de energía en una interacción de los tres cuerpos . Esto podría implicar:
    • una colisión (o encuentro cercano) de un cuerpo de entrada y un satélite, lo que resulta en la energía perdida cuerpo entrante y siendo capturados.
    • un encuentro cercano entre un objeto binario entrante y el planeta (o posiblemente una luna existente), resultando en un componente de la binario de ser capturado. Tal ruta se ha sugerido como más probable para Triton .

Después de la captura, algunos de los satélites podría romper dando lugar a agrupaciones de lunas más pequeñas siguientes órbitas similares. Resonancias podrían modificar aún más las órbitas realizar esas agrupaciones menos reconocible.

Estabilidad a largo plazo

Phoebe , satélite irregular más grande de Saturno

Las órbitas actuales de las lunas irregulares son estables, a pesar de las perturbaciones sustanciales cerca de la apocenter . La causa de esta estabilidad en un número de irregulares es el hecho de que orbitan con un secular o resonancia Kozai .

Además, las simulaciones indican las siguientes conclusiones:

  • Las órbitas con inclinaciones entre 50 ° y 130 ° son muy inestables: aumenta su excentricidad resultantes rápidamente en el satélite se pierden
  • órbitas retrógradas son más estables que prograde (órbitas retrógradas estables se pueden encontrar más lejos de la planeta)

El aumento de los resultados de excentricidad en pericenters pequeños y grandes apocenters. Los satélites entran en la zona de las lunas regulares (más grandes) y se pierden o se expulsan a través de la colisión y encuentros cercanos. Por otra parte, el aumento de las perturbaciones por el sol en el crecimiento apocenters los empujan más allá de la esfera de Hill.

Satélites retrógrados se encuentran más lejos de la planeta que los ProGrade. Integraciones numéricos detallados han demostrado que 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 para el semieje mayor es sorprendentemente agudo para los satélites ProGrade. Un satélite en una prograde, órbita circular (inclinación = 0 °) colocado a 0,5 r H dejaría Júpiter en tan poco como cuarenta años. El efecto se puede explicar por la llamada resonancia evection . El apocenter del satélite, donde el agarre del planeta en la luna está en su punto más débil, se queda encerrado en resonancia con la posición del Sol Los efectos de la perturbación se acumulan en cada paso empujando el satélite aún más hacia el exterior.

La asimetría entre los satélites ProGrade y retrógrados puede explicarse muy intuitiva por la aceleración de Coriolis en el bastidor giratorio con el planeta. Para los satélites ProGrade la aceleración apunta hacia el exterior y para la retrógrada que apunta hacia el interior, la estabilización del satélite.

capturas temporales

La captura de un asteroide desde una órbita heliocéntrica no siempre es permanente. De acuerdo con las simulaciones, los satélites temporales deben ser un fenómeno común. El ejemplo sólo se observa es 2006 HR 120 , que era un satélite temporal de la Tierra durante nueve meses en 2006 y 2007.

Características físicas

tamaño

Ilustración de la ley de potencia. El número 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 las de Júpiter y Saturno; los más pequeños, probablemente existen, pero aún no se han observado. Sin embargo, con este sesgo observacional en mente, la distribución del tamaño es similar para los cuatro planetas gigantes.

Típicamente, la relación que expresa el número de objetos del diámetro más pequeño o igual que se aproxima por una ley de potencia :

con q definir la pendiente.

Una ley de potencia baja ( q se observa ~ 2) para tamaños de 10 a 100 km pero más pronunciada ( q ~ 3.5) para los objetos más pequeños de 10 km .

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

Para todos los objetos de 100 km, diez objetos de 10 kilómetros se pueden encontrar.
Para un objeto de 10 km, unos 140 objetos de 1 km se pueden encontrar.

Colores

Este diagrama ilustra las diferencias de color en los satélites irregulares de Júpiter (etiquetas rojas), Saturno (amarillo) y Urano (verde). Sólo se muestran irregulares con índices de color conocidos. Para referencia, el centaur Pholus y tres objetos del cinturón de Kuiper clásicos también se representan (etiquetas de grises, el tamaño no a escala). A modo de comparación, consulta colores de centauros y KBO .

Los colores de satélites irregulares se pueden estudiar a través de índices de color : medidas simples de diferencias de la magnitud aparente de un objeto a través de azul (B), visible es decir, verde-amarillo (V) y rojos (R) filtros . Los colores observados de los satélites irregulares varían de neutro (gris) a rojo (pero no tan rojo como los colores de algunos objetos del cinturón de Kuiper).

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

Sistema muestra de cada planeta características ligeramente diferentes. Irregulares de Júpiter son de color gris a ligeramente rojo, consistente con C , P y D de tipo asteroides . Algunos grupos de satélites se observan para mostrar los colores similares (ver secciones posteriores). Irregulares de Saturno son ligeramente más rojo que los de Júpiter.

Los grandes satélites irregulares de Urano ( Sycorax y Caliban ) son la luz roja, mientras que la más pequeña Próspero y Setebos son de color gris, al igual que los satélites de Neptuno Nereida y Halimede .

Spectra

Con la resolución actual, los espectros visible e infrarrojo cercano de la mayoría de los satélites aparecen rasgos distintivos. Hasta ahora, el hielo de agua se ha deducido de Phoebe y Nereida y funciones atribuidas a la alteración acuosa se encuentra en Himalia.

Rotación

Satélites regulares suelen ser bloqueados por las mareas (es decir, su órbita es sincrónica con su rotación, de manera que sólo muestran una cara hacia su planeta del padre). Por el contrario, las fuerzas de marea en los satélites irregulares son insignificantes dada su distancia del planeta, y períodos de rotación en el rango de sólo unas horas diez han sido medidos para las lunas más grandes Himalia , Phoebe , Sycorax , y Nereida (comparar con sus periodos orbitales de cientos de días). Tales velocidades de rotación están en el mismo intervalo que es típico para los asteroides .

Las familias con un origen común

Algunos satélites irregulares parecen órbita en 'grupos', en la que varios satélites comparten órbitas similares. La teoría más aceptada es que estos objetos constituyen familias de colisión , partes de un cuerpo más grande que se rompió.

agrupaciones dinámicas

Modelos de colisión simples pueden ser utilizados para estimar la posible dispersión de los parámetros orbitales dadas una velocidad de impulso Δ v . La aplicación de estos modelos a los parámetros orbitales conocidos hace que sea posible estimar la Δ v necesaria para crear la dispersión observada. A Δ v de decenas de metros por segundo (5-50 m / s) podría resultar de una ruptura. Agrupaciones dinámicas de satélites irregulares pueden ser identificados usando estos criterios y la probabilidad de que el origen común de una ruptura evaluado.

Cuando la dispersión de las órbitas es demasiado ancho (es decir, se requeriría Δ v en el orden de cientos de m / s)

  • o bien más de debe asumirse una colisión, es decir, el grupo debe ser subdividida en grupos
  • o cambios significativos post-colisión, por ejemplo como resultado de resonancias, deben ser postulado.

agrupaciones de color

Cuando se conocen los colores y espectros de los satélites, la homogeneidad de estos datos de todos los miembros de una agrupación dada es un argumento de peso para un origen común. Sin embargo, la falta de precisión en los datos disponibles a menudo hace que sea difícil sacar conclusiones estadísticamente significativas. Además, los colores observados no son necesariamente representativo de la composición mayor del satélite.

agrupamientos observados

satélites irregulares de Júpiter

Las órbitas de los satélites irregulares de Júpiter, mostrando la forma en que 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 la distancia de Júpiter. Su posición en el eje vertical indica su inclinación orbital . Las líneas amarillas indican su excentricidad orbital (es decir, el grado en que su distancia de Júpiter varía durante su órbita).

Típicamente, las agrupaciones siguientes se enumeran (grupos dinámicamente ajustados que muestran colores homogéneos se enumeran en negrita )

  • Prograde satélites
    • Los grupos Himalia acciones una inclinación media de 28 °. Ellos se limitan dinámicamente (Δ v ≈ 150 m / s). Ellos son homogéneos en longitudes de onda visibles (que tiene colores neutros similares a los de los asteroides de tipo C ) y en cerca de infrarrojos longitudes de onda
    • Themisto no es parte de ningún grupo conocido.
    • Carpo no es parte de ningún grupo conocido.
    • Valetudo no es parte de ningún grupo conocido.
Animación de la órbita de Himalia.
   Júpiter  ·    Himalia  ·   Calisto
  • retrógradas satélites
    • Los grupos Carme acciones una inclinación media de 165 °. Es dinámicamente apretado (5 <Δ v <50 m / s). Es muy homogéneo en color, cada luz miembro presentan colorante rojo consistente con un asteroide de tipo D progenitor.
    • Los grupos ananke acciones una inclinación media de 148 °. Se muestra poca dispersión de los parámetros orbitales (15 <Δ v <80 m / s). Ananke sí aparece la luz roja, pero los otros miembros del grupo son de color gris.
    • El grupo Pasifae es muy dispersa. Pasiphae en sí parece ser de color gris, mientras que otros miembros ( Callirrhoe , megaclite ) son de color rojo claro.

Sinope , a veces se incluye en el grupo Pasiphae, es roja y dada la diferencia en la inclinación, podría ser capturado de forma independiente. Pasifae y Sinope también están atrapados en resonancias seculares con Júpiter.

satélites irregulares de Saturno

satélites irregulares de Saturno, mostrando la forma en que se agrupan en grupos. Para una explicación, véase el diagrama de Júpiter

Los siguientes grupos son comúnmente incluyen en los satélites de Saturno:

  • satélites Prograde
    • Los grupos galas acciones una inclinación media de 34 °. Sus órbitas son dinámicamente apretado (Δ V ≈ 50 m / s), y son de color rojo claro; la coloración es homogénea en ambas longitudes de onda visibles e infrarrojo cercano.
    • Los grupos inuit acciones una inclinación media de 46 °. Sus órbitas están muy dispersas (Δ v ≈ 350 m / s), pero son físicamente homogénea, compartiendo una coloración rojo claro.
  • satélites retrógrados
    • El grupo nórdico se define principalmente para nombrar fines; los parámetros orbitales están muy dispersos. Subdivisiones han sido investigados, incluyendo
      • Los Phoebe grupo comparte una inclinación media de 174 °; este subgrupo también es ampliamente dispersa, y puede ser dividida en al menos dos sub-sub-grupos
      • El Skathi grupo es una posible sub-grupo del grupo nórdico

satélites irregulares de Urano y Neptuno

satélites irregulares de Urano (verde) y Neptuno (azul) (con exclusión de Tritón). Para una explicación, véase el diagrama de Júpiter
Planeta r min
Júpiter 1,5 kilometros
Saturno 3 kilometros
Urano 7 kilómetros
Neptuno 16 kilometros

Según los conocimientos actuales, el número de satélites que orbitan irregulares Urano y Neptuno es más pequeña que la de Júpiter y Saturno. Sin embargo, se cree que esto es simplemente una consecuencia de las dificultades de observación debido a la mayor distancia de Urano y Neptuno. La tabla de la derecha muestra el mínimo radio (r min ) de los satélites que se puede detectar con la tecnología actual, suponiendo un albedo de 0,04; por lo tanto, hay casi seguro que las pequeñas lunas de Urano y Neptuno que aún no se pueden ver.

Debido a los números más pequeños, conclusiones estadísticamente significativas acerca de las agrupaciones son difíciles. Un origen único para los irregulares retrógradas de Urano parece poco probable dado una dispersión de los parámetros orbitales que requerirían alto impulso (Δ v ≈ 300 kilometros), lo que implica una gran diámetro del impactador (395 km), que es incompatible a su vez con el distribución de tamaño de los fragmentos. En su lugar, la existencia de dos agrupaciones se ha especulado:

Estos dos grupos son distintos (con confianza 3σ) en su distancia de Urano y en su excentricidad. Sin embargo, estos grupos no están soportados directamente por los colores observados: Caliban y Sycorax aparecen de color rojo claro, mientras que las lunas más pequeñas son de color gris.

Para Neptuno, un posible origen común de Psámate y Neso se ha observado. Teniendo en cuenta los colores (gris) similares, también se sugirió que Halimede podría ser un fragmento de Nereida. Los dos satélites han tenido una probabilidad muy alta (41%) de colisión sobre la edad del sistema solar.

Exploración

Distante Cassini imagen de Himalia

Hasta la fecha, los únicos satélites irregulares que se han visitado por una nave espacial son Tritón y Phoebe , la más grande de Neptuno y de los irregulares de Saturno, respectivamente. Tritón fue fotografiada por la Voyager 2 en 1989 y Phoebe por la Cassini sonda en 2004. Cassini también capturó una imagen distante, de baja resolución de Júpiter Himalia en 2000. No hay naves espaciales planeado visitar cualquier satélites irregulares en el futuro.

referencias

enlaces externos