Principals satèl·lits naturals del sistema solar. Cliqueu la imatge per ampliar-la.
Un satèl·lit natural, o lluna,[1] és un objecte astronòmic que orbita al voltant d'un objecte més gran, generalment un planeta.[2] Habitualment, és molt més petit que el planeta i l'acompanya en la seva revolució al voltant de l'estrella. En el cas de la Lluna, que té una mesura tan semblant a la Terra, en comptes de considerar la Terra com un planeta i la Lluna com el seu satèl·lit, es pot considerar com un sistema de dos planetes que giren junts (planeta doble). Aquest també és el cas de Plutó i el seu satèl·lit Caront.[3] Es contraposa al terme satèl·lits artificials, que és un objecte fabricat per l'ésser humà.
Llunes estrasolars, és dir, orbitant exoplanetes, encara no s'han pogut detectar perquè són cossos petits. Hom ha de suposar que en els propers anys amb la millora de les tècniques d'estudi dels planetes extrasolars se'n vagin descobrint.
Els satèl·lits presenten formes i mides diferents i també poden ser de diferents tipus. La forma pot ser esfèrica, en aquells casos en que tenen prou massa per tal que la gravetat provoqui aquesta forma, o més o menys irregular en el cas de les mides més petites. Habitualment es tracta de cossos sòlids i alguns tenen atmosfera.[4]
Satèl·lits coorbitals: quan giren en la mateixa òrbita. Els satèl·lits troians són coorbitals, però també ho són els satèl·lits de Saturn Janus i Epimeteu, que disten en les seves òrbites menys de la seva grandària i en comptes de xocar intercanvien les seves òrbites.
Satèl·lits asteroidals: alguns asteroides tenen satèl·lits al seu voltant com (243) Ida i el seu satèl·lit Dactyl. El 10 d'agost de 2005, es va anunciar el descobriment d'un asteroide (87) Sílvia, que té dos satèl·lits girant al seu voltant, Ròmul i Rem. Ròmul, la primera lluna, es va descobrir el 18 de febrer de 2001 en el telescopi W. M. Keck II de 10 metres a Mauna Kea, té 18 km de diàmetre i la seva òrbita a una distància de 1.370 km de Sílvia tarda a completar-se 87,6 hores. Remus, la segona lluna, té 7 km de diàmetre i gira a una distància de 710 km, i tarda 33 hores a completar una òrbita al voltant de Sílvia.
Animació de Júpiter i les seves quatre llunes galileanes: Io, Europa, Ganimedes i Cal·lixto (per ordre de proximitat).Hom estima que entre el 10% i el 20% dels objectes transneptunians en tenen un o més. Segons dades del setembre del 2019, es coneixen cinc cossos orbitant al voltant del planeta nan Plutó, el més gran dels quals, Caront, té una massa equivalent a la vuitena part de la de Plutó, i forma, per tant, un planeta nan doble. També els planetes nans Haumea, Makemake, Eris i Orc tenen satèl·lits.
Referit als satèl·lits naturals, ja que tots els objectes patixen la força de la gravetat, el moviment de l'objecte primari també es veu afectat lleugerament pel satèl·lit. Si dos objectes tenen masses semblants, se sol parlar de sistema binari en comptes d'un objecte primari i un satèl·lit. El criteri habitual per a considerar un objecte com a satèl·lit és que el centre de masses del sistema format pels dos objectes estiga dins de l'objecte primari.
El bloqueig de les marees fa que la Lluna giri sobre el seu eix aproximadament en el mateix temps que triga a orbitar la Terra. Excepte pels efectes de libració, això fa que mantingui la mateixa cara girada cap a la Terra, com es veu a la figura de l'esquerra. (La Lluna es mostra en vista polar i no està dibuixada a escala.) Si la Lluna no girés gens, mostraria alternativament les seves cares propera i oposada a la Terra mentre es mou al voltant del nostre planeta en òrbita, com es mostra a la figura de la dreta.
L’estudi de les òrbites dels satèl·lits pot servir per a determinar la massa del planeta al voltant del qual giren, tot aplicant la coneguda com tercera llei de Kepler, sempre que la massa del satèl·lit sigui molt més petita que la del planeta. Es compleix que:
on és la massa del planeta, el radi mitjà de l'òrbita de la lluna, la constant de gravitació universal i el període de la lluna.[5]
Com ja s’ha esmentat, la condició de tenir una massa prou petita es compleix per a tots els satèl·lits dels planetes del sistema solar excepte per a la Lluna. Una característica comuna a molts satèl·lits és l’anomenada rotació síncrona o acoblament de marea, per la qual el satèl·lit presenta sempre la mateixa cara vist des de la superfície del planeta, com passa amb la Lluna perquè el seu període orbital al voltant del planeta coincideix amb el seu període de rotació sobre si mateix.[5]
Les característiques de les òrbites també poden donar informació sobre l’origen del satèl·lit.[3]
En el cas que la lluna i el planeta tenguin el mateix sentit de rotació, seguint òrbites quasi circulars i poc inclinades respecte a l’equador, hom pot suposar que s’ha format a partir d’un disc de material que orbitava el planeta, originat bé per material que no va acabar de formar-ne part, bé per les restes de l’impacte del planeta amb un altre cos. Aquests tipus de satèl·lits s’anomenen regulars. En el cas de la formació d'aquest satèl·lits, hom ha pogut demostrar que, donada una massa central i una certa quantitat de matèria en estat gasós o de petites partícules sòlides, gravitant al seu voltant, hi ha una distància mínima, el límit de Roche, a la qual es pot produir l’agregació de la matèria difosa en un sol cos sòlid. Mentre que el material del disc circumplanetari exterior al límit de Roche podria acabar formant un o diversos satèl·lits, no passaria el mateix amb el material interior. Així, hom creu que els anells de Saturn, i també els d’Urà, són exemples de regions en les quals els petits cossos rocallosos formats a partir de la nebulosa primitiva no s’han pogut agregar en un sol cos perquè eren dins del límit de Roche. Però també pot ser que, en el cas de Saturn, siguin les restes d’un antic satèl·lit que s’arribà a formar i fou destruït per les forces de marea del planeta central.[3]
En canvi, les òrbites retrògrades (sentit invers al de la rotació del planeta), molt el·líptiques i inclinades respecte al pla de l’equador, són pròpies de cossos capturats per la gravetat del planeta que han acabat convertint-se en llunes, en aquest cas anomenats satèl·lits irregulars. Un cas interessant és el de Tritó, satèl·lit de Neptú, l’òrbita retrògrada del qual és única entre els grans satèl·lits del sistema solar. Una hipòtesi recent suggereix que Tritó formava part d’un sistema de dos cossos pertanyents al cinturó de Kuiper. En passar prop de Neptú el sistema es va dissociar, i Tritó quedà capturat per Neptú i l’altre cos fou expulsat de nou cap al cinturó de Kuiper.[3]
Superfície de la lluna Tità a partir d'una imatge del mòdul dedescens Huygens, amb una comparació amb la forma del relleu actual (la mitja lluna actual) i un esquema de la direcció del corrent (flux) donat per la morfologia de l'erosioó.
Les petites dimensions dels satèl·lits feien pensar que llurs masses eren massa petites perquè poguessin retenir una atmosfera a llur voltant. Però l’any 1944 l'astrònom neerlandès Gerard P. Kuiper (1905-1973) descobrí l’existència de metà gasós a l’espectre de Tità. De fet, el 1907 l’astrònom català Josep Comas i Solà (1868-1937) ja havia apuntat la possibilitat que la lluna més gran de Saturn tingués un embolcall gasós, en observar el fenomen conegut com enfosquiment del limbe al disc del satèl·lit. Posteriorment s’ha fet palesa l’existència d’atmosferes, molt més tènues, al voltant d’altres satèl·lits. La dècada de 1970, les sondes dels programes Pioneer i Voyager establiren la presència d’una lleugera atmosfera de sodi al satèl·lit joviàIo. Com la massa d’Io no és prou gran per a retenir una atmosfera estable, els gasos que la componen escapen a l’espai i són constantment reemplaçats per gasos provinents de les erupcions dels nombrosos volcans que hi ha al satèl·lit. Tritó, el satèl·lit de Neptú, també té una tènue atmosfera, en aquest cas composta principalment de nitrogen. En altres satèl·lits, com Ganimedes, Europa i Cal·listo (Júpiter), Rea, Dione i Encèlad (Saturn) i Titània (Urà), la presència d’atmosfera es redueix als gasos que són emesos des de la superfície a causa de la dissociació de molècules per l’acció de la radiació solar i l’emissió de gasos com el radó i l’heli, resultat del decaïment radioactiu dels materials de l’escorça. Fins i tot la Lluna té una atmosfera extremament tènue (pressió de 0,3 nPa) d’aquestes característiques.[3]
L’existència de satèl·lits amb atmosfera, en particular el cas de Tità, ha obert la possibilitat que aquests cossos puguin albergar alguna mena de vida, i d’aquesta manera han esdevingut objectius de les missions espacials. Així, l’any 2005 la sonda Huygens de l’Agència Espacial Europea va aterrar a la superfície de Tità. Les dades i les fotografies que va enregistrar van permetre descobrir la presència d’un sistema d’oceans, llacs i rius de metà, activitat geològica interna, vents i precipitacions a la seva atmosfera.[3]
Els planetes Mercuri i Venus no tenen cap satèl·lit natural. Cerques sistemàtiques des de telescopis terrestres i missions no tripulades als planetes gegants han augmentat cada cert temps aquestes xifres en descobrir nous satèl·lits, i poden continuar fent-ho en el futur.
12Tipler, Paul A.;Mosca, Gene. Física per a la Ciéncia I la Tecnologia. Vol. 2: Electricitat I Magnetisme, la Llum, Física Moderna. 2a edició. Barcelona:Editorial Reverté,2020. ISBN 978-84-291-9371-8.
↑«Moons»(en anglès).NASA Science. Solar System Exploration. Arxivat de l'original el 1 de març 2020.[Consulta: 9 octubre 2021].
.jpg)
_color_cropped.jpg)
.jpg)
.png)
.jpg)
.jpg)
PDF) (en anglès). NASA. Arxivat de l'original el 19 d'agost 2021. [Consulta: 9 octubre 2021].
