Configuração co-orbital - Co-orbital configuration

Na astronomia , uma configuração co-orbital é uma configuração de dois ou mais objetos astronômicos (como asteróides , luas ou planetas ) orbitando na mesma, ou muito semelhante, distância de seu primário, ou seja, eles estão em uma média de 1: 1 - ressonância de movimento . (ou 1: -1 se orbitando em direções opostas ).

Existem várias classes de objetos co-orbitais, dependendo de seu ponto de liberação . A classe mais comum e mais conhecida é o trojan , que libera em torno de um dos dois pontos Lagrangianos estáveis (pontos de Tróia), L 4 e L 5 , 60 ° à frente e atrás do corpo maior, respectivamente. Outra classe é a órbita em ferradura , na qual os objetos giram em torno de 180 ° do corpo maior. Objetos com libragem em torno de 0 ° são chamados de quase-satélites .

Uma órbita de troca ocorre quando dois objetos co-orbitais têm massas semelhantes e, portanto, exercem uma influência não desprezível um sobre o outro. Os objetos podem trocar eixos semi-maiores ou excentricidades quando se aproximam.

Parâmetros

Os parâmetros orbitais que são usados ​​para descrever a relação de objetos co-orbitais são a longitude da diferença do periapsia e a diferença da longitude média . A longitude do periapsis é a soma da longitude média e da anomalia média e a longitude média é a soma da longitude do nó ascendente e o argumento do periapsis .

Trojans

Os pontos de Trojan são os pontos identificados como L 4 e L 5 , destacados em vermelho, no caminho orbital do objeto secundário (azul), ao redor do objeto principal (amarelo).

Os objetos de Trojan orbitam 60 ° à frente (L 4 ) ou atrás (L 5 ) de um objeto mais massivo, ambos em órbita ao redor de um objeto central ainda mais massivo. O exemplo mais conhecido são os asteróides que orbitam à frente ou atrás de Júpiter em torno do Sol . Objetos de Trojan não orbitam exatamente em um dos pontos Lagrangianos , mas permanecem relativamente próximos a ele, parecendo orbitar lentamente. Em termos técnicos, eles libram em torno de = (± 60 °, ± 60 °). O ponto ao redor do qual eles libram é o mesmo, independentemente de sua massa ou excentricidade orbital.

Planetas menores de Trojan

Existem vários milhares de planetas menores trojan conhecidos orbitando o sol. A maioria deles orbita perto dos pontos Lagrangianos de Júpiter, os trojans tradicionais de Júpiter . Em 2015, também existem 13 cavalos de Tróia Neptune , 7 cavalos de Tróia de Marte , 2 cavalos de Tróia Uranus ( 2011 QF 99 e 2014 YX 49 ) e 1 cavalo de troia da Terra ( 2010 TK 7 ).

Luas de tróia

O sistema saturnino contém dois conjuntos de luas de Troia. Ambos Tethys e Dione têm duas luas de trojan cada, Telesto e Calypso em Tethys's L 4 e L 5 respectivamente, e Helene e Polydeuces em Dione's L 4 e L 5 respectivamente.

Polydeuces é notável por sua ampla libração : ele vagueia até ± 30 ° de seu ponto Lagrangiano e ± 2% de seu raio orbital médio, ao longo de uma órbita de girino em 790 dias (288 vezes seu período orbital em torno de Saturno, o mesmo que o de Dione )

Planetas de tróia

Foi proposto que um par de exoplanetas co-orbitais orbitasse a estrela Kepler-223 , mas foi posteriormente retraído.

A possibilidade de um planeta trojan para Kepler-91b foi estudada, mas a conclusão foi que o sinal de trânsito era um falso-positivo.

Uma possibilidade para a zona habitável é um planeta trojan de um planeta gigante perto de sua estrela .

Formação do sistema Terra-Lua

De acordo com a hipótese do impacto gigante , a Lua se formou após uma colisão entre dois objetos co-orbitais: Theia , que se pensava ter cerca de 10% da massa da Terra (quase tão massiva quanto Marte ), e a proto-Terra - cujas órbitas foram perturbados por outros planetas, tirando Theia de sua posição de trojan e causando a colisão.

Órbitas em ferradura

Representação em quadro giratório das órbitas de troca de ferradura de Jano e Epimeteu
Animação de Epimeteo 's órbita - Rotação referencial
   Saturn  ·    Janus  ·   Epimeteu

Os objetos em uma órbita em ferradura giram em torno de 180 ° do primário. Suas órbitas abrangem ambos os pontos Lagrangianos equiláteros, ou seja, L 4 e L 5 .

Luas co-orbitais

As luas saturninas Janus e Epimetheus compartilham suas órbitas, a diferença nos semi-eixos maiores sendo menor do que o diâmetro médio de cada um. Isso significa que a lua com o semi-eixo maior menor lentamente alcançará a outra. Ao fazer isso, as luas se puxam gravitacionalmente, aumentando o semi-eixo maior da lua que alcançou e diminuindo o da outra. Isso inverte suas posições relativas proporcionalmente às suas massas e faz com que esse processo comece novamente com os papéis das luas invertidos. Em outras palavras, eles efetivamente trocam de órbitas, oscilando em última instância em relação à sua órbita média ponderada por massa.

Asteroides co-orbitais terrestres

Foi encontrado um pequeno número de asteróides que são co-orbitais com a Terra. O primeiro a ser descoberto, o asteroide 3753 Cruithne , orbita o Sol com um período ligeiramente inferior a um ano terrestre, resultando em uma órbita que (do ponto de vista da Terra) aparece como uma órbita em forma de feijão centrada em uma posição à frente da posição da Terra. Esta órbita se move lentamente para frente da posição orbital da Terra. Quando a órbita de Cruithne se move para uma posição onde segue a posição da Terra, ao invés de liderá-la, o efeito gravitacional da Terra aumenta o período orbital e, portanto, a órbita começa a atrasar, retornando ao local original. O ciclo completo da direção à trilha da Terra leva 770 anos, levando a um movimento em forma de ferradura em relação à Terra.

Mais objetos ressonantes próximos à Terra (NEOs) foram descobertos. Estes incluem 54509 YORP , (85770) 1998 UP 1 , 2002 AA 29 , 2010 SO 16 , 2009 BD e 2015 SO 2 que existem em órbitas ressonantes semelhantes às de Cruithne. 2010 TK 7 é o primeiro e até agora o único cavalo de Troia da Terra identificado .

Os asteróides da Hungaria são uma das possíveis fontes de objetos co-orbitais da Terra com uma vida útil de até ~ 58 kyrs

Quase satélite

Quase-satélites são objetos co-orbitais que se libertam em torno de 0 ° do primário. As órbitas de quase satélites de baixa excentricidade são altamente instáveis, mas para excentricidades moderadas a altas, essas órbitas podem ser estáveis. De uma perspectiva co-rotativa, o quase-satélite parece orbitar o primário como um satélite retrógrado , embora a distâncias tão grandes que não esteja gravitacionalmente ligado a ele. Dois exemplos de quase-satélites da Terra são 2014 OL 339 e 469219 Kamo'oalewa .

Órbitas de troca

Além de trocar eixos semi-principais como as luas de Saturno Epimetheus e Janus, outra possibilidade é compartilhar o mesmo eixo, mas trocar excentricidades em vez disso.

Veja também

Referências

links externos