Astronomía

¿Cómo se calculó el tiempo orbital de Cruithne?

¿Cómo se calculó el tiempo orbital de Cruithne?


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¿Cómo se determinó que Cruithne tarda 770 años en completar su ciclo con la Tierra? Janus y Epimetheus fueron descubiertos hace bastante tiempo, y tienen tiempos de ciclo lo suficientemente cortos, por lo que hemos tenido tiempo de observar directamente su ciclo de 8 años más de 6 veces. Pero Cruithne solo se descubrió hace 30 años, por lo que ciertamente su tiempo de ciclo no fue determinado por una simple observación.

Entonces, ¿qué método se utilizó para llegar a este número de 770 años?


¡Es una buena pregunta!

Fui a la página web de JPL Horizons y busqué 3753 Cruithne y vi que la solución orbital actual se basa en observaciones de 1973 a 2018, aproximadamente 45 años. Eso es una fracción de una órbita, pero mediciones muy cuidadosas de su posición en la esfera celeste (RA, Dec) a lo largo del tiempo permitirán a los astrónomos calcular su posición y velocidad al ajustar esas observaciones a muchas trayectorias posibles y encontrar la que mejor se ajuste. .

JPL / HORIZONS 3753 Cruithne (1986 TO) 2019-Feb-14 23:48:43 Rec #: 3753 (+ COV) Fecha sol .: 2018-Sep-27_06: 26: 23 # obs: 677 (1973-2018)

La órbita es elíptica pero tiene un semieje mayor casi idéntico al de la Tierra, por lo que es un punto alrededor del Sol es un año como la Tierra. Eso significa que en 45 años ha sido posible observar unas 45 órbitas alrededor del Sol, permitiendo a los astrónomos precisar su órbita con gran precisión.

Tracé la distancia desde la Tierra a Cruithne desde 1973 hasta 2018 a continuación a partir de los datos de Horizons. A la mitad de una AU y una precisión de posición astrométrica de 0.1 segundos de arco (promediando muchas observaciones) que da la posición a decenas de kilómetros en un lapso de décadas.

Luego, utilizando un modelado orbital preciso utilizando la gravedad de todos los cuerpos del sistema solar como se describe aquí, es posible proyectar la posición con gran precisión, siempre que las fuerzas no gravitacionales como la desgasificación impredecible no sean demasiado fuertes, y previsible Las fuerzas no gravitacionales como la presión de la radiación solar se pueden modelar como se describe aquí.


Con el tiempo, la orientación de la órbita elíptica precesa lentamente alrededor del Sol debido a los efectos gravitacionales de la Tierra. Este es el período de ~ 770 años que ha mencionado.

En el video Asteroide 3753 Cruithne cercano a la Tierra, mantienen fija la posición de la Tierra y se puede ver cómo la órbita de Cruithne se mueve hacia adelante y hacia atrás.

Este GIF es demasiado grande para incrustarlo aquí, pero muestra el chapoteo muy bien: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Animation_of_3753_Cruithne_orbit.gif ">Mejora esta respuestaeditado 15 feb 2019 a las 0:21respondido 15 feb 2019 a las 0:02UH ohUH oh28,5 km6 insignias de oro55 insignias de plata172 medallas de bronce

Compañero orbital de la Tierra: asteroide Cruithne

Sen & mdash El asteroide Cruithne, de unos 5 km de tamaño, fue descubierto por primera vez en 1983 por Giovanni de Sanctis y Richard M. West del Observatorio Europeo Austral, Chile. Se le dio la designación inicial 1983 UH. Pero nunca volvieron a ver el objeto, por lo que no pudieron seguir su movimiento. Fue en octubre de 1986 cuando el astrónomo aficionado Duncan Waldron, que trabajaba con Robert McNaught, Malcolm Hartley y Michael Hawkins en el Observatorio Siding Spring en Australia, volvió a ver el objeto. ¿Qué sabemos ahora sobre el asteroide Cruithne (nombrado por Waldron y sus colegas y aceptado oficialmente por la Unión Astronómica Internacional), un cuerpo que incluso ha sido apodado 'la segunda luna de la Tierra'?

Aunque fueron descubiertos por primera vez por De Sanctis y West, Waldron, McNaught, Hartley y Hawkins han sido reconocidos como los descubridores oficiales de Cruithne. La razón es porque fueron los primeros que pudieron rastrear su movimiento y demostrar que de hecho se trataba de un asteroide. Esta es la tradición en astronomía. Waldron estaba examinando placas fotográficas del telescopio Schmidt del Reino Unido en Siding Spring cuando vio 1983 UH. Conrad Bardwell, que más tarde trabajaría en el Minor Planet Center, se dio cuenta de que este y el objeto de 1983 eran uno y el mismo y calculó sus parámetros orbitales iniciales. Waldron et al luego utilizaron los cálculos de Bardwell para determinar un resultado más preciso.

Descubrieron que la órbita de Cruithne alrededor del Sol es muy elíptica, con el Sol "descentrado". Su aproximación más cercana al Sol, conocida como perihelio, es 72,405,369 km & mdash0.48 veces la distancia media de la Tierra a él. Lo más lejos que llega Cruithne, conocido como afelio, es 226,042,383 km & mdash1.51 AU, donde 'AU' es una unidad astronómica, la distancia Tierra-Sol de 150 millones de km, una unidad de medida estándar utilizada en astronomía.

Las órbitas de Cruithne y la Tierra en el transcurso de un año (de septiembre de 2007 a agosto de 2008). La ubicación de Cruithne está indicada por el cuadro rojo, ya que es demasiado pequeño para ser visto a esta distancia. La Tierra es el punto blanco que se mueve a lo largo del círculo azul. El círculo amarillo en el centro es nuestro Sol. Crédito:De Wikimedia Commons, el repositorio de medios gratuito

Existe una gran superposición entre la órbita de Cruithne y la de la Tierra, de modo que si se trazara una vista "de arriba hacia abajo" de ambas órbitas, se parecerían a un diagrama de Venn. Mientras que la Tierra tarda 364,25 días en completar una órbita alrededor del Sol, Cruithne tarda 363,99 días. Completa una rotación completa sobre su eje en 27,31 horas. Sin embargo, el plano orbital de Cruithne está inclinado con respecto al de la Tierra en 19,81 ° C. Por lo tanto, su trayectoria orbital nunca coincide con la de la Tierra, por lo que no hay peligro de que colisione con nuestro planeta.

Desde la Tierra, Cruithne parece estar por delante de nuestro planeta en su órbita solar. Debido a que ambos cuerpos orbitan alrededor del Sol a distancias similares y mdash con la órbita de Cruithne siendo muy elíptica y mdash porque el período orbital del asteroide es ligeramente diferente al de la Tierra, parece trazar una órbita en forma de frijol desde nuestra perspectiva, como se ilustra en el gráfico a continuación.

El camino rojo representa el camino que toma Cruithne mientras gira alrededor del sol. Dado que la cámara gira con la Tierra, Cruithne parece moverse a lo largo de un camino en forma de frijol. Esta ilusión se conoce como órbita en herradura. Crédito: De Wikimedia Commons, el repositorio de medios gratuito

Pero la órbita de Cruithne es aún más extraña y compleja, cuya verdadera naturaleza solo se descubrió 11 años después de los cálculos de Waldron et al. En 1997, Seppo Mikkola de la Universidad de Turku, Finlandia, y Paul Weigert y Kimmo Innanen de la Universidad de York, Toronto, Canadá, descubrieron que la órbita en forma de frijol de Cruithne se mueve lentamente en forma de herradura a lo largo de la órbita solar de la Tierra. Así que actualmente se está alejando de nosotros. Lo más cercano que se acerca Cruithne a la Tierra es de 12.000.000 km & mdash, casi 32 veces la distancia Tierra-Luna. A medida que se aleja lentamente de la Tierra a lo largo de los siglos, terminará en el otro lado, antes de parecer que se aleja nuevamente. Cruithne completa una de esas órbitas en herradura cada 770 a 780 años.

Aunque Cruithne tiene características orbitales muy inusuales, en realidad no orbita la Tierra. Por tanto, es incorrecto etiquetarla como la segunda luna de la Tierra. Un término mejor es que Cruithne es un "cuerpo compañero" de la Tierra. Aunque nuestro planeta ha capturado un objeto en su órbita antes para formar un satélite natural, la HR de 2006 de tres metros de ancho120& mdashit sólo estuvo allí durante un año. La Tierra solo tiene una luna permanente.


Contenido

Datos orbitales Editar

Poco después del descubrimiento por LINEAR, los científicos del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL), la Universidad de Athabasca (Canadá), la Universidad de Queen en Kingston (Ontario, Canadá), la Universidad de York en Toronto y el Observatorio Tuorla de la Universidad de Turku en Finlandia determinó la órbita inusual de 2002 AA29 , y mediante observaciones adicionales en el Telescopio Canadá-Francia-Hawái en Hawái se confirmó que:

  • Su órbita se encuentra en su mayor parte dentro de la órbita de la Tierra. Las órbitas de la mayoría de los asteroides se encuentran en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. A través de las perturbaciones orbitales de los planetas gigantes gaseosos, principalmente Júpiter y los espacios de Kirkwood, y a través del efecto Yarkovsky (fuerza debida a la absorción asimétrica y la emisión de radiación infrarroja), los asteroides se desvían hacia el interior del Sistema Solar, donde sus órbitas se ven aún más influidas. por acercamientos cercanos con los planetas interiores. 2002 AA29 probablemente ha sido traído de la misma manera desde el Sistema Solar exterior a la influencia de la Tierra. Sin embargo, también se sugiere que el asteroide siempre ha estado en una órbita cercana a la Tierra y, por lo tanto, él o un cuerpo precursor se formó cerca de la órbita de la Tierra. En este caso, una posibilidad es que podría ser un fragmento de la colisión de un asteroide de tamaño mediano con la Tierra o la Luna. [5]
  • Su período orbital medio es de un año sidéreo. Después de que se desvió al interior del Sistema Solar, o se formó en un camino cerca de la órbita de la Tierra, el asteroide debe haberse movido a una órbita correspondiente a la Tierra. En esta órbita fue arrastrado repetidamente por la Tierra de tal manera que su propio período orbital se volvió el mismo que el de la Tierra. En la órbita actual, la Tierra mantiene al asteroide en sincronía con su propia órbita.
  • La órbita del asteroide es casi circular, con una excentricidad de 0.012 que es incluso menor que la de la Tierra en 0.0167. Los otros asteroides cercanos a la Tierra tienen en promedio una excentricidad significativamente mayor de 0,29. Además, todos los demás asteroides en resonancia 1: 1 con la Tierra conocidos antes de 2002 tienen órbitas muy elípticas, p. Ej. la excentricidad de (3753) Cruithne es 0,515. En el momento de su descubrimiento, la órbita de 2002 AA29 fue único, por lo que el asteroide a menudo se llama el primer verdadero compañero coorbital de la Tierra, ya que las trayectorias de los asteroides previamente descubiertos no son muy similares a la órbita de la Tierra. La excentricidad orbital muy baja de 2002 AA29 También es una indicación de que siempre debe haber estado en una órbita cercana a la Tierra, o el efecto Yarkovsky debe haber causado comparativamente una fuerte espiral en el Sistema Solar interior durante miles de millones de años, ya que, por regla general, los asteroides que han sido dirigidos por planetas. tienen órbitas con mayor excentricidad.
  • La inclinación orbital con respecto a la eclíptica (plano orbital de la Tierra) de 2002 AA29 es un moderado 10,739 °. Por lo tanto, su órbita está ligeramente inclinada en comparación con la de la Tierra.

Forma de la órbita Editar

Si uno mira la órbita de 2002 AA29 desde un punto que se mueve con la Tierra alrededor del Sol (el marco de referencia del sistema Tierra-Sol), describe a lo largo de 95 años un arco de casi 360 °, que durante los próximos 95 años vuelve a trazar en sentido inverso. La forma de este arco recuerda a una herradura, de donde proviene el nombre de "órbita de herradura". A medida que se mueve a lo largo de la órbita de la Tierra, se enrolla en una espiral a su alrededor, en la que cada bucle de la espiral tarda un año. Este movimiento en espiral (en el marco de referencia Tierra-Sol) surge de la excentricidad ligeramente más baja y la inclinación de la órbita: la inclinación relativa a la órbita de la Tierra es responsable de la componente vertical del bucle en espiral y la diferencia de excentricidad de la componente horizontal.

Cuando 2002 AA29 se está acercando a la Tierra desde el frente (es decir, se está moviendo un poco más lento y la Tierra la está alcanzando), la atracción gravitacional de la Tierra la cambia a una órbita ligeramente más rápida, un poco más cerca del Sol. Ahora se adelanta a la Tierra a lo largo de su nueva órbita, hasta que después de 95 años casi ha lamido la Tierra y está ascendiendo por detrás. Nuevamente, se encuentra bajo la influencia gravitacional de la Tierra, esta vez se eleva a una órbita más lenta, más alejada del Sol. En esta órbita ya no puede seguir el ritmo de la Tierra, y se queda atrás hasta que en 95 años se acerca una vez más a la Tierra desde el frente. La Tierra y 2002 AA29 se persiguen uno al otro alrededor del Sol, pero no se acercan lo suficiente como para romper el patrón.

El 8 de enero de 2003, el asteroide se acercó a la Tierra desde el frente a una distancia de 0.0391 UA (5.850.000 km 3.630.000 mi), [6] su aproximación más cercana durante casi un siglo. Desde esa fecha, ha estado avanzando a toda prisa (con un semieje mayor de menos de 1 UA), y continuará haciéndolo hasta que alcance su aproximación más cercana por detrás el 11 de julio de 2097 a una distancia de 0.037712 UA (5,641,600 km 3,505,500 millas). [6] Como resultado de este intercambio sutil con la Tierra, a diferencia de otros asteroides que cruzan la órbita terrestre, no debemos temer que alguna vez pueda chocar con la Tierra. Los cálculos indican que en los próximos miles de años nunca se acercará a menos de 4,5 millones de kilómetros, o unas doce veces la distancia de la Tierra a la Luna. [3]

Debido a su inclinación orbital de 10,739 ° a la eclíptica, 2002 AA29 Sin embargo, no siempre es forzado por la Tierra en su órbita de herradura, pero a veces puede salirse de este patrón. Luego se captura durante un tiempo en las cercanías de la Tierra. Esto sucederá en unos 600 años, es decir, en el siglo 26. Entonces permanecerá dentro del pequeño espacio en la órbita de la Tierra que no alcanza en su órbita de herradura anterior, y no estará más lejos de 0.2 unidades astronómicas (30 millones de km) de la Tierra. Allí rodeará lentamente la Tierra casi como una segunda luna, aunque se necesita un año para hacer un circuito. Después de 45 años finalmente regresa a la órbita de herradura, hasta permanecer cerca de la Tierra durante 45 años alrededor del año 3750 y nuevamente en 6400. En estas fases en las que permanece fuera de su órbita de herradura oscila en la región estrecha a lo largo del La órbita de la Tierra donde está atrapada, moviéndose hacia adelante y hacia atrás en 15 años. Debido a que no está unido a la Tierra como la Luna, sino que está principalmente bajo la influencia gravitacional del Sol, pertenece a los cuerpos llamados cuasi-satélites. Esto es algo análogo a dos automóviles que viajan uno al lado del otro a la misma velocidad y se adelantan repetidamente pero que, sin embargo, no están unidos entre sí. Los cálculos orbitales muestran que 2002 AA29 Estuvo en esta órbita cuasi-satélite durante 45 años desde aproximadamente el 520 d.C. pero debido a su pequeño tamaño era demasiado tenue para haber sido visto. Cambia aproximadamente cíclicamente entre las dos formas orbitales, pero siempre permanece durante 45 años en la órbita cuasi-satélite. Fuera del marco de tiempo de aproximadamente 520-6500 d.C., las órbitas calculadas se vuelven caóticas, es decir, no predecibles y, por lo tanto, para períodos fuera de este marco de tiempo no se pueden hacer declaraciones exactas. [7] 2002 AA29 fue el primer cuerpo celeste conocido que cambia entre órbitas de herradura y cuasi satélite.

Brillo y tamaño Editar

Se sabe relativamente poco sobre 2002 AA29 sí mismo. Con un tamaño de aproximadamente 20 a 100 metros (70 a 300 pies) es muy pequeño, por lo que se ve desde la Tierra como un punto pequeño incluso con telescopios grandes, y solo se puede observar con cámaras CCD de alta sensibilidad. En el momento de su aproximación más cercana en enero de 2003, tenía una magnitud aparente de aproximadamente 20,4. [8]

Hasta ahora no se sabe nada concreto sobre la composición de 2002 AA29 . Sin embargo, debido a su proximidad al Sol, no puede consistir en sustancias volátiles como el hielo de agua, ya que estas se evaporarían o sublime, se puede observar claramente que esto le sucede a un cometa que forma la cola visible. Es de suponer que tendrá una superficie oscura, que contiene carbono o algo más clara rica en silicatos. En el primer caso, el albedo sería de alrededor de 0,05, en el último algo más alto, de 0,15 a 0,25. Es debido a esta incertidumbre que las cifras para su diámetro cubren un rango tan amplio.

Otra incertidumbre surge de las mediciones de eco de radar en el radiotelescopio de Arecibo, que solo pudo captar un eco de radar inesperadamente débil, lo que implica que 2002 AA29 es más pequeño de lo estimado o refleja las ondas de radio solo débilmente. En el primer caso, tendría que tener un albedo inusualmente alto. [4] Esto sería evidencia en apoyo de la especulación de que él, o al menos el material del que está compuesto, es diferente de la mayoría de los otros asteroides descubiertos hasta ahora en órbitas cercanas a la Tierra, o representa un fragmento arrojado por la colisión. de un asteroide de tamaño mediano con la Tierra o la Luna. [5]

Período de rotación Editar

Usando mediciones de eco de radar en el radiotelescopio de Arecibo el período de rotación de 2002 AA29 podría ser determinado. En este procedimiento de astronomía de radar, se emiten ondas de radio de longitud de onda conocida desde un radiotelescopio dirigido a un asteroide. Allí se reflejan y, debido al efecto Doppler, la parte de la superficie que se mueve hacia el observador (debido a la rotación del asteroide) acorta la longitud de onda de las ondas reflejadas, mientras que la otra parte que se aleja del observador alarga la longitud de onda de las ondas reflejadas. longitud de onda reflejada. Como resultado, la longitud de onda de las ondas reflejadas se "difumina". La extensión de la mancha de longitud de onda y el diámetro del asteroide permiten reducir el período de rotación. Por lo tanto, 33 minutos se calcula como el límite superior del período de rotación para 2002 AA29 probablemente gira más rápidamente. Esta rápida rotación junto con el pequeño diámetro y, por lo tanto, la baja masa conduce a algunas conclusiones interesantes:

  • El asteroide gira tan rápido que la fuerza centrífuga en su superficie excede su atracción gravitacional. Por lo tanto, está bajo tensión y, por lo tanto, no puede estar compuesto por una aglomeración de escombros sueltos o de fragmentos que giran entre sí, como se supone para varios otros asteroides y, por ejemplo, se ha determinado para el asteroide (69230) Hermes. En cambio, el cuerpo debe estar hecho de un solo bloque de roca relativamente fuerte o de piezas cocidas juntas. Sin embargo, su resistencia a la tracción es probablemente considerablemente menor que la de la roca terrestre y el asteroide también es muy poroso. [4]
  • 2002 AA29 no es posible que se hayan construido a partir de piezas pequeñas individuales, ya que estas se romperían con la rápida rotación. Por lo tanto, debe ser un fragmento volado en la colisión de dos cuerpos celestes. J. Richard Gott y Edward Belbruno de la Universidad de Princeton han especulado que 2002 AA29 podría haberse formado junto con la Tierra y Theia, el planeta postulado que, según la hipótesis del impacto gigante, colisionó con la Tierra en su historia temprana. [9]

Debido a que su órbita es muy similar a la de la Tierra, el asteroide es relativamente fácil de alcanzar mediante sondas espaciales. 2002 AA29 Por tanto, sería un objeto de estudio adecuado para una investigación más precisa sobre la estructura y formación de los asteroides y la evolución de sus órbitas alrededor del Sol. Mientras tanto, ya se han encontrado más compañeros coorbitales de la Tierra de este tipo en órbitas en herradura o en órbitas como cuasi-satélites, como el cuasi-satélite 2003 YN 107. Además, se supone que existen pequeños troyanos compañeros de la Tierra con diámetros en la región de 100 metros ubicados en los puntos Lagrangianos L4 y L5 del sistema Tierra-Sol.


Contenido

Cruithne fue descubierto el 10 de octubre de 1986 por Duncan Waldron en una placa fotográfica tomada con el telescopio Schmidt del Reino Unido en el Observatorio Siding Spring, Coonabarabran, Australia. La aparición de 1983 (1983 UH) se atribuye a Giovanni de Sanctis y Richard M. West del Observatorio Europeo Austral en Chile. [5]

No fue sino hasta 1997 que su órbita inusual fue determinada por Paul Wiegert y Kimmo Innanen, que trabajan en la Universidad de York en Toronto, y Seppo Mikkola, que trabaja en la Universidad de Turku en Finlandia. [6]

Cruithne tiene aproximadamente 5 kilómetros (3 millas) de diámetro, y su acercamiento más cercano a la Tierra es de 12 millones de kilómetros (0.080 AU 7,500,000 millas), aproximadamente treinta veces la separación entre la Tierra y la Luna. Desde 1994 hasta 2015, Cruithne hizo su aproximación anual más cercana a la Tierra cada noviembre. [7]

Aunque no se cree que la órbita de Cruithne sea estable a largo plazo, los cálculos de Wiegert e Innanen mostraron que probablemente ha estado sincronizada con la órbita de la Tierra durante mucho tiempo. No hay peligro de colisión con la Tierra durante millones de años, si es que llega a ocurrir. Su trayectoria orbital y la de la Tierra no se cruzan, y su plano orbital está actualmente inclinado con el de la Tierra en 19,8 °. Cruithne, que tiene una magnitud máxima cercana a la Tierra de +15,8, es más débil que Plutón y requeriría al menos un telescopio reflector de 320 milímetros (12,5 pulgadas) para ser visto. [8] [9]

Cruithne se encuentra en una órbita elíptica normal alrededor del Sol. Su período de revolución alrededor del Sol, aproximadamente 364 días en la actualidad, es casi igual al de la Tierra. Debido a esto, Cruithne y la Tierra parecen "seguirse" en sus trayectorias alrededor del Sol. Esta es la razón por la que a veces se llama a Cruithne "la segunda luna de la Tierra". [10] Sin embargo, no orbita la Tierra y no es una luna. [11] En 2058, Cruithne llegará a 0,09 UA (13,6 millones de kilómetros o 8,5 millones de millas) de Marte. [7]

Debido a una alta excentricidad orbital, la distancia de Cruithne al Sol y la velocidad orbital varían mucho más que la de la Tierra, por lo que desde el punto de vista de la Tierra, Cruithne en realidad sigue una órbita de herradura en forma de frijol por delante de la Tierra, tomando un poco menos de un año para completar un circuito del "frijol". Porque se necesita un poco menos que un año, la Tierra "se retrasa" un poco más cada año, por lo que desde nuestro punto de vista, el circuito no está del todo cerrado, sino más bien como un bucle en espiral que se aleja lentamente de la Tierra. [ cita necesaria ]

Después de muchos años, la Tierra se habrá quedado tan atrás que Cruithne estará "alcanzando" a la Tierra desde "atrás". Cuando finalmente se ponga al día, Cruithne hará una serie de aproximaciones anuales a la Tierra e intercambiará energía orbital gravitacionalmente con la Tierra, lo que alterará la órbita de Cruithne en un poco más de medio millón de kilómetros, mientras que la órbita de la Tierra se alterará en aproximadamente 1,3 centímetros ( 0.51 in), de modo que su período de revolución alrededor del Sol se volverá ligeramente más de un año. Entonces, el frijol comenzará a migrar lejos de la Tierra nuevamente en la dirección opuesta - en lugar de que la Tierra "se quede atrás" del frijol, la Tierra se está "alejando" del frijol. La próxima serie de acercamientos cercanos se centrará en el año 2292: en julio de ese año, Cruithne se acercará a la Tierra a unos 12,5 millones de kilómetros (0,084 AU 7,800,000 mi). [ cita necesaria ]

Después de 380 a 390 años más o menos, la órbita en forma de frijol se acerca a la Tierra nuevamente desde el otro lado, y la Tierra, una vez más, altera la órbita de Cruithne de modo que su período de revolución alrededor del Sol vuelve a ser ligeramente menos de un año (esto último sucedió con una serie de aproximaciones cercanas centradas en 1902, y sucederá a continuación con una serie centrada en 2676). Luego, el patrón se repite. [ cita necesaria ]

Desde entonces, se han descubierto más objetos cercanos a la Tierra con resonancia cercana (NEO). Estos incluyen 54509 YORP, (85770) 1998 UP 1, 2002 AA 29 y 2009 BD que existen en órbitas resonantes similares a las de Cruithne. 2010 TK 7 es el primer y único troyano terrestre identificado hasta ahora.

Otros ejemplos de cuerpos naturales que se sabe que están en órbitas de herradura (entre sí) incluyen a Jano y Epimeteo, satélites naturales de Saturno. Las órbitas que siguen estas dos lunas alrededor de Saturno son mucho más simples que la que sigue Cruithne, pero operan según los mismos principios generales.

Marte tiene cuatro asteroides coorbitales conocidos (5261 Eureka, 1999 UJ 7, 1998 VF 31 y 2007 NS 2, todos en los puntos Lagrangianos), y Júpiter tiene muchos (se estima que un millón de más de 1 km de diámetro, el Joviano troyanos) también hay otras pequeñas lunas coorbitales en el sistema de Saturno: Telesto y Calipso con Tetis, y Helena y Polideuces con Dione. Sin embargo, ninguno de estos sigue órbitas en herradura.

Cruithne juega un papel importante en la novela de Stephen Baxter Colector: tiempo, que fue nominada al premio Arthur C. Clarke a la mejor ciencia ficción en 2000.

Cruithne se menciona en el QI Temporada 1 episodio "Astronomía", en el que se describe incorrectamente como una segunda luna de la Tierra. En un episodio posterior, este error se corrigió y se agregó que la Tierra tiene más de 18,000 mini-lunas.

En Asombrosos X-Men, Cruithne es el sitio de un laboratorio secreto asaltado por Abigail Brand y su S.W.O.R.D. equipo. Contiene muchas crías antes de que Brand las destruya. [12]

En la trilogía Insignia, 3753 Cruithne se ha movido a una órbita alrededor de la Tierra para servir como campo de entrenamiento para las Fuerzas Intrasolares. En la tercera novela, Catalizador, está intencionalmente dirigido a la Tierra. Si bien se destruye antes del impacto, sus fragmentos caen sobre la superficie de la Tierra, matando a casi 800 millones de personas en todo el mundo.

En la serie de libros de ciencia ficción Eón 14, Cruithne aparece como una pequeña luna habitada, hogar de 'corsarios', contrabandistas, puestos de avanzada de la Flota Espacial Terran (TSF) y sedes corporativas. [13] Entre los habitantes notables se encuentran Ngoba Starl y Petral Dulan. [14]


Planetas menores similares

Desde entonces, se han descubierto más objetos cercanos a la Tierra con resonancia cercana (NEO). Estos incluyen 54509 YORP, (85770) 1998 UP 1, 2002 AA 29 y 2009 BD que existen en órbitas resonantes similares a las de Cruithne. 2010 TK 7 es el primer y único troyano terrestre identificado hasta ahora.

Otros ejemplos de cuerpos naturales que se sabe que están en órbitas de herradura (entre sí) incluyen a Jano y Epimeteo, satélites naturales de Saturno. Las órbitas que siguen estas dos lunas alrededor de Saturno son mucho más simples que la que sigue Cruithne, pero operan según los mismos principios generales.

Marte tiene cuatro asteroides coorbitales conocidos (5261 Eureka, 1999 UJ 7, 1998 VF 31 y 2007 NS 2, todos en los puntos Lagrangianos), y Júpiter tiene muchos (se estima que un millón de más de 1 & # 160 km de diámetro, el Troyanos jovianos) también hay otras pequeñas lunas coorbitales en el sistema de Saturno: Telesto y Calipso con Tetis, y Helena y Polideuces con Dione. Sin embargo, ninguno de estos sigue órbitas en herradura.


Segunda Luna de la Tierra Cruithne

Cruithne es un asteroide comparativamente cercano a la Tierra que, aunque técnicamente no orbita alrededor de la Tierra, parece que, debido a su ubicación en el cielo, parece semicírculo de la Tierra en forma de herradura. Sin embargo, las órbitas en herradura son ilusiones ópticas creadas por nuestra propia posición relativa en el espacio, en lugar de órbitas verdaderas, por esta razón, Cruithne no es realmente la segunda luna de la Tierra.

Cruithne es un asteroide de unas 3 millas de ancho. Actualmente se acerca más a la Tierra cada noviembre, momento en el que todavía está varias docenas de veces más lejos de nosotros que la Luna y lo suficientemente lejos como para que, dado su tamaño, nunca se pueda ver a simple vista. Está inclinado y ligeramente desplazado con respecto al nuestro, lo que significa que en realidad nunca cruza la trayectoria orbital precisa de la Tierra. Por esa razón, la probabilidad de que Cruithne alguna vez chocara con la Tierra se considera insignificante. Sin embargo, nunca se convertirá en la segunda luna de la Tierra, porque nunca orbita la Tierra, simplemente parece que lo hace porque su órbita está muy cerca de la nuestra.

La órbita del asteroide # 8217 alrededor del Sol es en realidad de 364 días, no de 365 días como la Tierra y # 8217, por lo que hay un patrón de siglos que los astrónomos creen que seguirá. En este momento, Cruithne se aleja un poco más de la Tierra con cada órbita. En unos pocos siglos, nos habremos quedado lo suficientemente atrás como para que las órbitas de Cruithne comiencen a acercarse a las nuestras desde la otra dirección, como si se acercaran cada vez más en espiral. Sin embargo, los cálculos actuales indican que nunca chocará: después de la órbita de aproximación más cercana, comenzará a alejarse en espiral nuevamente, como lo está haciendo ahora. Cada vez que ocurre este ciclo, la gravedad de la Tierra desvía a Cruithne unos cientos de miles de millas de su curso. La gravedad de Cruithne también atrae a la Tierra, aunque se calcula que su efecto en nuestra órbita es de solo un centímetro más o menos.

Cruithne fue encontrado en 1986 por el Observatorio Siding Spring en Australia. Lleva el nombre de los Cruithne, un grupo étnico irlandés temprano relacionado con los pictos escoceses. Sin embargo, un equipo de astrónomos canadienses y finlandeses tardó aproximadamente una década en cartografiar completamente su extraña órbita.

& # 8211 Buscando segundas lunas & # 8211

Desde los albores de la astronomía moderna, los astrónomos han buscado un cuerpo digno del nombre & # 8220Earth & # 8217s segunda luna. & # 8221 No es inverosímil que un objeto así pudiera existir: todo lo que se necesitaría es que un pequeño asteroide quedara atrapado en una órbita lenta y distante, ni mucho menos tan luminosa como nuestra Luna, pero que ciertamente se ajusta a los criterios científicos para ser la segunda luna de la Tierra.

La primera generación de buscadores de la luna, en el siglo XIX, identificó rápidamente varios de estos candidatos a asteroides. En 1918, Walter Gornold, quien en su carrera como astrólogo se hizo con el seudónimo de Sepharial, incluso argumentó que había encontrado la segunda luna de la Tierra y la llamó Lilith. Los buscadores posteriores nunca volvieron a encontrar a Lilith, y se considera que la afirmación fue falsa.

Otros objetos interesantes cercanos a la Tierra que, durante breves períodos de tiempo, se pensó que cumplían con los requisitos para ser la segunda luna de la Tierra y # 8217 incluyen 1998 UP1, 2002 AA29 y 2003 YN107, que también orbitan el Sol cerca de la Tierra y ocasionalmente parecen siga los caminos orbitales en forma de herradura. Otro, 2006 RH120, orbita un poco más allá del rango en el que la gravedad de la Tierra podría capturarlo realmente, de modo que cada pocos años realmente queda atrapado, gira en la órbita de la Tierra durante algunas rotaciones y luego escapa nuevamente. Si alguna vez fuera realmente capturado, RH120, no Cruithne, se convertiría en el mejor candidato para la segunda luna de la Tierra (y presumiblemente también merecería un nuevo nombre).


¿Cómo se calculó el tiempo orbital de Cruithne? - Astronomía

Recientemente, estaba viendo un programa sobre conceptos erróneos populares que afirmaban que la Tierra tiene dos lunas. Aparentemente, la segunda luna fue descubierta en 1994, tiene un diámetro de 3 km y orbita la Tierra una vez cada 770 años. Me gustaría saber si esto es cierto y, de ser así, por qué no hay información al respecto en los libros modernos de astronomía para aficionados.

Estoy muy contento de que hayas enviado este correo electrónico, porque hemos recibido varias preguntas sobre una segunda luna de la Tierra y no estaba seguro de a qué se referían las personas o dónde lo habían escuchado, pero los detalles que incluiste lo hicieron posible. ¡para averiguarlo!

De todos modos, para responder a su pregunta, creo que el objeto al que se refiere se llama Cruithne, que es un objeto de 3 millas (5 km) en un órbita de herradura "alrededor" de la Tierra que tiene un período de 770 años. Puede leer un comunicado de prensa al respecto en Space.com (archivado desde el original). Fue descubierto en 1986, pero se necesitaron muchas observaciones para descubrir su complicada órbita, que se determinó en 1997.

En el comunicado de prensa, uno de los científicos involucrados en el estudio llamó al objeto una "luna", porque comparte la órbita de la Tierra, sin embargo, definitivamente no es una luna como la nuestra. Primero, una órbita en herradura es muy diferente de la órbita elíptica que hace la Luna alrededor de la Tierra. La Luna en realidad orbita alrededor del planeta Tierra, mientras que Cruithne solo comparte la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Puede leer más sobre su movimiento y sobre las órbitas en herradura en una pregunta previamente respondida por Dave, o en esta página sobre Cruithne. La órbita de Cruithne también está muy inclinada con respecto a la órbita de la Tierra alrededor del Sol, por lo que entra y sale del plano en el que orbitan la mayoría de los planetas. Esta gran inclinación es parte de la razón por la que Cruithne no chocará con Tierra.

En segundo lugar, solo se espera que los objetos atrapados en órbitas como la de Cruithne permanezcan en la órbita durante unos pocos miles a decenas de miles de años, lo que puede parecer mucho tiempo, pero en realidad es bastante corto en la escala de tiempo de la historia del Sistema Solar. Después de que Cruithne escape de su órbita actual, puede convertirse en un asteroide cercano a la Tierra en una órbita cercana a la Tierra diferente, o pasar a una órbita más similar a la órbita de nuestra Luna, en cuyo caso sería más como una luna "real". . Nadie parece muy seguro de qué escenario ocurrirá.

Así que supongo que pensaría en Cruithne más como un asteroide cercano a la Tierra que está atrapado por la gravedad de la Tierra, no como una luna. Y de hecho, los astrónomos lo clasifican como un Aten asteroid, which is a group of Near-Earth Asteroids on similar orbits. But Cruithne is a good example of the fact that Earth's gravity can interact with nearby asteroids, bringing them closer to Earth or forcing them onto different, strange, orbits.

Update (2016): Astronomers have discovered several other quasi-satellites of Earth, with small asteroid 2016 HO3 apparently being the most stable. Here are a few related links:


How was Cruithne's orbital time calculated? - Astronomía

Who discovered the speed of light? When was it discovered? How was it calculated or derived?

Scientists have been trying to study the speed of light since the ancient Greeks. Most ancient Greek astronomers believed, amongst other things, that the speed of light was effectively infinite. They had no way to test this educated guess, however. Nevertheless, it was generally taken for granted that light-speed was infinite until the astronomer Galileo in the early 1600's. Galileo supposedly attempted to quantify the speed of light, by using distant lanterns with shutters, which an assistant opened at specified times. Galileo would try to record how long it took light to get to him from across the field on which the experiment was done. His only conclusion was that light-speed was too fast to be measured by that experiment. (In fact, with what we now know about the speed of light, we can say that if Galileo and his assistant were standing about a mile apart, it would only take light about five microseconds - five millionths of a second - to travel from Galileo to his assistant. This was much too short to be measured with the technology of that time.)

The first true measurement of the speed of light came in 1676 by a fellow named Ole Roemer (Rømer). Roemer was observing Jupiter's moon Io, the innermost of the Galilean satellites. As seen by an observer on Earth, Io suddenly disappears when it moves into Jupiter's shadow, and it suddenly reappears when it moves out of Jupiter's shadow (back into the sunlight). Roemer was interested in predicting the times at which Io would be observed to emerge from Jupiter's shadow. His goal was to use those observations to determine Io's orbital period more accurately he was no initially trying to determine the speed of light.

Roemer noticed that the time elapsed between eclipses of Io became shorter as the Earth moved closer to Jupiter and became longer as the Earth and Jupiter moved farther apart. He realized that the discrepancies between the observed and calculated Io emergence times could be explained by a finite speed of light. Since the Earth was moving away from Jupiter over the course of Roemer's observations, it would take the reflected light from Io slightly longer to reach Earth, and this would affect the exact time at which Io was observed to emerge from Jupiter's shadow.

Based on these observations, Roemer calculated that it would take light about 22 minutes to cross the diameter of Earth's orbit. Combining that value with earlier measurements of the Earth's semimajor axis (orbital radius) (described here and here) gives a speed of light of about 210,000 kilometers per second. This is about 30% lower than the modern value for the speed of light, but considering its antiquity, method of measurement, and 17th century uncertainty in the exact sizes of the planetary orbits, this value is remarkably close to the modern value of 299,792.458 kilometers per second.

Here are some pages with more information on Roemer's calculation, including some illustrations of the observing geometry:

This page was last updated by Sean Marshall on January 17, 2016.

Sobre el Autor

Dave Kornreich

Dave fue el fundador de Ask an Astronomer. Obtuvo su doctorado en Cornell en 2001 y ahora es profesor asistente en el Departamento de Física y Ciencias Físicas de la Universidad Estatal de Humboldt en California. Allí dirige su propia versión de Ask the Astronomer. También nos ayuda con alguna pregunta de cosmología.


Johannes Kepler

Johannes Kepler was born into a poor family in the German province of Württemberg and lived much of his life amid the turmoil of the Thirty Years’ War (see Figure 1). He attended university at Tubingen and studied for a theological career. There, he learned the principles of the Copernican system and became converted to the heliocentric hypothesis. Eventually, Kepler went to Prague to serve as an assistant to Brahe, who set him to work trying to find a satisfactory theory of planetary motion—one that was compatible with the long series of observations made at Hven. Brahe was reluctant to provide Kepler with much material at any one time for fear that Kepler would discover the secrets of the universal motion by himself, thereby robbing Brahe of some of the glory. Only after Brahe’s death in 1601 did Kepler get full possession of the priceless records. Their study occupied most of Kepler’s time for more than 20 years.

Through his analysis of the motions of the planets, Kepler developed a series of principles, now known as Kepler’s three laws, which described the behavior of planets based on their paths through space. The first two laws of planetary motion were published in 1609 in The New Astronomy. Their discovery was a profound step in the development of modern science.


クルースン (小惑星)

当時のケルト人が「Cruithne」をどう発音していたのか、正確なところはわかっていない。現代のアイルランド・ゲール語での発音は、英語版ウィキペディアなどを元にカタカナで表記すると、「クリフニャ」が近い ( [ˈkrɪhnʲə] ) が、英語化された発音では「クルーフニェ」( [krúxnjə] ) となる [5] 。ただし小惑星の名称については、ポール・ウィガートのWebサイト(外部リンク参照)では「krooy-nyuh」または「KROOee-nyuh」と発音するべきだとされており、これに近い表記は「クルイーニャ」などである。日本では現在のところ、「クルースン」もしくは「クルイシン」と表記されることが多い。

クルースンは、実際には地球の周りを回っているわけではない。その代わり、地球の軌道の周りを螺旋状に動く。クルースンの(見かけ上)馬蹄形の軌道 (Horseshoe orbit) はあたかも準衛星のような軌跡になる [7] が、その両端では、それぞれ地球の反対側に接近はしても接触はしない。近日点は金星よりも太陽に近く、遠日点は火星軌道の長半径とほぼ等しい。クルースンは地球を周回せず、時には太陽を挟んだ反対側 [1] 、すなわち地球のヒル球の外側にある。水星の軌道内と火星の軌道外を通る [1] 。

馬蹄形の軌道自体が回転するため、 クルースンが元の馬蹄形軌道に戻るには地球年で385年 [ 疑問点 – ノート ] かかる。このようにクルースンの軌道は地球から観測する限り非常に複雑に見え、直感にも反する。しかし、太陽を基準に取ると、理解しやすい。多少楕円形ではあるが、比較的平凡な軌道をほとんど地球年の1年で公転する。地球の重力が楕円軌道にわずかな影響を与えるため、クルースンの歳差運動が変化し、極端に軌道が地球に近づくことはなくなる。

火星にもこのような共鳴軌道にある小惑星 (5261) エウレカがあり、木星にはトロヤ群と呼ばれる約400個もの同種の天体が従っている。土星にもテティスに従うテレストとカリプソやディオネに従うヘレネのようなトロヤ衛星がある。しかしながら、いずれも馬蹄形の軌道はとっていない。

SF作家のスティーヴン・バクスターは、クルースンの奇妙な軌道のためか、著書『Manifold:Time』 (英語) (多様体:時間)のなかでクルースンを舞台に取り上げている。 同作は2000年、アーサー・C・クラーク賞ノミネート作。


Ver el vídeo: Scientists discover mini moon in Earths orbit (Febrero 2023).