Un sistema de satélites es un conjunto de objetos ligados gravitacionalmente en órbita alrededor de un objeto de masa planetaria (incluidas las subenanas marrones y planetas errantes) o planeta menor, o su baricentro. En general, es un conjunto de satélites naturales (lunas), aunque dichos sistemas también pueden incluir cuerpos como discos circumplanetarios, sistemas de anillos, lunetas, lunas de planetas menores y satélites artificiales, algunos de los cuales pueden tener sus propios sistemas de satélites (véase Subsatélites). Algunos cuerpos también poseen cuasisatélites que tienen órbitas influenciadas gravitacionalmente por su primario, pero generalmente no se consideran parte de un sistema de satélites. Los sistemas de satélites pueden tener interacciones complejas, incluidas interacciones magnéticas, de marea, atmosféricas y orbitales, como resonancia orbitales y libración. Los principales satélites individuales se designan con números romanos. Los sistemas de satélites se denominan usando los adjetivos posesivos de su primario (por ejemplo, «sistema joviano»), o menos comúnmente por el nombre de su primario (por ejemplo, «sistema de Júpiter»). Cuando solo se conoce un satélite, o es un binario con un centro de gravedad común, puede denominarse usando los nombres del primario y del satélite principal unidos por un guion (por ejemplo, el «sistema Tierra-Luna»).
Muchos objetos del sistema solar poseen sistemas de satélites, aunque su origen aún no está claro. Ejemplos notables incluyen el sistema joviano, con 95 lunas conocidas (incluidas las grandes lunas galileanas) y el sistema saturniano, el más grande, con 274 lunas conocidas (incluyendo Titán y los anillos más visibles del sistema solar). Ambos sistemas de satélites son grandes y diversos; de hecho, todos los planetas gigantes del sistema solar poseen sistemas de satélites extensos, así como anillos planetarios, y se infiere que este es un patrón general. Varios objetos más alejados del Sol también tienen sistemas de satélites con múltiples lunas, incluido el complejo sistema plutoniano, donde múltiples objetos orbitan un centro de masa común, así como muchos asteroides y plutinos. Aparte del sistema Tierra-Luna y el sistema de Marte con dos pequeños satélites naturales, los otros planetas terrestres generalmente no se consideran sistemas de satélites, aunque algunos han sido orbitados por satélites artificiales provenientes de la Tierra.
Se sabe poco sobre los sistemas de satélites más allá del sistema solar, aunque se infiere que los satélites naturales son comunes. Se han detectado posibles indicios de exolunas alrededor de exoplanetas como Kepler-1625b. También se teoriza que los planetas errantes expulsados de su sistema planetario podrían retener un sistema de satélites.
Formación y evolución natural Los sistemas de satélites, al igual que los sistemas planetarios, son el producto de la atracción gravitacional, pero también se sostienen mediante fuerzas ficticias. Aunque el consenso general es que la mayoría de los sistemas planetarios se forman a partir de discos de acreción, la formación de sistemas de satélites es menos clara. El origen de muchas lunas se investiga caso por caso, y se cree que los sistemas más grandes se formaron mediante una combinación de uno o más procesos.
Estabilidad del sistema miniatura|derecha|200px|Aceleraciones gravitacionales en L4 La esfera de Hill es la región en la que un cuerpo astronómico domina la atracción de satélites. De los planetas del sistema solar, Neptuno y Urano tienen las esferas de Hill más grandes debido a la menor influencia gravitacional del Sol en sus órbitas lejanas; sin embargo, todos los planetas gigantes tienen esferas de Hill con un radio cercano a los 100 millones de kilómetros. En contraste, las esferas de Hill de Mercurio y Ceres, al estar más cerca del Sol, son bastante pequeñas. Fuera de la esfera de Hill, el Sol domina la influencia gravitacional, con la excepción de los puntos de Lagrange.
Los satélites son estables en los puntos de Lagrange L4 y L5. Estos se encuentran en las esquinas de los dos triángulos equiláteros en el plano de la órbita cuya base común es la línea entre los centros de las dos masas, de modo que el punto está detrás (L5) o delante (L4) de la masa menor con respecto a su órbita alrededor de la masa mayor. Los puntos triangulares (L4 y L5) son equilibrios estables, siempre que la relación de M1/M2 sea aproximadamente 24,96.The Lagrange Points , Neil J. Cornish with input from Jeremy Goodman Cuando un cuerpo en estos puntos es perturbado, se aleja del punto, pero el factor opuesto al que se incrementa o disminuye por la perturbación (ya sea la gravedad o la velocidad inducida por el momento angular) también aumenta o disminuye, curvando la trayectoria del objeto en una órbita estable en forma de habichuela alrededor del punto (vista en el marco de referencia corrotante).
Generalmente se piensa que los satélites naturales deben orbitar en la misma dirección en que rota el planeta (conocido como órbita prograda). Por ello, se utiliza el término luna regular para estas órbitas. Sin embargo, también es posible una órbita retrógrada (en la dirección opuesta al planeta), y el término luna irregular se usa para describir las excepciones conocidas a esta regla; se cree que las lunas irregulares han sido insertadas en órbita mediante captura gravitacional.
Teorías de acreción Los discos de acreción alrededor de planetas gigantes pueden formarse de manera similar a los discos alrededor de estrellas, de los cuales se forman planetas (por ejemplo, esta es una de las teorías para la formación de los sistemas de satélites de Urano, Saturno y Júpiter). Esta nube temprana de gas es un tipo de disco circumplanetario conocido como disco protosatelital (en el caso del sistema Tierra-Luna, el disco protolunar). Los modelos de gas durante la formación de planetas coinciden con una regla general de una proporción de masa planeta-satélite(s) de 10.000:1Bate et al 2003 (Monthly Notices of RSA, vol. 341, pp. 213-229) (una excepción notable es Neptuno). La acreción también se propone como una teoría para el origen del sistema Tierra-Luna; sin embargo, el momento angular del sistema y el núcleo de hierro más pequeño de la Luna no se explican fácilmente por esta teoría.
Discos de escombros Otro mecanismo propuesto para la formación de sistemas de satélites es la acreción a partir de escombros. Algunos científicos teorizan que las lunas galileanas son consideradas por algunos como una generación más reciente de lunas formadas a partir de la desintegración de generaciones anteriores de lunas acrecionadas. Los sistemas de anillos son un tipo de disco circumplanetario que puede resultar de satélites desintegrados cerca del límite de Roche. Estos discos podrían, con el tiempo, coalescer para formar satélites naturales.
Teorías de colisión
miniatura|Formación de las lunas de Plutón. 1: Un objeto del cinturón de Kuiper se acerca a Plutón. 2: El objeto impacta a Plutón. 3: Se forma un anillo de polvo alrededor de Plutón. 4: Los escombros se agregan para formar Caronte. 5: Plutón y Caronte se relajan en cuerpos esféricos. La colisión es una de las principales teorías para la formación de sistemas de satélites, particularmente los de la Tierra y Plutón. Los objetos en un sistema de este tipo pueden ser parte de una familia colisional y este origen puede verificarse comparando sus elementos orbitales y composición. Las simulaciones por computadora han demostrado que los impactos gigantes podrían haber sido el origen de la Luna. Se piensa que la Tierra temprana tuvo múltiples lunas resultantes del impacto gigante. Modelos similares se han utilizado para explicar la creación del sistema plutoniano, así como los de otros objetos del cinturón de Kuiper y asteroides. Esta también es una teoría predominante para el origen de las lunas de Marte. Ambos conjuntos de hallazgos apoyan un origen de Fobos a partir de material expulsado por un impacto en Marte que se reacretó en la órbita marciana. La colisión también se usa para explicar peculiaridades en el sistema uraniano. Modelos desarrollados en 2018 explican el giro inusual del planeta y apoyan una colisión oblicua con un objeto del doble del tamaño de la Tierra, que probablemente se re-coalesció para formar las lunas heladas del sistema. Teorías de captura gravitacional miniatura|Animación que ilustra una teoría controvertida del cinturón de asteroides para el origen del sistema de satélites marciano. Algunas teorías sugieren que la captura gravitacional es el origen de la luna principal de Neptuno, Tritón, las lunas de Marte, y la luna de Saturno Febe. Algunos científicos han propuesto atmósferas extendidas alrededor de planetas jóvenes como un mecanismo para ralentizar el movimiento de objetos que pasan para facilitar la captura. Esta hipótesis se ha planteado para explicar las órbitas irregulares de los satélites de Júpiter y Saturno, por ejemplo. Una señal reveladora de la captura es una órbita retrógrada, que puede resultar de un objeto que se acerca al lado del planeta hacia el que está rotando. La captura también se ha propuesto como el origen de la Luna de la Tierra. Sin embargo, en este último caso, las proporciones de isótopos casi idénticas encontradas en muestras de la Tierra y la Luna no se explican fácilmente por esta teoría.
Captura temporal Se ha encontrado evidencia del proceso natural de captura de satélites en la observación directa de objetos capturados por Júpiter. Se han observado cinco capturas de este tipo, la más larga durante aproximadamente doce años. Basado en modelos computacionales, se predice que la futura captura del cometa 111P/Helin-Roman-Crockett durante 18 años comenzará en 2068. Sin embargo, las órbitas capturadas temporalmente son altamente irregulares e inestables, y los procesos teorizados detrás de la captura estable pueden ser excepcionalmente raros.
Características e interacciones Los sistemas de satélites naturales, particularmente aquellos que involucran múltiples objetos de masa planetaria, pueden tener interacciones complejas que afectan a varios cuerpos o al sistema en general.
Sistemas de anillos miniatura|derecha|Modelo para la formación de los anillos de Júpiter. Los sistemas de anillos son colecciones de polvo cósmico, lunetas u otros objetos pequeños. Los ejemplos más notables son los de Saturno, pero los otros tres gigantes gaseosos (Júpiter, Urano y Neptuno) también tienen sistemas de anillos.
Otros objetos también han mostrado poseer anillos. Haumea fue el primer planeta enano y objeto transneptuniano en el que se descubrió un sistema de anillos. El centauro 10199 Chariklo, con un diámetro de aproximadamente , es el objeto más pequeño con anillos jamás descubierto, compuesto por dos bandas estrechas y densas, de 6–7 km y 2–4 km de ancho, separadas por un espacio de . La luna de Saturno Rea puede tener un tenue sistema de anillos compuesto por tres bandas estrechas y relativamente densas dentro de un disco de partículas, el primero predicho alrededor de una luna.
Se pensaba que la mayoría de los anillos eran inestables y se disipaban en el transcurso de decenas o cientos de millones de años. Sin embargo, estudios de los anillos de Saturno indican que podrían datar de los primeros días del sistema solar. Las teorías actuales sugieren que algunos sistemas de anillos pueden formarse en ciclos repetitivos, acrecionándose en satélites naturales que se desintegran tan pronto como alcanzan el límite de Roche. Esta teoría se ha utilizado para explicar la longevidad de los anillos de Saturno, así como las lunas de Marte.
Interacciones gravitacionales
Configuraciones orbitales miniatura|La resonancia de Laplace exhibida por tres de las lunas galileanas. Las proporciones en la figura son de períodos orbitales. Las conjunciones están destacadas por cambios breves de color.