Astronomía

¿Hay algún cuerpo en el sistema solar cuya rotación esté casi bloqueada por la marea o apenas bloqueada por la marea?

¿Hay algún cuerpo en el sistema solar cuya rotación esté casi bloqueada por la marea o apenas bloqueada por la marea?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

La rotación de la Luna es firmemente marea bloqueado a la Tierra y la rotación de la Tierra es firmemente marea desbloqueado con respecto a la Luna. Tengo entendido que la rotación de Mercurio está bloqueada por mareas en una resonancia de 3: 2, lo que suena un poco precario. ¿Hay algún cuerpo que esté a punto de ser bloqueado por marea (rotación muy no uniforme) o apenas bloqueado por marea (libración muy grande)? ¿Hay cuerpos cuya rotación sea realmente caótica por tales razones?

[Editar] Tenga en cuenta que esta pregunta se trata de la libración física en lugar de la libración aparente u óptica causada por el cuerpo que está observando desde diferentes perspectivas.


Hubble mira a Sedna

Crédito de la imagen: Hubble
Los astrónomos que estudian detenidamente más de 35 imágenes del telescopio espacial Hubble de la NASA del sistema solar y el objeto más lejano conocido # 8217, llamado extraoficialmente Sedna, se sorprenden de que el objeto no parece tener una luna compañera de ningún tamaño sustancial.

Este resultado inesperado podría ofrecer nuevas pistas sobre el origen y la evolución de los objetos en el extremo más alejado del sistema solar.

Cuando se anunció la existencia de Sedna el 15 de marzo, su descubridor, Mike Brown de Caltech, estaba tan convencido de que tenía un satélite que el concepto de Sedna que un artista dio a conocer a los medios incluía una luna hipotética.

La predicción de Brown & # 8217 se basó en el hecho de que Sedna parece tener una rotación muy lenta que podría explicarse mejor por el tirón gravitacional de un objeto compañero. Casi todos los demás cuerpos solitarios del sistema solar completan un giro en cuestión de horas.

& # 8220I & # 8217m completamente desconcertado por la ausencia de una luna, & # 8221, dice Brown. & # 8220 Esto está fuera del ámbito de las expectativas y hace que Sedna sea aún más interesante. Pero simplemente no sé lo que significa. & # 8221

Inmediatamente después del anuncio del descubrimiento de Sedna, los astrónomos dirigieron el telescopio espacial Hubble hacia el nuevo planetoide para buscar la esperada luna compañera. La plataforma espacial proporciona el poder de resolución necesario para realizar mediciones de precisión en luz visible. & # 8220Sedna & # 8217s la imagen no es & # 8217t suficientemente estable en telescopios terrestres & # 8221, dice Brown.

Sorprendentemente, las imágenes del Hubble tomadas el 16 de marzo con la nueva Cámara avanzada para encuestas solo muestran el objeto Sedna, junto con una estrella de fondo tenue y muy distante en el mismo campo de visión.

& # 8220A pesar de la vista nítida del HST & # 8217 (equivalente a intentar ver un balón de fútbol a 900 millas de distancia), todavía no puede resolver el disco del misterioso Sedna & # 8221, dice Brown. Esto colocaría un límite superior en el tamaño del objeto de aproximadamente tres cuartos del diámetro de Plutón, o aproximadamente 1,000 millas de ancho.

Pero Brown predijo que un satélite aparecería como compañero & # 8220dot & # 8221 en la vista precisa del Hubble & # 8217. El objeto no está allí, aunque existe una pequeña posibilidad de que haya estado detrás de Sedna o transitando por delante de él, de modo que no podría verse por separado de Sedna en las imágenes del Hubble.

Brown basó esta predicción en sus observaciones anteriores de aparentes cambios periódicos en la luz que se refleja en la superficie moteada de Sedna. La curva de luz resultante da un período de rotación largo que excede los 20 días (pero no más de 50 días). De ser cierto, Sedna sería el objeto de rotación más lenta del sistema solar después de Mercurio y Venus, cuyas lentas velocidades de rotación se deben a la influencia de las mareas del Sol.

Una forma fácil de salir de este dilema es la posibilidad de que el período de rotación no sea tan lento como pensaban los astrónomos. Pero incluso con un nuevo análisis cuidadoso, el equipo sigue convencido de que el período es correcto. Brown admite, & # 8220I & # 8217 estoy completamente perdido por una explicación de por qué el objeto gira tan lentamente. & # 8221

Los cuerpos pequeños como los asteroides y los cometas suelen completar una rotación en cuestión de horas. La rotación de Plutón # 8217 se ha ralentizado a un período relativamente lento de seis días porque Plutón está bloqueado por mareas en el período de revolución de su satélite Caronte. Hubble resuelve fácilmente a Plutón y Caronte como dos cuerpos separados. El próximo telescopio espacial James Webb de NASA & # 8217 proporcionará una plataforma para más estudios de alta resolución de la luz infrarroja de cuerpos fríos y distantes en nuestro sistema solar.

El Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI) es operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc. (AURA), para la NASA, bajo contrato con el Centro de Vuelo Espacial Goddard, Greenbelt, MD. El telescopio espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA).


¿Cuánto tiempo se necesita para que dos cuerpos celestes se bloqueen por marea? ¿Cómo se ve la transición de no estar bloqueado por marea a estar bloqueado por marea?

Me pregunto, específicamente, si hay algún & # x27supuesto & quot; justo cuando se produce el bloqueo de las mareas. ¿Un cuerpo simplemente gira cada vez más lento, hasta que su rotación se detiene en relación con el otro cuerpo, o se "sobrepasa" e invierte su dirección de rotación antes de quedar bloqueado por la marea?

Los parámetros difíciles tienen que ver básicamente con qué tan blando es el planeta: una bola de lava se bloqueará por marea mucho más rápido que una esfera casi perfectamente rígida.

Lo principal que hay que deducir de esa ecuación es que es proporcional a la sexta potencia de distancia del objeto que lo atrae. Ayuda a explicar por qué muchas lunas están bloqueadas por mareas en su planeta, pero los planetas no están conectados al sol (aunque sí en otros sistemas solares).

La Tierra está en el proceso de quedar atrapada por las mareas con la luna, el día se está alargando muy lentamente y la luna se está alejando muy lentamente. Eventualmente, si el sol no muriera (aunque lo hará), la Tierra y la luna serán como Plutón y Caronte.

Esto plantea la pregunta: ¿hay planetas que sean completamente de lava?

El bloqueo de mareas (y más allá del equilibrio de mareas) es un proceso asintótico. Es decir, nunca llegará por completo, pero se acercará arbitrariamente al estado bloqueado.

Básicamente, lo que está sucediendo es que hay una desalineación entre la marea de equilibrio no ondulatoria a gran escala (esta es la terminología completa para la deformación de la marea) y la línea de centros entre los dos cuerpos. A medida que un cuerpo evoluciona hacia el bloqueo de mareas, este retraso de fase se reduce. La tasa de evolución de las mareas es proporcional a este desfase. Como tal, nos acercamos suavemente al bloqueo de mareas y luego hacia el equilibrio de mareas completo.

Este es el pensamiento convencional. Sin embargo, existe un problema importante con la teoría de las mareas, ya que todo depende del factor de calidad de las mareas Q (o del factor de calidad de las mareas modificado Q & # x27 que se utiliza con más frecuencia). Esta es, en esencia, una medida de la eficiencia de la disipación dentro del sistema (o en otras palabras, cuánta energía de las mareas se pierde en el calentamiento y otros procesos similares). Esto requiere saber cómo y dónde se disipa la energía y esto puede ser muy diferente según el sistema en cuestión.

Ejemplos: La Tierra disipa la mayor parte de la energía de las mareas en los océanos a través de una capa límite viscosa y la generación de varias olas.

Júpiter disipa la energía de las mareas de sus lunas principalmente por la excitación de ondas que interactúan con la estratificación dentro de la región convectiva.

Las estrellas con un planeta gigante cercano (los llamados júpiter calientes) disipan la energía de las mareas a través de la generación de ondas en el núcleo radiativo.

Las estrellas con planetas más alejados (así como las estrellas binarias cercanas evolucionadas) disipan la energía de las mareas a través de la interacción entre la marea de equilibrio (mencionada anteriormente) y la convección en la región convectiva.

Ninguno de estos procesos es obvio y ninguno se comporta igual. Como tal, a pesar de que existe una ecuación para la escala de tiempo del bloqueo de mareas, esto no es lo suficientemente bueno ya que Q puede variar en muchos órdenes de magnitud (

10 ^ 5-10 ^ 9 para estrellas). Lo que es peor es que en las escalas de tiempo de evolución de las mareas Q & # x27 no es constante en el tiempo y, por lo tanto, cambia la tasa de evolución. Esto se debe al hecho de que en todos los casos esperamos que Q & # x27 sea una función de la frecuencia de las mareas, que cambia con la evolución del sistema.

Hay muchas más complejidades y cualquier estimación (con la excepción del sistema solar) de las escalas de tiempo de evolución suele ser muy especulativa debido a la dependencia sensible de Q & # x27. Como ejemplo, dependiendo de cómo trate Q & # x27 (basado en las teorías actuales), la escala de tiempo inspiral para los júpiter calientes puede ser

100Gyear. La escala de tiempo inspiral está relacionada con la escala de tiempo de bloqueo de las mareas y, por tanto, ¡ve el problema!


Título del cuadro de investigación

Los astrónomos que estudian más de 35 imágenes del telescopio espacial Hubble de la NASA del objeto más lejano conocido del sistema solar, llamado extraoficialmente Sedna, se sorprenden de que el objeto no parezca tener una luna compañera de ningún tamaño sustancial.

Este resultado inesperado podría ofrecer nuevas pistas sobre el origen y la evolución de los objetos en el extremo más alejado del sistema solar.

Cuando se anunció la existencia de Sedna el 15 de marzo, su descubridor, Mike Brown de Caltech, estaba tan convencido de que tenía un satélite que el concepto artístico de Sedna divulgado a los medios incluía una hipotética luna.

La predicción de Brown se basó en el hecho de que Sedna parece tener una rotación muy lenta que podría explicarse mejor por el tirón gravitacional de un objeto compañero. Casi todos los demás cuerpos solitarios del sistema solar completan un giro en cuestión de horas.

"Estoy completamente desconcertado por la ausencia de una luna", dice Brown. "Esto está fuera del ámbito de las expectativas y hace que Sedna sea aún más interesante. Pero simplemente no sé qué significa".

Inmediatamente después del anuncio del descubrimiento de Sedna, los astrónomos dirigieron el telescopio espacial Hubble hacia el nuevo planetoide para buscar la luna compañera esperada. La plataforma espacial proporciona el poder de resolución necesario para realizar mediciones de precisión en luz visible. "La imagen de Sedna no es lo suficientemente estable en telescopios terrestres", dice Brown.

Sorprendentemente, las imágenes del Hubble tomadas el 16 de marzo con la nueva Cámara avanzada para encuestas solo muestran el objeto Sedna, junto con una estrella de fondo tenue y muy distante en el mismo campo de visión.

"A pesar de la visión nítida del HST (equivalente a tratar de ver un balón de fútbol a 900 millas de distancia), todavía no puede resolver el disco del misterioso Sedna", dice Brown. Esto colocaría un límite superior en el tamaño del objeto de aproximadamente tres cuartos del diámetro de Plutón, o alrededor de 1,000 millas de ancho.

Pero Brown predijo que un satélite aparecería como un "punto" compañero en la vista precisa del Hubble. El objeto no está allí, aunque existe una pequeña posibilidad de que haya estado detrás de Sedna o transitando por delante de él, de modo que no podría verse por separado de Sedna en las imágenes del Hubble.

Brown basó esta predicción en sus observaciones anteriores de aparentes cambios periódicos en la luz que se refleja en la superficie moteada de Sedna. La curva de luz resultante da un período de rotación largo que excede los 20 días (pero no más de 50 días). Si es cierto, Sedna sería el objeto de rotación más lenta del sistema solar después de Mercurio y Venus, cuyas lentas velocidades de rotación se deben a la influencia de las mareas del Sol.

Una forma fácil de salir de este dilema es la posibilidad de que el período de rotación no sea tan lento como pensaban los astrónomos. Pero incluso con un nuevo análisis cuidadoso, el equipo sigue convencido de que el período es correcto. Brown admite: "Estoy completamente perdido por una explicación de por qué el objeto gira tan lentamente".

Los cuerpos pequeños como los asteroides y los cometas suelen completar una rotación en cuestión de horas. La rotación de Plutón se ha ralentizado a un período relativamente lento de seis días porque Plutón está bloqueado por mareas en el período de revolución de su satélite Caronte. Hubble resuelve fácilmente a Plutón y Caronte como dos cuerpos separados. El próximo telescopio espacial James Webb de la NASA proporcionará una plataforma para más estudios de alta resolución de la luz infrarroja de cuerpos fríos y distantes en nuestro sistema solar.

El Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI) es operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc. (AURA), para la NASA, bajo contrato con el Centro de Vuelo Espacial Goddard, Greenbelt, MD. El telescopio espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA).


Objeto misterioso y bien conservado de la nube de Oort que se dirige a nuestro sistema solar

¿Y si pudiéramos viajar al borde exterior del Sistema Solar, más allá de los conocidos planetas rocosos y los gigantes gaseosos, más allá de las órbitas de asteroides y cometas, mil veces más lejos aún, hasta la capa esférica de partículas heladas que envuelve el Sistema Solar? . Se cree que este caparazón, más comúnmente conocido como la nube de Oort, es un remanente del Sistema Solar primitivo.

¡Imagínese lo que los astrónomos podrían aprender sobre el Sistema Solar temprano enviando una sonda a la nube de Oort! Desafortunadamente, 1-2 años luz está más que un poco fuera de nuestro alcance. Pero no estamos del todo sin suerte. 2010 WG9: un objeto transneptuniano & # 8212 es en realidad un objeto de la nube de Oort disfrazado. Ha sido expulsado de su órbita y se acerca a nosotros para que podamos obtener una mirada sin precedentes.

¡Pero se pone aún mejor! 2010 WG9 ganó & # 8217t acercarse al Sol, lo que significa que su superficie helada permanecerá bien conservada. El Dr. David Rabinowitz, autor principal de un artículo sobre las observaciones en curso de este objeto, dijo a Universe Today: "Este es uno de los santos griales de la ciencia planetaria: observar un planetesimal inalterado que quedó de la época de la formación del Sistema Solar".

Ahora podrías estar pensando: espera, ¿no vienen los cometas de la Nube de Oort? Es cierto que la mayoría de los cometas fueron sacados de la nube de Oort por una perturbación gravitacional. Pero observar los cometas es extremadamente difícil, ya que están rodeados de brillantes nubes de polvo y gas. También se acercan mucho más al Sol, lo que significa que sus hielos se evaporan y su superficie original no se conserva.

Entonces, si bien hay una cantidad sorprendentemente alta de objetos de la nube de Oort colgando dentro del sistema solar interior, necesitábamos encontrar uno que sea fácil de observar y cuya superficie esté bien conservada. ¡2010 WG9 es solo el objetivo del trabajo! No está cubierto por polvo o gas, y se cree que ha pasado la mayor parte de su vida a distancias superiores a 1000 AU. De hecho, nunca se acercará más cerca que Urano.

Los astrónomos de la Universidad de Yale han observado 2010 WG9 durante más de dos años, tomando imágenes con diferentes filtros. Así como los filtros de café permiten el paso del café molido pero bloquean los granos de café más grandes, los filtros astronómicos permiten el paso de ciertas longitudes de onda de luz, mientras bloquean todas las demás.

Recuerde que la longitud de onda de la luz visible se relaciona con el color. El color rojo, por ejemplo, tiene una longitud de onda de aproximadamente 650 nm. Por lo tanto, un objeto que es muy rojo será más brillante en un filtro de esta longitud de onda, en contraposición a un filtro de, digamos, 475 nm o azul. El uso de filtros permite a los astrónomos estudiar colores específicos de luz.

Los astrónomos observaron 2010 WG9 con cuatro filtros: B, V, R e I, también conocidos como longitudes de onda azul, visible, roja e infrarroja. ¿Que vieron? Variación: un cambio de color en el transcurso de solo días.

La fuente probable es una superficie irregular. Imagina mirar la Tierra (imagina que no hay atmósfera) con un filtro azul. Se iluminaría cuando un océano apareciera a la vista, y se atenuaría cuando ese océano dejara el campo de visión. Habría una variación de color, dependiendo de los diferentes elementos ubicados en la superficie del planeta.

El planeta enano Plutón tiene parches de hielo de metano, que también aparecen como variaciones de color en su superficie. A diferencia de Plutón, 2010 WG9 es relativamente pequeño (100 km de diámetro) y no puede retener su hielo de metano. Es posible que parte de la superficie quede expuesta nuevamente después de un impacto. Según Rabinowitz, los astrónomos aún no están seguros de qué significan las variaciones de color.

Rabinowitz estaba muy interesado en explicar que 2010 WG9 tiene una rotación inusualmente lenta. La mayoría de los objetos transneptunianos giran cada pocas horas. ¡2010 WG9 rota en el orden de 11 días! La mejor razón para esta discrepancia es que existe en un sistema binario. Si 2010 WG9 está bloqueado por mareas a otro cuerpo & # 8212 lo que significa que el giro de cada cuerpo está bloqueado a la velocidad de rotación & # 8212, entonces 2010 WG9 se ralentizará en su rotación.

Según Rabinowitz, el siguiente paso será observar 2010 WG9 con telescopios más grandes & # 8212 quizás el telescopio espacial Hubble & # 8212 para medir mejor la variación de color. Incluso podemos determinar si este objeto está en un sistema binario después de todo, y observar también el objeto secundario.

Cualquier observación futura nos ayudará a comprender mejor la nube de Oort. “Se sabe muy poco sobre la nube de Oort: cuántos objetos hay en ella, cuáles son sus dimensiones y cómo se formó”, explicó Rabinowitz. & # 8220Al estudiar las propiedades detalladas de un miembro recién llegado de la nube de Oort, podemos aprender sobre sus componentes ".

El 2010 WG9 probablemente insinuará el origen del Sistema Solar para ayudarnos a comprender mejor su propio origen: la misteriosa nube de Oort.


Diez nuevos planetas enanos y candidatos en nuestro sistema solar

¿Sabes cuántos planetas y planetas enanos hay en nuestro sistema solar? Pensé que sí, pero no lo hice.

Los astrónomos han detectado más de 500 cuerpos en órbita alrededor del sol mucho más allá de la órbita de Neptuno. Entre estos cuerpos transneptunianos (TNO) hay un número creciente que rivaliza en tamaño con Plutón. Esto hizo que los astrónomos reconsideraran cómo deberían definir el término planeta.

En 2006, Plutón fue degradado de planeta a planeta enano, uniéndose al gran asteroide Ceres en ese nuevo grupo. Varias otras organizaciones no gubernamentales también se unieron a ese grupo, que ahora incluye cinco órganos que se muestran resaltados en la tabla. También se enumeran otros objetos grandes, llamados Plutoides. La distancia AU (unidad astronómica) de la Tierra al Sol es de uno o 93 millones de millas (92,955,807.273 millas para ser exactos). Ceres, que se encuentra entre Júpiter y Marte, fue considerado el asteroide más grande, pero ahora se considera un planeta enano como Plutón.

Nombre AU Distancia Años para órbita


Crédito: NASA
Por primera vez, en 2005, el telescopio espacial Hubble de la NASA vio claramente el "décimo planeta", luego apodado "Xena", en honor a la princesa guerrera en el programa de televisión del mismo nombre y descubrió que es solo un poco más grande que Plutón. El anuncio se hizo el 11 de marzo de 2006. Posteriormente, el nombre se cambió oficialmente a Eris.

Eris, anteriormente conocida como Xena

El concepto de un artista del Objeto del Cinturón de Kuiper apodado "Xena", ahora llamado Eris, con su luna apodada "Gabrielle" justo arriba. El sol se puede ver en la esquina superior izquierda.
Crédito: NASA, ESA y A. Schaller (para STScI)

Actualmente, Eris está más de tres veces más lejos del Sol que Plutón. Hace tanto frío ahí fuera que la atmósfera del planeta enano se ha congelado en la superficie como un glaseado helado. El revestimiento brilla intensamente, reflejando tanta luz solar como nieve recién caída. El camino que Eris toma alrededor del Sol tiene la forma de un óvalo en lugar de un círculo. En unos 290 años, Eris se acercará lo suficiente al Sol para descongelarse parcialmente. Su barniz helado se derretirá y revelará un paisaje rocoso y moteado similar al de Plutón.

Este es el concepto de un artista del objeto Eris del cinturón de Kuiper y su pequeño satélite Dysnomia. Eris es el objeto grande en la parte inferior de la ilustración. Una parte de su superficie está iluminada por el Sol, ubicado en la esquina superior izquierda de la imagen. La luna de Eris, Dysnomia, se encuentra justo arriba y a la izquierda de Eris. El telescopio espacial Hubble y el observatorio Keck tomaron imágenes del movimiento de Dysnomia a partir de las cuales el astrónomo Mike Brown (Caltech) calculó con precisión que Eris era un 27 por ciento más masivo que Plutón.

Crédito de la obra de arte: NASA, ESA, Adolph Schaller (para STScI)

Acertadamente llamado así por la diosa griega del conflicto, el planeta enano helado Eris ha sacudido el modelo general de nuestro sistema solar. El objeto fue descubierto por el astrónomo Mike Brown de Caltech en los confines del cinturón de Kuiper en 2005. Su detección provocó un debate sobre la clasificación de Plutón como planeta. Eris es un poco más grande que Plutón.
"El Hubble es el único telescopio capaz de obtener una medición de luz visible limpia del diámetro real de Eris", dijo Mike Brown, científico planetario del Instituto de Tecnología de California en Pasadena, California. El equipo de investigación de Brown descubrió Eris, catalogado oficialmente como 2003 UB313, y sus resultados han sido aceptados para su publicación en Astrophysical Journal.

Solo se requirieron un puñado de imágenes para determinar el diámetro de Eris. Ubicado a 10 mil millones de millas de la Tierra con un diámetro de un poco más de la mitad del ancho de los Estados Unidos, el objeto tiene 1.5 píxeles de ancho en la vista del Hubble. Eso es suficiente para realizar una medición de tamaño precisa.

El diámetro de Plutón, medido por el Hubble, es de 1,422 millas.

Ubicada a 10 mil millones de millas de distancia, pero con un diámetro que es un poco más de la mitad del ancho de los Estados Unidos, Xena tiene solo 1.5 elementos de imagen en la vista de la Cámara avanzada para encuestas del Hubble.

La reflectividad brillante de Eris posiblemente se deba a la escarcha de metano fresco en su superficie. El objeto pudo haber tenido una atmósfera cuando estaba más cerca del sol, pero a medida que se movía hacia su ubicación actual, más lejos, esta atmósfera se habría “congelado” y se habría asentado en la superficie en forma de escarcha.

Otra posibilidad es que Eris pierda gas metano continuamente de su interior más cálido. Cuando este metano llega a la superficie fría, se congela inmediatamente, cubriendo cráteres y otras características para que sea uniformemente brillante para el ojo telescópico del Hubble.

Eris tarda unos 560 años en orbitar el sol y ahora está muy cerca del afelio (el punto de su órbita que está más alejado del sol). A continuación, Brown planea usar el Hubble y otros telescopios para estudiar otros objetos del Cinturón de Kuiper recientemente descubiertos que son casi tan grandes como Plutón y Eris. El cinturón de Kuiper es un vasto anillo de cometas helados primordiales y cuerpos más grandes que rodean la órbita de Neptuno.

Desde el descubrimiento de Eris, el número de planetoides ha crecido y es posible que siga creciendo.


El misterio de Sedna se profundiza con las imágenes del Hubble del planetoide más lejano

Los astrónomos que estudian 35 imágenes del Telescopio Espacial Hubble (HST) de la NASA del objeto más lejano conocido del sistema solar, llamado extraoficialmente Sedna, se sorprenden de que el objeto no parezca tener una luna compañera de ningún tamaño sustancial.

Este resultado inesperado podría ofrecer nuevas pistas sobre el origen y la evolución de los objetos en el extremo más alejado del sistema solar.

La existencia de Sedna se anunció el 15 de marzo. Su descubridor, Mike Brown del Instituto de Tecnología de California, Pasadena, California, estaba tan convencido de que tenía un satélite, que el concepto artístico de Sedna divulgado a los medios incluía una luna hipotética.

Incluso con la visión nítida del Hubble, es posible que apenas esté resolviendo el disco del misterioso Sedna, dijo Brown. Es equivalente a intentar ver un balón de fútbol a 900 millas de distancia. Esto colocaría un límite superior en el tamaño del objeto de aproximadamente tres cuartos del tamaño de Plutón, o alrededor de 1,000 millas de ancho.

Pero Brown predijo que un satélite aparecería como un "punto" compañero en la vista precisa del Hubble. Pero el objeto no está ahí. Existe una posibilidad muy pequeña, podría haber estado detrás de Sedna o en tránsito frente a él, por lo que no se pudo ver por separado de Sedna en las imágenes del HST.

Brown basó esta predicción en sus observaciones anteriores de aparentes cambios periódicos en la luz que se refleja en la superficie moteada de Sedna. La curva de luz resultante da un período de rotación de 40 días. De ser cierto, Sedna sería el objeto de rotación más lenta del sistema solar después de Mercurio y Venus, cuyas lentas velocidades de rotación se deben a la influencia de las mareas del sol.

Una forma fácil de salir de este dilema es la posibilidad de que el período de rotación no sea tan lento como pensaban los astrónomos. Pero incluso con un nuevo análisis cuidadoso, el equipo sigue convencido de que el período es correcto. Brown admite: "Estoy completamente perdido por una explicación de por qué el objeto gira tan lentamente".

Los cuerpos pequeños como los asteroides y los cometas suelen completar una rotación en cuestión de horas. Plutón tiene un período de seis días desde que se bloquea por marea hasta la revolución de su satélite Caronte. El HST fue el primer telescopio en resolver a Plutón y Caronte como dos cuerpos separados. El próximo telescopio espacial James Webb de la NASA proporcionará una plataforma para estudios adicionales de alta resolución de la luz infrarroja de cuerpos fríos y distantes en nuestro sistema solar.

Imágenes electrónicas de Sedna e información adicional están disponibles en Internet, en:
http://hubblesite.org/news/2004/14

El telescopio espacial Hubble de la NASA ha medido el objeto más grande del sistema solar visto desde el descubrimiento de Plutón hace 72 años. El descubrimiento se realizó el 7 de octubre de 2002.

Aproximadamente la mitad del tamaño de Plutón, el mundo helado 2002 LM60, apodado “Quaoar” (pronunciado kwa-whar) por sus descubridores, es el objeto más lejano del sistema solar jamás resuelto por un telescopio. Inicialmente fue detectado por un telescopio terrestre como simplemente un punto de luz, hasta que los astrónomos apuntaron hacia él con el poderoso telescopio del Hubble.

Quaoar está a unos 4 mil millones de millas de la Tierra, más de mil millones de millas más lejos que Plutón. A diferencia de Plutón, su órbita alrededor del Sol es circular, incluso más que la mayoría de los cuerpos de clase planetaria del sistema solar.


Crédito: NASA / HST

Aunque más pequeño que Plutón, Quaoar es mayor en volumen que todos los asteroides combinados (aunque probablemente solo un tercio de la masa del cinturón de asteroides, porque es más helado que rocoso). Se teoriza que la composición de Quaoar es en gran parte hielos mezclados con roca, no muy diferente de la composición de un cometa, aunque 100 millones de veces mayor en volumen.

Este hallazgo proporciona nuevos conocimientos importantes sobre el origen y la dinámica de los planetas y la misteriosa población de cuerpos que habitan en la última frontera del sistema solar: el esquivo y helado Cinturón de Kuiper más allá de Neptuno.

Michael Brown y Chadwick Trujillo del Instituto de Tecnología de California, Pasadena, Calif. Se informaron los hallazgos en la 34a reunión anual de la División de Ciencias Planetarias de la Sociedad Astronómica Americana en Birmingham, Alabama. 50000 Quaoar ("Kwawar") es un Objeto transneptuniano rocoso en el cinturón de Kuiper con una luna conocida. Varios astrónomos lo consideran un planeta enano, aunque la IAU no lo ha reconocido formalmente como tal.

Trujillo y Brown utilizaron el telescopio Palomar Oschin Schmidt para descubrir Quaoar como un objeto de magnitud 18,5 arrastrándose a través de la constelación de verano Ophiuchus (es menos de 1 / 100.000 el brillo de la estrella más débil vista por el ojo humano). Brown tuvo que hacer observaciones de seguimiento utilizando la nueva cámara avanzada para encuestas de Hubble el 5 de julio y el 1 de agosto de 2002, para medir el tamaño angular real del objeto de 40 milisegundos de arco, correspondiente a un diámetro de aproximadamente 800 millas (1300 kilómetros). Solo el Hubble tiene la nitidez necesaria para resolver realmente el disco del mundo distante, lo que lleva a la primera medición directa del tamaño real de un objeto del cinturón de Kuiper (KBO).

Al igual que Plutón, Quaoar habita en el Cinturón de Kuiper, un campo de escombros helados de cuerpos similares a cometas que se extienden 11.000 millones de millas más allá de la órbita de Neptuno. Durante la última década, se han encontrado más de 500 cuerpos helados en el Cinturón de Kuiper. Con algunas excepciones, todos han sido significativamente más pequeños que Plutón.

Este último gran KBO es demasiado nuevo para haber sido nombrado oficialmente por la Unión Astronómica Internacional. Trujillo y Brown han propuesto nombrarlo en honor a un dios de la creación de la tribu nativa americana Tongva, los habitantes originales de la cuenca de Los Ángeles. Según la leyenda, Quaoar “descendió del cielo y, después de reducir el caos al orden, colocó el mundo sobre la espalda de siete gigantes. Luego creó a los animales inferiores, y luego a la humanidad ".

El primo "enano helado" de Quaoar, Plutón, fue descubierto en 1930 en el curso de una búsqueda de 15 años de planetas transneptunianos. No se supo hasta mucho más tarde que Plutón en realidad era el más grande de los objetos conocidos del Cinturón de Kuiper. El Cinturón de Kuiper no se teorizó hasta 1950, después de que las órbitas de los cometas proporcionaran pruebas reveladoras de un vasto lugar de anidación de cometas más allá de Neptuno. Los primeros objetos reconocidos del Cinturón de Kuiper no se descubrieron hasta principios de la década de 1990. Este nuevo objeto es, con mucho, el "pez más grande" que los astrónomos han encontrado en los estudios de KBO. Brown predice que, dentro de unos años, se encontrarán KBO aún más grandes, y el Hubble será invaluable para las observaciones de seguimiento para precisar tamaños.

Órbitas de Makemake (azul), Haumea (verde), contrastadas con la órbita de Plutón (rojo) y la eclíptica (gris). El perihelia y el aphelia (Q) están marcados con las fechas de paso. Las posiciones en abril de 2006 están marcadas con esferas que ilustran tamaños relativos y diferencias en albedo y color.
Crédito: NASA


Makemake (
2005 FY9)

Makemake, formalmente designado (136472) Makemake, es un planeta enano y quizás el objeto más grande del cinturón de Kuiper (KBO) en la población clásica, [nb 4] con un diámetro que probablemente sea aproximadamente 2/3 del tamaño de Plutón. Makemake no tiene satélites conocidos, lo que lo hace único entre los KBO más grandes y significa que su masa solo puede estimarse. Su temperatura promedio extremadamente baja, alrededor de 30 K (-243.2 ° C), significa que su superficie está cubierta de metano, etano y posiblemente hielo de nitrógeno.


¿Hay "clados vivos" (2 o más especies cuyo último antepasado común no se haya extinguido)?

Ah, y & quot; clado viviente & quot es aparentemente un término significativo que acabo de inventar, ¡que es probablemente la razón por la que no puedo & # x27t googlearlo! Y tal vez lo esté usando mal de todos modos, a menos que también vaya a insistir en que TODOS los descendientes del último ancestro común todavía están con nosotros. Me conformaría con cualquier par de especies distintas que compartan un ancestro común que no esté extinto.

Esto puede volverse un poco complicado con las definiciones: lo que quieres son dos poblaciones separadas, que son especies diferentes, las cuales tienen un ancestro común que fue miembro de una tercera especie, que aún existe, ¿verdad?

El problema puede estar en la cantidad de variación que aceptará en esa especie ancestral, en comparación con sus poblaciones modernas. El elefante africano de monte y el elefante africano de bosque todavía existen, por supuesto, y se separaron hace unos 2 millones de años. Ese último antepasado común, sin embargo, fue probablemente un elefante de monte.

Esto depende de si te refieres al último individual antepasado común de un clado, o el antepasado común más reciente especies, pero en cualquier caso, la respuesta es prácticamente no. En el primer caso, es bastante obvio que el último organismo individual que sea el antepasado de dos o más especies habrá muerto muchas generaciones antes del presente. Though I suppose there are some contrived hypothetical exceptions you could imagine (polyploid speciation in a very long-lived plant maybe?).

If you're thinking of a common ancestor species, then it's a little more complicated. Due to the incompleteness of the fossil record, it is (almost) never assumed that any extinct species is directly ancestral to any modern species. For this reason, the common ancestor of two extant species is basically never officially named or considered available for study beyond what we can infer about it based on its descendants. So to find a living species that is considered a common ancestor of other ones, we would have to look at very recent (or even ongoing) speciation events.

Furthermore, there is another more subtle issue here. The formation of new species is most often considered to occur through bifurcating cladogenesis. This means that ambas cosas of the descendant lineages from this split are considered new species the species of the common ancestor just kind of disappears, even though it didn't go extinct per se. The scenario you're asking about - where a common ancestor species survives alongside a new species that descended from it - would instead require a slightly different mode of speciation sometimes described as "budding". However, it is a pretty subjective choice whether or not a particular splitting event will be considered bifurcation or budding, and different people may disagree even when talking about the same case. Fundamentally, this is a manifestation of the fact that there is a disconnect between how we study species that lived in the past and how we study species that live now. Speciation is usually very clear in hindsight, but our current taxonomic system is extremely poor at dealing with ongoing processes that have not yet resolved. If you're interested in this topic, Silvestro et al. 2018 is an excellent paper, though kind of technical.

That said, there are some examples of budding speciation that have been identified in the literature. Kaya and Çiplak 2016 describe this phenomenon in katydids of the genus Psorodonotus, where the still-living species P. venosus is considered ancestral to three others (P. rugulosus, tendurek, y hakkari). However, a perfectly valid alternative explanation here would just be to conclude that P. venosus as currently recognized is actually paraphyletic and should be broken into multiple species without direct ancestor-descendant relationships.


The moon rotates around its own axis at the same speed as its rotation around earth, which is why we don't see the "dark side". Is this purely coincidental or not?

Before answering your question, Iɽ just like to point out that there is no permanently dark side of the moon. There is a far side of the moon, which never faces the earth, but it experiences a normal cycle of sunlight as the moon goes around. During a full moon (as observed by humans), the far side of the moon is unlit. During a new moon, when the moon is between the earth and the sun, the far side is fully lit but unobservable from the earth.

As for your question, the moon's orbital period and rotational period are the same because tidal forces between orbiting bodies tend to make these numbers the same. Tidal forces slightly deform the earth and moon in their orbits, which produce small torques on each other, which act to bring these periods together.

Smaller objects become tidally locked more easily, such as moons (like the earth's), or planets like Mercury which are locked in a 3/2 resonance around the sun.

The moon is also acting to slow the earth's rotation, moving farther out in its orbit in the process. Eventually, many many billions of years from now (longer than the lifetime of the sun), the earth's rotation will become fixed as well, as the same side of the earth will always face the moon, as they all orbit and rotate at the same rate. Because the earth is so massive compared to the moon this will take a long time, but there are examples of this in the solar system- the Pluto-Charon system is ɽoubly' tidally locked.


Gliese 667Cc

Gliese 667Cc is twenty-three light-years from Earth in the constellation Scorpius. The celestial body orbits a dwarf star (Gliese 667C) which measures about a third of the Earth’s sun. The Gliese 667 system consists of three stars which would make the skies on the system’s planets have three suns. There are seven planets in the Gliese 667 system, three of which are in the habitable Goldilocks Zone. The planets orbit significantly closer to their star as compared to those in our solar system.

Gliese 667Cc takes twenty-eight days to orbit around its star and is estimated to have a mass that is four to five times that of Earth. What makes this celestial body an exciting prospect is its surface temperature. At thirty degrees Celsius, the planet has sufficient conditions to maintain the presence of liquid water. 667Cc’s distance from Earth also makes it one of the potentially habitable planets closest to Earth.

This is how you can save the Earth from global warming


Rapidly Rotating Regular Satellites and Tides

As we begin the 2016 Division for Planetary Sciences (DPS) meeting, I’d like to provide a hypothesis to explain a surprising result from the 2015 DPS meeting. We were all excited and awed to see the new results from NASA’s New Horizons mission and its Pluto flyby. As an orbital dynamicist, perhaps the most striking piece of news was the unusual rotation rates and states of Pluto’s small moons.

I agreed with Emily Lakdawalla’s assessment that the revelation of rapid rotation at right angles was the most interesting result. Quietly, in a later session, my student Danielle Hastings (then at Florida Tech, now a graduate student at UCLA) presented results that Hi’iaka, the outer satellite of Haumea – another dwarf planet – was also rapidly rotating. Is there a connection?

Brightness caused by rotational variability of Hi’iaka Brightness caused by rotational variability of Hi’iaka, the larger outer moon of the dwarf planet Haumea. “Folding” the brightness measurements on a 9.8-hour period shows a clear correlation between ground-based and space-based data. This clearly shows that Hi’iaka is rapidly rotating and non-spherical. Image: Danielle Hastings (UCLA)

Well, life and teaching and moving to new institutions happened, but Danielle and I are happy to report that the paper presenting our Hi’iaka results has been accepted and posted to arXiv. We solidify our understanding of Hi’iaka’s 10-hour spin rate (compared to the 50-day orbital period) and then conjectured that Hi’iaka, like Pluto’s moons, has a spin axis misaligned with its orbit. Depending on the degree of misalignment (called the obliquity), changes to Hi’iaka’s spin-induced light curve are probably already detectable. (I recently received funding for an “archival” Hubble Space Telescope proposal that will investigate this in more detail.)

Since our presentation last year, we have done a lot of work to try to understand how Hi’iaka could be rapidly rotating despite the fact that it is on a “normal” nearly circular orbit. All the most recent journal articles about Haumea admit that its formation – including the formation of its moons – is still unclear with no hypothesis matching all the data. Still, formation through some kind of collision is most likely. There are reasons to doubt this hypothesis, but let’s explore the standard outcome of a collision which is the formation of a disk of material very close to Haumea. In the classic moon formation story, this material would eventually coalesce into 1-2 moons. Then, over the age of the solar system, tidal forces and torques can change the spin and orbital properties.

In the same way, our own Moon is thought to have been mostly formed at a distance of

3 Earth radii (any closer and Earth tides rip a forming Moon back apart). Tides are then invoked to move it to its current position at

60 Earth radii. Tides that move moons out are very slow it is only because of the incredible precision of lunar laser ranging that we can directly detect the present-day growth of the Moon’s orbit by 4 cm/year. The other side of the lunar-orbit-expansion coin is the slowing of Earth’s spin by 2 milliseconds per century these effects are coupled by conservation of energy and angular momentum.

In the standard tidal picture, this process of “tidal despinning” is very slow for the more massive planet, but very fast for the small moon. This matched our observations that the major moons of Earth, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune were all “tidally despun,” i.e., rotating at the same rate as their orbit, always keeping the same face of the moon towards the planet. Exceptions were explainable: Saturn’s moon Hyperion has a chaotic (meaning unpredictable) rotation rate due to its aspherical shape and eccentric orbit. The tiny and distant irregular satellites are so far out and so small that tides aren’t expected to affect them. And so on.

The moons of Pluto and Haumea don’t fit nicely into this story. They are relatively large and relatively close to their planet, making them “regular” satellites. They show evidence for significant tidal expansion of the semi-major axis, which is supposed to be FAR slower than the time needed to despin the satellites. And yet they appear to be almost untouched by the most powerful tidal despinning effect.

Well, tides are extremely fickle. Every time I think I can pin them down, they seem to wriggle free. To understand why, let’s recall why tides affect orbits at all. The tidal (or differential gravitational) force that a body experiences can easily be time-variable due to rotation or eccentric orbits. This creates a situation where materials are subjected to a repetitive squishing and stretching motion. Since real planets and moons are made of real materials, these squishing and stretching motions are influenced by friction, turning orbital energy into heat. For us orbital dynamicists, used to measuring precise and well-behaved orbits, the complex geophysical response of real materials with all their imperfections adds a messiness that makes clear conclusions difficult. Furthermore, it takes billions of years of tides (that are certainly changing in unpredictable ways) to lead to significant orbital changes. As a result, dynamicists are used to admitting that our understanding of how tides really work in real systems could be off by a factor of 10-1000! It would not be unusual to say that tides would have effect X over a timeframe of 0.1-100 million years… maybe.

So, one explanation for the rapidly rotating satellites is simply to say that, for these objects, tides are 1000 (or more!) times weaker than we see elsewhere, so they aren’t significantly affected by tides and can retain their original rotation rates (set by collisions in the moon-forming disk). This is certainly within the realm of possibility, but this oversimplifies the result.

Despite the uncertainties associated with tides, there is one dynamical fact that helps us: tides are extremely sensitive to distance. All else being equal, changing the planet-moon distance by a factor of 2 changes the strength of tides by a factor of 2*2*2*2*2*2=64 (or so). That means that Earth’s moon, which used to be

30 times closer to the Earth, had tides that were almost a billion times stronger. Suddenly, even factor of 1000 uncertainties in the geophysics of tides become unimportant and we’re back to being able to estimate the effect of tides.

Hi’iaka and Pluto’s moons must have been so strongly affected by tides when they were close, that the general feeling is that these objects would have almost immediately tidally despun. If you crunch the numbers, you find that it might take, at longest,

1000 years to despin Hi’iaka when it was close to Haumea. Compared to the age of the solar system, this is so short that the standard story would say that Hi’iaka

instantly despins. Then, as the story goes, as Hi’iaka’s orbit expands, it’s orbital period gets longer (by Kepler’s Third Law) but this only requires a tiny correction to the spin in order to keep the spin and orbital period locked (“synchronous”). Therefore, all regular satellites are tidally despun to synchronous.

The problem is that tidal despinning and orbital expansion are happening at the same time. If the despinning timescale changes from 100 years to 1000 years due to semi-major axis expansion that happens in only 50 years, then synchroneity is not an inevitable outcome. We found that numerical calculations (very approximate given our extremely limited understanding of tides) were required to say whether satellites really could or should despin in the age of the solar system (see the figure below).

In the case of Hi’iaka, it seems like the semi-major axis expansion was so fast that the despinning tides just couldn’t keep up. With reasonable tidal parameters, you can easily keep Hi’iaka rotating rapidly given almost any starting conditions. So, we hypothesize that despinning tides on Hi’iaka were only strong for a very short time, allowing Hi’iaka’s present-day rapid rotation. (It’s worth noting we explore several other hypotheses trying to explain Hi’iaka’s spin and find that they don’t work except in very contrived circumstances.)

A simple numerical model of tidal despinning for Hi’iaka The black line shows the orbital period and how it grows as a function of time (plotted on the x-axis logarithmically). The colored lines show 9 different initial spin rates for Hi’iaka, from 1 (purple) to 100 (red) hours. (Note that the red and orange lines should be dashed: they are showing spin periods. The nature of despinning tides (in our basic model) is that they always move Hi’iaka towards synchronous rotation, when the spin and orbital periods are the same (e.g., the colored lines on top of the black line). Starting with a very fast rotation (cool colors), despinning tides can barely slow Hi’iaka down over the age of the solar system, allowing the rapid rotation seen today. But even if Hi’iaka starts near synchronous (yellow 20 hours period), the rapid expansion of orbital period initially outstrips the tidal despinning. Image: Danielle Hastings (UCLA)

What about Pluto’s moons? Does the same answer work for them? Possibly. Pluto’s moon system is very different because of the very massive Charon (large enough to arguably call Pluto-Charon a “double planet” and to say that the other moons are orbiting both bodies). As with Haumea, the formation of the small moons of Pluto is unclear, but their locations near resonances and at relatively large distances from Pluto seem to indicate that they were pushed to their current locations by Charon’s tidal expansion. (Larger moons tidally expand more rapidly and tidally despin more rapidly.) If so, then the same underlying reasoning can explain what happened to the spins of the small moons of Pluto: riding Charon’s very fast tidal expansion, their orbits grew so fast their despinning tides couldn’t keep up. Even though our paper was about Hi’iaka, we did a quick check to see if our hypothesis can also explain Pluto’s moons and the story seems to work.

The Pluto and Haumea systems are really in a different regime of tides than any other object in the solar system because they have strong tides y dynamically interacting moons. Earth and Mars have strong tides but only one moon (Earth) or moons that are too small to dynamically interact (Mars). The gas and ice giant satellite systems have very interactive moons, but since gaseous atmospheres don’t mind getting stretched and squished, tides are 100-1000 times weaker. Hence, the “unusual” spin rates of moons around Pluto and Haumea can be partially attributed to their unique tidal circumstances (rapid expansion and/or dynamically interacting moons).

While we hope that we can study more such systems in our solar system, another step forward in understanding tides in multi-body systems may come from exoplanets. Another student (Mariah MacDonald, now a Penn State grad student) and I recently completed a detailed dynamical analysis of a 5-planet system called Kepler-80. Although stars have weak tides like gas giants, these planets orbit very closely (all 5 between 0.02 and 0.08 AU), so tides should be important. A simulation (by Daniel Fabrycky at University of Chicago) shows that tidal effects can naturally put this system into a configuration where the outer four planets have uniquely synchronized orbits that exactly match the observed orbital configuration. [Note that we have essentially no information on the spin rates of any exoplanets.] This gives us additional insight into how tides work in multi-body systems.

The Kepler-80 system The Kepler-80 exoplanetary system has five known transiting planets. This animation shows a snapshot of the system every

27 days when the outer two planets (b – red and c – green) have their closest approach. Because the outer four planets have uniquely synchronized orbits, the middle two planets (d – purple and e – blue) also come back to nearly the exact same positions. The innermost planet (f – yellow) is far enough from the other planets that tides have pulled it out of the synchronous pattern: therefore, it explores its entire orbital range during these snapshots.

Studying tides in more specific ways for the hundreds of multiple exoplanet systemsmay teach us how tides work in these systems. Combined with improved analyses of planets and moons in the solar system may allow for future DPS meetings where researchers pin down tides well enough to get specific answers. In the meantime, we’ll have to settle for more qualitative answers and see whether our hypothesis for the rapid rotation of these dwarf planet moons holds up to future scrutiny.


Ver el vídeo: The Planeta, Rotación en Solar System.. (Diciembre 2022).