Luna irregular

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 60° (o inferiores a 130° para los satélites retrógrados); además, aparte de Nereida, ninguna luna irregular tiene una inclinación inferior a 26°, y las inclinaciones superiores a 170° solo se encuentran en el sistema de Saturno. Asimismo, se pueden identificar algunas agrupaciones en las que un satélite grande comparte una órbita similar con algunos más pequeños. ^{[ 5 ]}

Dada su distancia del planeta, las órbitas de los satélites exteriores se ven muy perturbadas por el Sol y sus elementos orbitales varían considerablemente en intervalos cortos. El semieje mayor de Pasífae , por ejemplo, cambia hasta 1,5 millones de km en dos años (una órbita), la inclinación alrededor de 10° y la excentricidad hasta 0,4 en 24 años (el doble del período orbital de Júpiter). ^{[ 6 ]} En consecuencia, se utilizan los elementos orbitales medios (promediados en el tiempo) para identificar las agrupaciones, en lugar de los elementos osculadores en una fecha determinada. (De manera similar, se utilizan los elementos orbitales propios para determinar las familias de asteroides ).

Los satélites irregulares podrían haber sido capturados de 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). ^{[ 7 ]} Alternativamente, los objetos transneptunianos podrían haber sido inyectados debido al paso cercano de la estrella y una fracción de estos TNO inyectados capturados por los planetas gigantes. ^{[ 1 ]} Para que esto ocurra, al menos una de estas tres cosas debe haber sucedido:

• disipación de energía (por ejemplo, en la interacción con la nube de gas primordial)
• una extensión sustancial (40%) de la esfera de Hill del planeta en un breve período de tiempo (miles de años)
• una transferencia de energía en una interacción de tres cuerpos . Esto podría implicar:
  • una colisión (o encuentro cercano) entre un cuerpo que se aproxima y un satélite, lo que provoca que el cuerpo que se aproxima pierda energía y sea capturado.
  • Un encuentro cercano entre un objeto binario entrante y el planeta (o posiblemente una luna existente), resultando en la captura de uno de los componentes del sistema binario. Se ha sugerido que esta ruta es la más probable para Tritón . ^{[ 8 ]}

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

Las órbitas actuales de las lunas irregulares son estables, a pesar de las perturbaciones sustanciales cerca del apocentro . ^{[ 9 ]} La causa de esta estabilidad en varias lunas irregulares es el hecho de que orbitan con una resonancia secular o de Kozai . ^{[ 10 ]}

Además, las simulaciones indican las siguientes conclusiones:

• Las órbitas con inclinaciones entre 50° y 130° son muy inestables: su excentricidad aumenta rápidamente, lo que provoca la pérdida del satélite ^{[ 6 ].}
• 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 más grandes. Los satélites entran en la zona de las lunas regulares (más grandes) y se pierden o son expulsados ​​por colisiones y encuentros cercanos. Alternativamente, las crecientes perturbaciones del Sol en los apocentros en expansión los empujan más allá de la esfera de Hill.

Los satélites retrógrados se encuentran más lejos del planeta que los progrados. Integraciones numéricas detalladas han demostrado esta asimetría. Los límites son una función compleja de la inclinación y la excentricidad, pero en general, las órbitas progradas con semiejes mayores de hasta 0,47 r _H (radio de la esfera de Hill) pueden ser estables, mientras que para las órbitas retrógradas la estabilidad puede extenderse hasta 0,67 r _H.

El límite del semieje mayor es sorprendentemente nítido para los satélites en órbita prograda. Un satélite en órbita circular prograda (inclinación = 0°) situado a 0,5 r _H abandonaría Júpiter en tan solo cuarenta años. Este efecto se explica por la llamada resonancia de evección . El apocentro del satélite, donde la atracción del planeta sobre la luna es mínima, entra en resonancia con la posición del Sol. Los efectos de la perturbación se acumulan en cada paso, empujando al satélite aún más hacia afuera. ^{[ 9 ]}

La asimetría entre los satélites en movimiento directo y retrógrado se puede explicar de forma muy intuitiva mediante la aceleración de Coriolis en el sistema de referencia que gira con el planeta. Para los satélites en movimiento directo, la aceleración apunta hacia afuera, mientras que para los retrógrados apunta hacia adentro, estabilizando así el satélite. ^{[ 11 ]}

La captura de un asteroide de una órbita heliocéntrica no siempre es permanente. Según las simulaciones, los satélites temporales deberían ser un fenómeno común. ^{[ 12 ] [ 13 ]} Los únicos ejemplos observados son 2006 RH 120 , 2020 CD 3 y 2022 NX 1 , que fueron satélites temporales de la Tierra descubiertos en 2006, 2020 y 2022, respectivamente. ^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ]}

Debido a que los objetos de un tamaño determinado son más difíciles de observar cuanto mayor es su distancia a la Tierra, los satélites irregulares conocidos de Urano y Neptuno son más grandes que los de Júpiter y Saturno; probablemente existan otros más pequeños, pero aún no se han observado. Teniendo en cuenta este sesgo observacional, la distribución de tamaños de los satélites irregulares parece ser similar para los cuatro planetas gigantes.

La distribución de tamaños de asteroides y muchas poblaciones similares se puede expresar como una ley de potencias : hay muchos más objetos pequeños que grandes, y cuanto menor es el tamaño, más numerosos son los objetos. La relación matemática que expresa el número de objetos,${\displaystyle N\,\!}$, con un diámetro menor que un tamaño determinado,${\displaystyle D\,\!}$, se aproxima como:

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

El valor de q se determina mediante la observación.

Para lunas irregulares, se observa una ley de potencia poco pronunciada ( q ≃ 2 ) para tamaños de 10 a 100 km, ^† pero se observa una ley más pronunciada ( q ≃ 3,5) para objetos menores de 10 km. Un análisis de imágenes tomadas por el Telescopio Canadá-Francia-Hawái en 2010 muestra que la ley de potencia para la población de pequeños satélites retrógrados de Júpiter, hasta un límite de detección de ≈ 400 m, es relativamente poco pronunciada, en q ≃ 2,5. Por lo tanto, se puede extrapolar que Júpiter debería tener   600 +600 −300 lunas de 400  m de diámetro o más. ^{[ 18 ]}

En comparación, la distribución de los objetos grandes del cinturón de Kuiper es mucho más pronunciada ( q ≈ 4). Es decir, por cada objeto de 1000  km de diámetro, existen mil objetos con un diámetro de 100  km, aunque se desconoce hasta dónde se extiende esta distribución. La distribución de tamaños de una población puede proporcionar información sobre su origen, ya sea por captura, colisión y fragmentación, o acreción.

^† Por cada objeto de 100 km, se pueden encontrar  diez objetos de 10 km. 

Alrededor de cada planeta gigante, hay un satélite irregular que predomina, al poseer más de tres cuartas partes de la masa de todo el sistema de satélites irregulares: Himalia de Júpiter (aproximadamente el 75%), Febe de Saturno (aproximadamente el 98%), Sycorax de Urano (aproximadamente el 90%) y Nereida de Neptuno (aproximadamente el 98%). Nereida también predomina entre los satélites irregulares en conjunto, con aproximadamente dos tercios de la masa de todas las lunas irregulares combinadas. Febe representa aproximadamente el 17%, Sycorax el 7% e Himalia el 5%; las lunas restantes suman aproximadamente el 4%. (En esta discusión, Tritón no está incluido). ^{[ 5 ]}

Los colores de los satélites irregulares se pueden estudiar mediante índices de color : medidas sencillas de las diferencias en la magnitud aparente de un objeto a través de filtros azules (B), visibles ( verde-amarillo) (V) y rojos (R) . Los colores observados de los satélites irregulares varían desde neutros (grisáceos) hasta rojizos (pero no tan rojos como los colores de algunos objetos del cinturón de Kuiper).

El sistema de cada planeta muestra características ligeramente diferentes. Los asteroides irregulares de Júpiter son de color gris a ligeramente rojo, lo que coincide con los asteroides de tipo C , P y D. ^{[ 20} ] Se observa que algunos grupos de satélites muestran colores similares (véanse secciones posteriores). ^Los asteroides irregulares de Saturno son ligeramente más rojos que los de Júpiter.

Los grandes satélites irregulares de Urano ( Sycorax y Calibán ) son de color rojo claro, mientras que los más pequeños, Próspero y Setebos, son grises, al igual que los satélites de Neptuno, Nereida y Halimede . ^{[ 21 ]}

Con la resolución actual, los espectros visibles e infrarrojos cercanos de la mayoría de los satélites no presentan rasgos distintivos. Hasta el momento, se ha inferido la presencia de hielo de agua en Febe y Nereida, y se han encontrado características atribuidas a la alteración acuosa en Himalia.

Los satélites regulares suelen estar en rotación síncrona (es decir, su órbita es síncrona con su rotación, de modo que solo muestran una cara hacia su planeta). En cambio, las fuerzas de marea sobre los satélites irregulares son insignificantes dada su distancia del planeta, y se han medido periodos de rotación de apenas diez horas para las lunas más grandes: Himalia , Febe , Sycorax y Nereida (en comparación con sus periodos orbitales de cientos de días). Estas velocidades de rotación se encuentran en el mismo rango que las típicas de los asteroides . Tritón , al ser mucho más grande y estar más cerca de su planeta, está en rotación síncrona.

Se pueden utilizar modelos de colisión simples para estimar la posible dispersión de los parámetros orbitales dado un impulso de velocidad Δv . La aplicación de estos modelos a los parámetros orbitales conocidos permite estimar el Δv necesario para generar la dispersión observada. Un Δv de decenas de metros por segundo (5–50  m/s) podría resultar de una fragmentación. Mediante estos criterios se pueden identificar agrupaciones dinámicas de satélites irregulares y evaluar la probabilidad de un origen común a partir de una fragmentación. ^{[ 22 ]}

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

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

Cuando se conocen los colores y espectros de los satélites, la homogeneidad de estos datos para todos los miembros de un grupo determinado constituye un argumento sólido a favor de un origen común. Sin embargo, la falta de precisión en los datos disponibles suele dificultar la obtención de conclusiones estadísticamente significativas. Además, los colores observados no son necesariamente representativos de la composición global del satélite.

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

• Satélites de avance
  • El grupo Himalia comparte una inclinación promedio de 28°. Están confinados dinámicamente (Δ v ≈ 150  m/s). Son homogéneos en longitudes de onda visibles (tienen colores neutros similares a los de los asteroides de tipo C ) y en longitudes de onda del infrarrojo cercano . ^{[ 23 ]}
  • Los satélites progrados Themisto y Valetudo no forman parte de ningún grupo conocido.
• Satélites retrógrados
  • El grupo Carme comparte una inclinación promedio de 165°. Es dinámicamente compacto (5 < Δ v < 50  m/s). Presenta una coloración muy homogénea, con cada miembro mostrando un color rojo claro, característico de un asteroide progenitor de tipo D.
  • El grupo Ananke comparte una inclinación promedio de 148°. Presenta poca dispersión en sus parámetros orbitales (15 < Δ v < 80  m/s). Ananke aparece en color rojo claro, mientras que los demás 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 incluida en el grupo de Pasífae, es roja y dada la diferencia de inclinación, podría ser capturada de forma independiente. ^{[ 20 ] [ 24 ]} Pasífae y Sinope también están atrapadas en resonancias seculares con Júpiter. ^{[ 9 ] [ 22 ]}

Las siguientes agrupaciones se suelen utilizar para clasificar los satélites de Saturno:

• Satélites de avance
  • El grupo galo comparte una inclinación media de 34°. Sus órbitas son dinámicamente cerradas (Δ v ≈ 50  m/s) y son de color rojo claro; la coloración es homogénea tanto en longitudes de onda visibles como en las del infrarrojo cercano. ^{[ 23 ]}
  • 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, incluyendo:
    • El grupo de Febe comparte una inclinación media de 174°; este subgrupo también está muy disperso y puede dividirse a su vez en al menos dos sub-subgrupos.
    • El grupo Skathi es un posible subgrupo del grupo nórdico.

• 
  Animación del grupo de satélites inuit de Saturno: Kiviuq , Ijiraq , Paaliaq , Siarnaq y Tarqeq.              
• 
  Animación de la órbita de Febe. Saturno · Febe · Titán        

Según los conocimientos actuales, el número de satélites irregulares que orbitan Urano y Neptuno es menor que el de Júpiter y Saturno. Sin embargo, se cree que esto se debe simplemente a las dificultades de observación derivadas de 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 existen pequeñas lunas de Urano y Neptuno que aún no se pueden observar.

Debido al menor número de datos, es difícil llegar a conclusiones estadísticamente significativas sobre las agrupaciones. Un único origen para los fragmentos irregulares retrógrados de Urano parece improbable dada la dispersión de los parámetros orbitales, que requeriría un impulso elevado (Δv ≈ 300  km), lo que implicaría un gran diámetro del impactador (395  km), incompatible a su vez con la distribución de tamaño de los fragmentos. En cambio, se ha especulado sobre la existencia de dos agrupaciones: ^{[ 20 ]}

• Grupo Calibán
• Grupo Sycorax

Estos dos grupos se distinguen (con una confianza de 3σ) por su distancia a Urano y por su excentricidad. ^{[ 25 ]} Sin embargo, estas agrupaciones no están directamente respaldadas por los colores observados: Calibán y Sycorax aparecen de color rojo claro, mientras que las lunas más pequeñas son grises. ^{[ 21 ]}

Para Neptuno, se ha señalado un posible origen común de Psamathe y Neso . ^{[ 26 ]} Dados los colores similares (grises), también se sugirió que Halimede podría ser un fragmento de Nereida . ^{[ 21 ]} Los dos satélites han tenido una probabilidad muy alta (41%) de colisión a lo largo de la edad del Sistema Solar. ^{[ 27 ]}