Una luna de masa planetaria es un objeto de masa planetaria que también es un satélite natural. Estos cuerpos son grandes y tienen forma elipsoidal (a veces esférica). En el sistema solar, dos lunas son más grandes que el planeta Mercurio (aunque menos masivas): Ganímedes y Titán. Además, siete lunas son más grandes y más masivas que el planeta enano Plutón.

El concepto de planetas satélites —la idea de que los objetos de masa planetaria, incluidas las lunas de masa planetaria, son planetas— es utilizado por algunos científicos planetarios, como Alan Stern. A este grupo le preocupa más si un cuerpo celeste tiene geología planetaria (es decir, si es un cuerpo planetario) que el lugar donde orbita (dinámica planetaria). Esta conceptualización de los planetas como tres clases de objetos (planetas clásicos, planetas enanos y satélites) no ha sido aceptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). Además, la definición de la IAU sobre el "equilibrio hidrostático" es bastante restrictiva: la masa del objeto debe ser suficiente para que la gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido y este se vuelva plástico. Sin embargo, las lunas de masa planetaria pueden alcanzar el equilibrio hidrostático debido al calentamiento por mareas o al calentamiento radiogénico, formando en algunos casos un océano líquido subsuperficial.

Historia temprana

La distinción entre un satélite y un planeta clásico no se reconoció hasta después de que se estableció el modelo heliocéntrico del sistema solar. Cuando en 1610 Galileo descubrió los primeros satélites de otro planeta (las cuatro lunas galileanas de Júpiter), se refirió a ellos como "cuatro planetas que vuelan alrededor de la estrella de Júpiter a intervalos y períodos desiguales con una rapidez maravillosa". Del mismo modo, Christiaan Huygens, al descubrir la mayor luna de Saturno, Titán, en 1655, empleó los términos "Planeta", "Stella" (estrella), "Luna" y el más moderno "satélite" (auxiliar) para describirla. Giovanni Cassini, al anunciar su descubrimiento de las lunas de Saturno, Japeto y Rea, en 1671 y 1672, las describió como Nouvelles Planetes autour de Saturne ("Nuevos planetas alrededor de Saturno"). Sin embargo, cuando el Journal de Scavans informó del descubrimiento de Cassini de dos nuevas lunas de Saturno en 1686, se refirió estrictamente a ellas como "satélites", aunque a veces se refería a Saturno como el "planeta primario". Cuando William Herschel anunció su descubrimiento de dos objetos en órbita alrededor de Urano en 1787, se refirió a ellos como "satélites" y "planetas secundarios". Todos los informes posteriores de descubrimientos de satélites naturales utilizaron el término "satélite" exclusivamente, aunque el libro de 1868 Smith's Illustrated Astronomy se refirió a los satélites como "planetas secundarios".

Concepto moderno

En la era moderna, Alan Stern considera que los planetas satélites son una de las tres categorías de planetas, junto con los planetas enanos y los planetas clásicos. El término planemo ("objeto de masa planetaria") abarca las tres poblaciones. Tanto la definición de Stern como la de la IAU de "planeta" dependen del equilibrio hidrostático: la masa del cuerpo debe ser suficiente para volverlo plástico, de modo que se relaje adoptando un elipsoide bajo su propia gravedad. La definición de la IAU especifica que la masa es lo suficientemente grande como para superar las 'fuerzas de cuerpo rígido', y no aborda objetos que pueden estar en equilibrio hidrostático debido a un océano subsuperficial o (en el caso de Ío) al magma causado por el calentamiento por mareas. Es posible que todas las lunas heladas más grandes tengan océanos subterráneos.

Las dos lunas más grandes que Mercurio tienen menos de la mitad de su masa, y es la masa, junto con la composición y la temperatura interna, lo que determina si un cuerpo es lo suficientemente plástico como para estar en equilibrio hidrostático. Sin embargo, hay siete lunas grandes que son más masivas que los planetas enanos Eris y Plutón, de las que se cree universalmente (aunque aún no se ha demostrado realmente) que están en equilibrio. Estas siete son la Luna de la Tierra, las cuatro lunas galileanas de Júpiter (Io, Europa, Ganímedes y Calisto), y las lunas más grandes de Saturno (Titán) y de Neptuno (Tritón). Todas estas lunas tienen forma elipsoidal. Otra docena de lunas también son elipsoidales, lo que indica que alcanzaron el equilibrio en algún momento de sus historias. Sin embargo, se ha demostrado que algunas de estas lunas ya no están en equilibrio, debido a que se vuelven cada vez más rígidas a medida que se enfrían con el tiempo.

Lunas en equilibrio actual

Determinar si una luna está actualmente en equilibrio hidrostático requiere una observación minuciosa y es más fácil de refutar que de probar.

La Luna de la Tierra, que es completamente rocosa, se solidificó fuera de equilibrio hace miles de millones de años, pero se supone que las otras seis lunas más grandes que Plutón, todas las cuales son heladas, todavía están en equilibrio (el hielo tiene menos resistencia a la tracción que la roca y se deforma a presiones y temperaturas más bajas). La evidencia es quizás más fuerte para Ganímedes, que tiene un campo magnético que indica el movimiento de un fluido eléctricamente conductor en su interior, aunque se desconoce si ese fluido es un núcleo metálico o un océano subsuperficial.Planetary Science Decadal Survey Community White Paper, Ganymede science questions and future exploration Una de las lunas medianas de Saturno (Rea) también puede estar en equilibrio,P.C. Thomas (2010) 'Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission', Icarus 208: 395–401 al igual que un par de lunas de Urano (Titania y Oberón). Sin embargo, las otras lunas elipsoidales de Saturno (Mimas, Encelado, Tetis, Dione e Iapetus) ya no están en equilibrio. La situación de las tres lunas elipsoidales más pequeñas de Urano (Umbriel, Ariel y Miranda) no está clara, al igual que la de la luna Caronte de Plutón. Las formas de la luna Dysnomia (de Eris), la luna Vanth (de Orcus) y la luna Ilmarë (de Varda) son desconocidas. Sin embargo, Dysnomia es más grande que las tres lunas elipsoidales más pequeñas de Saturno y Urano (Encelado, Miranda y Mimas), Vanth es más grande que Mimas, e Ilmarë tiene un tamaño aproximado al de Mimas (dentro de las incertidumbres actuales), por lo que es posible que también sean elipsoidales (Vanth, Mimas e Ilmarë pueden ser más pequeños que Proteus, que no es elipsoidal).

Lista Las lunas se evalúan para el equilibrio hidrostático en el sentido general, no de acuerdo con el uso más estricto del término por la IAU.

15x15px|Yes: se cree que está en equilibrio. alt=|17x17px: confirmado que no está en equilibrio. 15x15px|Maybe: evidencia incierta.

+ Lista de lunas elipsoidales, junto con lunas transneptunianas del tamaño de Mimas Luna Imagen Radio Masa Densidad Año de descubrimiento Equilibrio hidrostático Nombre (km) (R☾) (1021 kg) (M☾) (g/cm³) Ganímedes centro|50x50px 2634.1±0.3 156.4 % 148.2 201.8 % 1.942±0.005 1610 15x15px|Yes Titán centro|50x50px 2574.7±0.1 148.2 % 107.6 183.2 % 1.882±0.001 1655 15x15px|Yes Calisto centro|51x51px 2410.3±1.5 138.8 % 107.6 146.6 % 1.834±0.003 1610 15x15px|Yes Io centro|50x50px 1821.6±0.5 104.9 % 89.3 121.7 % 3.528±0.006 1610 15x15px|Yes Luna centro|50x50px 1737.05 100 % 73.4 100 % 3.344±0.005 — 15x15px|Maybe Europa centro|50x50px 1560.8±0.5 89.9 % 48.0 65.4 % 3.013±0.005 1610 15x15px|Yes Tritón centro|50x50px 1353.4±0.9 79.9 % 21.4 29.1 % 2.059±0.005 1846 15x15px|Yes Titania centro|50x50px 788.9±1.8 45.4 % 3.40±0.06 4.6 % 1.66±0.04 1787 15x15px|Maybe Rea centro|50x50px 764.3±1.0 44.0 % 2.31 3.1 % 1.233±0.005 1672 15x15px|Maybe Oberón centro|50x50px 761.4±2.6 43.8 % 3.08±0.09 4.2 % 1.56±0.06 1787 15x15px|Maybe Jápeto centro|50x50px 735.6±1.5 42.3 % 1.81 2.5 % 1.083±0.007 1671 17x17px|No Caronte centro|50x50px 603.6±1.4 34.7 % 1.53 2.1 % 1.664±0.012 1978 15x15px|Maybe Umbriel centro|50x50px 584.7±2.8 33.7 % 1.28±0.03 1.7 % 1.46±0.09 1851 15x15px|Maybe Ariel centro|50x50px 578.9±0.6 33.3 % 1.25±0.02 1.7 % 1.59±0.09 1851 15x15px|Maybe Dione centro|50x50px 561.4±0.4 32.3 % 1.10 1.5 % 1.476±0.004 1684 17x17px|No Tetis alt=|centro|50x50px 533.0±0.7 30.7 % 0.617 0.84 % 0.973±0.004 1684 17x17px|No Disnomia centro|50x50px 350±58 20.1 % ±3.3 % < 0.44 < 0.6 % — 2005 15x15px|Maybe Encélado centro|50x50px 252.1±0.2 14.5 % 0.108 0.15 % 1.608±0.003 1789 17x17px|No Miranda centro|50x50px 235.8±0.7 13.6 % 0.064±0.003 0.09 % 1.21±0.11 1948 15x15px|Maybe Vanth centro|50x50px 221±5 12.7 % ±0.3 % 0.02–0.06 0.03–0.08 % ≈0.8 2005? 15x15px|Maybe Mimas centro|50x50px 198.2±0.4 11.4 % 0.038 0.05 % 1.150±0.004 1789 17x17px|No Ilmarë centro|50x50px 180+21−19 10.4 % ±1.2 % ≈0.02? ≈0.03 % 1.24+0.50−0.35 2009 15x15px|Maybe

Véase también

Lista de objetos redondeados gravitacionalmente del Sistema Solar

Notas

Referencias

Categoría:Satélites naturales del sistema solar Categoría:Planetas Categoría:Planetología