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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 distancia, o a un...

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En astronomía , una configuración coorbital es una configuración de dos o más objetos astronómicos (como asteroides , lunas o planetas ) que orbitan a la misma distancia, o a una distancia muy similar, de su cuerpo principal; es decir, están en una resonancia de movimiento medio 1:1 . (O 1:−1 si orbitan en direcciones opuestas ). [ 1 ]

Existen varias clases de objetos coorbitales, según su punto de libración . La clase más común y conocida es la troyana , que libra alrededor de uno de los dos puntos lagrangianos estables (puntos troyanos), L4 y L5 , situados a 60° por delante y por detrás del cuerpo mayor, respectivamente. Otra clase es la órbita de herradura , en la que los objetos libran alrededor de 180° del cuerpo mayor. Los objetos que libran alrededor de 0° se denominan cuasi-satélites . [ 2 ]

Se produce una órbita de intercambio cuando dos objetos coorbitales tienen masas similares y, por lo tanto, ejercen una influencia considerable entre sí. Los objetos pueden intercambiar semiejes mayores o excentricidades al aproximarse.

Parámetros

Los parámetros orbitales que se utilizan para describir la relación de los objetos coorbitales son la diferencia de longitud del periapsis y la diferencia de longitud media . La longitud del periapsis es la suma de la longitud media y la anomalía media.(λ=ϖ+METRO){\displaystyle ({\lambda }=\varpi +M)}y la longitud media es la suma de la longitud del nodo ascendente y el argumento del periapsis.(ϖ=Ω+ω){\displaystyle (\varpi =\Omega +\omega)}.

troyanos

Los puntos troyanos son los puntos etiquetados como L 4 y L 5 , resaltados en rojo, en la trayectoria orbital del objeto secundario (azul), alrededor del objeto primario (amarillo).

Los objetos troyanos orbitan 60° por delante ( L4 ) o por detrás ( L5 ) de un objeto más masivo, ambos en órbita alrededor de un objeto central aún más masivo. Los ejemplos más conocidos son la gran población de asteroides que orbitan por delante o por detrás de Júpiter alrededor del Sol . Los objetos troyanos no orbitan exactamente en uno de los puntos de Lagrange , pero permanecen relativamente cerca de él, dando la impresión de orbitarlo lentamente. En términos técnicos, libran alrededor de(Δλ,Δϖ){\displaystyle ({\Delta }{\lambda },{\Delta }\varpi )}= (±60°, ±60°). El punto alrededor del cual libran es el mismo, independientemente de su masa o excentricidad orbital. [ 2 ]

planetas menores troyanos

Existen varios miles de planetas troyanos menores conocidos que orbitan alrededor del Sol. Cada planeta del Sistema Solar , excepto Mercurio , tiene al menos un asteroide troyano. La mayoría de estos orbitan cerca de los puntos de Lagrange de Júpiter, los troyanos de Júpiter tradicionales . A partir de 2025, también hay 31 troyanos de Neptuno , 17 troyanos de Marte , 2 troyanos de Urano ( (687170) 2011 QF 99 y (636872) 2014 YX 49 ), 2 troyanos de la Tierra ( (706765) 2010 TK 7 y (614689) 2020 XL 5 ), un troyano de Venus ( 2013 ND 15 ) y un troyano de Saturno ( 2019 UO 14 ) que se sabe que existen.

lunas troyanas

El sistema de Saturno contiene dos conjuntos de lunas troyanas. Tanto Tetis como Dione tienen dos lunas troyanas cada una: Telesto y Calipso en los L4 y L5 de Tetis , respectivamente, y Helena y Polideuces en los L4 y L5 de Dione , respectivamente.

Polydeuces destaca por su amplia libración : se desvía hasta ±30° de su punto de Lagrange 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 orbitaban la estrella Kepler-223 , pero esto fue posteriormente retirado. [ 3 ]

Se estudió la posibilidad de un planeta troyano para Kepler-91b, pero la conclusión fue que la señal de tránsito era un falso positivo. [ 4 ]

En abril de 2023, un grupo de astrónomos aficionados informó sobre dos nuevos candidatos a exoplanetas que coorbitan, en una órbita de intercambio en forma de herradura , cerca de la estrella GJ 3470 (esta estrella tiene un planeta confirmado, GJ 3470 b ). Sin embargo, el estudio mencionado solo está disponible como preimpresión en arXiv y aún no ha sido revisado por pares ni publicado en una revista científica de prestigio. [ 5 ] [ 6 ] Independientemente de la afirmación anterior, el proyecto TROY encontró un fuerte candidato a planeta troyano en el sistema GJ 3470 y lo publicó en Astronomy & Astrophysics , basándose en datos de velocidad radial. [ 7 ]

En julio de 2023, se anunció la posible detección de una nube de escombros coorbital con el protoplaneta PDS 70 b . Esta nube de escombros podría ser evidencia de un cuerpo troyano de masa planetaria o de uno en proceso de formación. [ 8 ] [ 9 ]

Una posibilidad para la zona habitable es un planeta troyano de un planeta gigante cercano a su estrella . [ 10 ]

La razón por la que no se han detectado planetas troyanos de forma definitiva podría ser que las mareas desestabilizan sus órbitas. [ 11 ]

Theia: formación del sistema Tierra-Luna

Según la hipótesis del gran impacto , la Luna se formó tras la colisión entre dos objetos coorbitales: Theia , que se cree que tenía aproximadamente el 10 % de la masa de la Tierra (una masa similar a la de Marte ), y la proto-Tierra. Sus órbitas se vieron alteradas por otros planetas, lo que provocó que Theia abandonara su órbita troyana y causara la colisión.

órbitas en forma de herradura

La órbita en forma de herradura de (419624) 2010 SO 16 alrededor del sistema Tierra-Sol durante 900 años.
La órbita en forma de herradura vista desde un sistema de referencia heliocéntrico que corrota con la Tierra. El bucle vertical se debe a la inclinación de la órbita del cuerpo más pequeño con respecto a la de la Tierra, y estaría ausente si ambos orbitaran en el mismo plano.
La órbita en forma de herradura desde un sistema de referencia heliocéntrico no giratorio.
  Sol · Tierra · 2010 SO 16      

Los objetos en una órbita de herradura libran alrededor de 180° desde el primario. Sus órbitas abarcan ambos puntos lagrangianos equiláteros, es decir, L 4 y L 5 . [ 2 ]

Lunas coorbitales

Representación en marco giratorio de las órbitas de intercambio en forma de herradura de Jano y Epimeteo.
Animación de la órbita de Epimeteo – Marco de referencia giratorio Saturno · Jano · Epimeteo        

Las lunas de Saturno, Jano y Epimeteo, comparten sus órbitas, siendo la diferencia en sus semiejes mayores menor que el diámetro medio de cada una. Esto significa que la luna con el semieje mayor más pequeño alcanza lentamente a la otra. Al hacerlo, las lunas se atraen gravitacionalmente entre sí, aumentando el semieje mayor de la luna que ha alcanzado a la otra y disminuyendo el de la otra. Esto invierte sus posiciones relativas proporcionalmente a sus masas y provoca que el proceso se reinicie con los roles de las lunas invertidos. En otras palabras, intercambian sus órbitas, oscilando finalmente ambas alrededor de su órbita media ponderada por masa.

asteroides coorbitales de la Tierra

3753 Cruithne y la Tierra parecen seguirse mutuamente debido a una resonancia orbital 1:1 .
Desde la perspectiva de la Tierra, Cruithne parece describir una órbita con forma de frijol.

Se han encontrado algunos asteroides que comparten órbita con la Tierra. El primero de ellos, el asteroide 3753 Cruithne , orbita alrededor del Sol con un período ligeramente inferior a un año terrestre, lo que resulta en una órbita que (desde la perspectiva de la Tierra) parece tener forma de haba y cuyo centro se encuentra delante de la posición de la Tierra. Esta órbita se desplaza lentamente adelantándose a la órbita terrestre. Cuando la órbita de Cruithne se sitúa por detrás de la de la Tierra, en lugar de adelantarse, el efecto gravitatorio de la Tierra aumenta el período orbital y, por lo tanto, la órbita comienza a retrasarse, regresando a su posición original. El ciclo completo, desde adelantarse hasta quedarse por detrás de la Tierra, dura 770 años, lo que da lugar a un movimiento en forma de herradura con respecto a la Tierra. [ 12 ]

Desde entonces se han descubierto más objetos cercanos a la Tierra (NEO) resonantes. Estos incluyen 54509 YORP , (85770) 1998 UP 1 , 2002 AA 29 , (419624) 2010 SO 16 , 2009 BD y 2015 SO 2 que existen en órbitas resonantes similares a la de Cruithne. (706765) 2010 TK 7 y (614689) 2020 XL 5 son los únicos dos troyanos terrestres identificados .

Se descubrió que los asteroides de Hungaria son una de las posibles fuentes de objetos coorbitales de la Tierra con una vida útil de hasta ~58 kyrs . [ 13 ]

Cuasi-satélite

Los cuasi-satélites son objetos coorbitales que libran alrededor de 0° del primario. Las órbitas de cuasi-satélites de baja excentricidad son muy inestables, pero para excentricidades moderadas a altas, dichas órbitas pueden ser estables. [ 2 ] Desde una perspectiva de corrotación, el cuasi-satélite parece orbitar el primario como un satélite retrógrado , aunque a distancias tan grandes que no está ligado gravitacionalmente a él. [ 2 ] Dos ejemplos de cuasi-satélites de la Tierra son 2014 OL 339 [ 14 ] y 469219 Kamoʻoalewa . [ 15 ] [ 16 ]

Órbitas de intercambio

Además de intercambiar semiejes mayores como las lunas de Saturno, Epimeteo y Jano, otra posibilidad es compartir el mismo eje, pero intercambiar excentricidades. [ 17 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Morais, MHM; F. Namouni (2013). "Asteroides en resonancia retrógrada con Júpiter y Saturno" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 436 : L30– L34. arXiv : 1308.0216 . Bibcode : 2013MNRAS.436L..30M . doi : 10.1093/mnrasl/slt106 .
  2. 1 2 3 4 5 Dinámica de dos planetas en movimiento coorbital
  3. ↑ "Se descubre que dos planetas comparten una órbita" . New Scientist . 24 de febrero de 2011.
  4. ↑ Placek, Ben; Knuth, Kevin H.; Angerhausen, Daniel; Jenkins, Jon M. (2015). "Caracterización de Kepler-91B e investigación de un posible compañero troyano utilizando Exonest". The Astrophysical Journal . 814 (2): 147. arXiv : 1511.01068 . Bibcode : 2015ApJ...814..147P . doi : 10.1088/0004-637X/814/2/147 . S2CID 118366565 . 
  5. ↑ "La Enciclopedia de Planetas Extrasolares — GJ 3470 d" . Enciclopedia de Planetas Extrasolares . Consultado el 28 de abril de 2023 .
  6. ↑ "La Enciclopedia de Planetas Extrasolares — GJ 3470 e" . Enciclopedia de Planetas Extrasolares . Consultado el 28 de abril de 2023 .
  7. ↑ Balsalobre-Ruza, O.; Lillo-Box, J.; et al. (septiembre de 2024). "El proyecto TROY III. Explorando coorbitales alrededor de estrellas de baja masa". Astronomía y Astrofísica . 689 : A53. arXiv : 2407.04677 . Bibcode : 2024A y A...689A..53B . doi : 10.1051/0004-6361/202450717 . 
  8. ↑ Balsalobre-Ruza, O.; de Gregorio-Monsalvo, I.; et al. (julio de 2023). "Emisión submilimétrica coorbital tentativa dentro de la región lagrangiana L5 del protoplaneta PDS 70 b". Astronomía y Astrofísica . 675 : A172. arXiv : 2307.12811 . Bibcode : 2023A y A...675A.172B . doi : 10.1051/0004-6361/202346493 . S2CID 259684169 .  
  9. ↑ "¿Tiene este exoplaneta un planeta hermano que comparta la misma órbita?" . ESO . 19 de julio de 2023 . Consultado el 19 de julio de 2023 .
  10. ↑ Dvorak, R.; Pilat-Lohinger, E.; Schwarz, R.; Freistetter, F. (2004). "Extrasolares troyanos planets near to habitable zones". Astronomy & Astrophysics . 426 (2): L37– L40. arXiv : astro-ph/0408079 . Bibcode : 2004A & A...426L..37D . doi : 10.1051/0004-6361:200400075 . S2CID 15637771 . 
  11. ↑ Dobrovolskis, Anthony R.; Lissauer, Jack J. (2022). "¿Desestabilizan las mareas los exoplanetas troyanos?" . Icarus . 385 115087. arXiv : 2206.07097 . Bibcode : 2022Icar..38515087D . doi : 10.1016/j.icarus.2022.115087 . S2CID 248979920 . 
  12. ↑ Christou, AA; Asher, DJ (2011). "Un compañero longevo en forma de herradura para la Tierra" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (4): 2965. arXiv : 1104.0036 . Bibcode : 2011MNRAS.414.2965C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18595.x . S2CID 13832179 . 
  13. ↑ Galiazzo, MA; Schwarz, R. (2014). "La región de Hungaria como posible fuente de troyanos y satélites en el sistema solar interior" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (4): 3999. arXiv : 1612.00275 . Bibcode : 2014MNRAS.445.3999G . doi : 10.1093/mnras/stu2016 .
  14. ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (2014). "Asteroide 2014 OL339: otro cuasisatélite más de la Tierra" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 445 (3): 2985–2994 . arXiv : 1409.5588 . Código Bib : 2014MNRAS.445.2961D . doi : 10.1093/mnras/stu1978 .
  15. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Cantillo, Laurie (15 de junio de 2016). "Un pequeño asteroide es el compañero constante de la Tierra" . NASA . Consultado el 15 de junio de 2016 .
  16. ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (2016). "Asteroide (469219) 2016 HO3, el cuasi-satélite terrestre más pequeño y cercano" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 462 (4): 3441– 3456. arXiv : 1608.01518 . Bibcode : 2016MNRAS.462.3441D . doi : 10.1093/mnras/stw1972 .
  17. ↑ Funk, B. (2010). "Órbitas de intercambio: ¿una posible aplicación a sistemas planetarios extrasolares?" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 410 (1): 455– 460. Bibcode : 2011MNRAS.410..455F . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17453.x .
  • Eric B. Ford y Matthew J. Holman (2007). "Uso de observaciones de tiempos de tránsito para buscar troyanos de planetas extrasolares en tránsito" . The Astrophysical Journal Letters . 664 (1): L51– L54. arXiv : 0705.0356 . Bibcode : 2007ApJ...664L..51F . doi : 10.1086/520579 . S2CID 14285948 . 
  • Animación QuickTime del movimiento coorbital de Murray y Dermott
  • Cassini observa la danza orbital de Epimeteo y Jano. The Planetary Society.
  • Página web de un grupo de astrónomos que buscan planetas troyanos extrasolares en la Universidad Estatal de los Apalaches .