Astronomía

¿Pueden los planetas tener órbitas distintas a las elípticas o circulares?

¿Pueden los planetas tener órbitas distintas a las elípticas o circulares?

¿Pueden los planetas tener órbitas distintas a las elípticas o circulares? Todos los planetas de nuestro sistema solar tienen una órbita circular o una elíptica (tal vez como Plutón).


Las órbitas son secciones cónicas, por lo que pueden ser circulares, elípticas, parabólicas o hiperbólicas. De estos 4, solo los dos primeros forman una curva cerrada bajo la hipótesis de 2 cuerpos, mientras que los dos últimos se extienden hasta el infinito.
Si habla de planeta, por definición tiene que orbitar una estrella, lo que requeriría que tenga una órbita cerrada, por lo tanto circular o elíptica, con respecto a la estrella. Para cualquier otro tipo de órbita, el cuerpo simplemente volará hasta el infinito para nunca regresar. Los cometas de hecho se consideran parabólicos, pero en teoría tienen órbitas muy elípticas con su afelio cerca del borde del sistema solar.

Pero es posible que un planeta tenga otro tipo de órbitas si consideramos su movimiento desde un marco de referencia diferente, como con respecto a otro planeta. Entonces, para un marco de referencia inercial, un planeta tendrá una órbita circular o elíptica, incluso Plutón.


Definitivamente.

Pero tendrías que pensar en términos einsteinianos, en lugar de newtonianos. Marcos de referencia inerciales y todo.

Si ve nuestro planeta inmóvil, entonces la órbita de Venus, por ejemplo, se parecería a un cable telefónico en espiral.


Si mi entendimiento es correcto, la órbita es perfectamente circular si el parámetro orbital adimensional de excentricidad (e) es cero. Sin embargo, no estoy seguro de cómo funciona la inclinación con esto, y eso se reduce a la pregunta "circular en que avion? "De todos modos, les presento:

Asteroide 113474 (2002 ST57).

Lamentablemente, sin embargo, la incertidumbre es lo suficientemente menor que el valor en sí mismo para demostrar que lo hace, de hecho, tiene cierta excentricidad. Si está satisfecho con algún objeto que podría teóricamente ser circular con nuestra comprensión actual, entonces eso es fácil. Hay muchos objetos con una incertidumbre lo suficiente como para que sea posible una órbita perfectamente circular. En realidad, esto da como resultado una gran cantidad de candidatos debido al simple hecho de que no conocemos los parámetros orbitales en primer lugar.

Sostengo que esta órbita anterior es bastante circular. Si desea un círculo teóricamente perfecto, probablemente la respuesta sea "no". Si desea observar más el ombligo, me preguntaré si el concepto de círculo es válido en la geometría no euclidiana. Dado que tenemos la distorsión del espacio-tiempo de Júpiter arrojada allí, ¿quizás los círculos no existen?

En caso de que no fuera obvio, mi ejemplo fue posible porque utilicé un conjunto de muestra grande y solo busqué un candidato que se ajustara a mis criterios

No obstante, hay una muy buena razón por la que las cosas son circulares. El plano de nuestro sistema solar existe por muy buenas razones físicas, que es que una nube de gas que colapsa tiene un valor de momento angular del que no puede deshacerse y no puede ser retenido en un solo cuerpo por la gravedad. Entonces, los planetas son relativamente circulares, porque si no lo fueran, el sistema solar no sería tan estable. Las resonancias orbitales (que es de lo que depende la dinámica a largo plazo) se aplican a órbitas relativamente circulares y les gusta mantener las cosas relativamente circulares. Seguramente habrá algunos sistemas de exoplanetas que favorecieron más fuertemente la circularización de las órbitas. Por eso, estoy seguro de que algún día descubriremos una órbita exquisitamente circular. Pero eso todavía no lo convierte en un círculo literal según el estándar teórico.


Órbitas elípticas

La órbita observada de un solo objeto que se mueve en el campo gravitacional del cuadrado inverso de otro solo objeto es elíptica, con la condición de que la mayoría de las órbitas reales estén perturbadas por la existencia de cuerpos distintos de los dos principales que están involucrados en la órbita. En ausencia de cuerpos perturbadores, todavía no habría órbitas elípticas, porque la teoría de la relatividad general requiere que cada órbita precese, aunque generalmente muy lentamente, con el resultado de que la órbita no es estrictamente una elipse. Aunque las órbitas circulares son posibles, son extremadamente improbables en comparación con las elípticas, porque hay infinitamente más formas de hacer elipses, y si existiera una circular, pronto se perturbaría y se convertiría en una órbita elíptica de baja excentricidad. También es infinitamente improbable que ocurran las órbitas parabólicas, que separan las órbitas elípticas de las hiperbólicas. Es poco probable que se observen órbitas hiperbólicas y parabólicas alrededor del sol, porque los cuerpos se detectarían solo durante el tiempo relativamente corto que pasaron lo suficientemente cerca del sol, ocurriendo solo una vez y nunca más regresando. Algunos ejemplos de posibles órbitas en un sistema de dos cuerpos, que comprende una masa muy grande y una masa muy pequeña. se muestran a continuación. En el primer diagrama, todas las órbitas tienen el mismo afelio, difiriendo solo en sus velocidades en ese punto. En el caso de velocidad cero, el objeto cae directamente hacia el Sol. En el segundo diagrama, dibujado en una escala mucho más pequeña, los objetos tienen un perihelio común, donde tienen velocidades mayores que las velocidades del afelio en el primer diagrama.

La forma de una elipse debe resumirse numéricamente. Si escribimos L para el diámetro más grande (el eje mayor) y S para el más pequeño (eje menor), podríamos construir varios parámetros. La & # 8220circularidad & # 8221 C podría definirse como C = S / L, o la & # 8220ovalidad & # 8221 podría definirse como (L & # 8211 S) / S, pero estos no son muy útiles. Un parámetro de uso frecuente es la excentricidad e, que está relacionada con la distancia del centro de la órbita al cuerpo atrayente. El segundo parámetro requerido es el semieje mayor, que es la mitad del diámetro más grande de la elipse. Para describir la orientación de la elipse en un marco de referencia dado, tendríamos que definir un plano y una orientación en ese plano.

El planeta solar con mayor excentricidad es Mercurio, con e = 0,20563. Los siguientes diagramas muestran comparaciones de la órbita de Mercurio & # 8217 con un círculo, del cual es obvio que todos los planetas solares siguen órbitas que son casi circulares. El Sol está a la izquierda, con el foco vacío a la derecha. El significado de & # 8220equant & # 8221 se explica en el siguiente párrafo.

Se muestra la órbita de Mercurio y # 8217 (rojo) en comparación con un círculo (azul). El sol está a la izquierda, en un foco, y el foco vacío está a la derecha. Las líneas que conectan el foco vacío con puntos en la órbita que están igualmente espaciados en el tiempo, están espaciados casi por igual en ángulo.

La Primera Ley de Órbitas de Kepler establece que las órbitas de los planetas son elipses con el Sol en un foco. El otro foco no tiene significado físico, aunque sucede que la velocidad angular de un planeta cuando se observa desde el foco & # 8220 vacío & # 8221 es aproximadamente constante. En el modelo de Ptolomeo & # 8217s del sistema solar, el & # 8220equant & # 8221 era un punto imaginario alrededor del cual el movimiento parece ser uniforme. De hecho, representa el foco vacío. De modo que Tolomeo estaba muy cerca de Kepler, pero su creencia en los círculos le impedía considerar las elipses. Esto es una reminiscencia de los diversos pasos que precedieron a la teoría de la relatividad especial de Einstein & # 8217 & # 8211 casi allí, pero sin dar el paso decisivo.

Sin embargo, la velocidad angular no es una variable interesante, ya que no corresponde a una cantidad significativa físicamente. Esta observación demuestra que la existencia de un patrón en los fenómenos no es necesariamente una indicación de importancia física. Puede parecer extraño que aunque la elipse tiene dos focos, solo uno está & # 8220usado & # 8221, pero debemos recordar que la elipse no es un objeto real: es simplemente una consecuencia accidental de las fuerzas que actúan sobre los cuerpos. De la misma manera, el hecho de que un cordón uniforme perfectamente flexible cuelgue en una curva catenaria (la suma de dos exponenciales) es solo una consecuencia del comportamiento físico. Dado que el Sol no está en el centro de las órbitas elípticas, no hay una razón obvia por la que las órbitas deban poseer simetría alrededor de dos ejes, esto también no tiene significado físico. En el mundo de las plantas, la aparición muy común de números de Fibonacci es una consecuencia subsidiaria de un proceso más profundo: estos números no se especifican en el genoma. En estos ejemplos, aquellos que buscan la belleza en las leyes de la naturaleza están buscando en el lugar equivocado si creen que la ven aquí. Si la belleza se encuentra en un sentido significativo, debe ser en las leyes o ideas fundamentales, y no en lugares accidentales o coincidentes, donde los patrones bonitos son solo eso, y nada más.

Si, en lugar de usar el punto de ecuación de Prolemy & # 8217, o el foco vacío, usamos la posición del Sol, encontramos que los espacios angulares (rojo) varían. Lo hacen de tal manera que Kepler notó que las áreas de los sectores eran todas iguales, dentro de la precisión típica de los datos. Ésta es la base de la Segunda Ley de Kepler, probablemente la primera observación cuantitativa de la ley que ahora se conoce como conservación del momento angular. Esta cantidad es el producto de la masa del objeto, su distancia al Sol y su velocidad tangencial. El producto masa por velocidad se denomina cantidad de movimiento, que es objeto de una ley de conservación, aunque no se conserva aquí, porque el objeto está sujeto a la fuerza de la gravedad. Entonces, ¿por qué se conserva el momento angular? Esto se debe a que está relacionado con la componente de la cantidad de movimiento que forma ángulos rectos con la fuerza de la gravedad. Si usa un programa de computadora para simular el movimiento planetario, encontrará que incluso si intenta una ley de fuerza diferente del cuadrado inverso, el momento angular se conserva. ¿Cómo se puede conservar algo si no se incluye en el programa? La razón es que su programa asume que el espacio es uniforme en todos los sentidos, y esto automáticamente da como resultado la conservación del momento y el momento angular. Y la suposición de que las leyes de la física no varían con el tiempo conduce a la conservación de la energía.

La velocidad del objeto es mayor en el perihelio y más baja en el afelio, un fenómeno bien demostrado por los cometas, que deambulan por gran parte de sus órbitas, pero que experimentan una aceleración impresionante cuando se acercan a las gradas de la Tierra, también (a veces) arrojando un cola espectacular. Quizás sean los pavos reales del sistema solar. Es importante darse cuenta de que las leyes de Newton no mencionan elipses ni ninguna forma en absoluto. Las formas observadas simplemente surgen de la adherencia momento a momento a las leyes de Newton. Las elipses pueden observarse con una ley de atracción completamente diferente de la ley del cuadrado inverso de Newton, es decir, una fuerza que es proporcional a la distancia. En este caso, la elipse se centra en el objeto que atrae. Esto se puede demostrar con un simple péndulo que se balancea a través de pequeños ángulos en dos dimensiones.


Las órbitas de los exoplanetas.

Una imagen del disco polvoriento alrededor de Fomalhaut, con su planeta, Fomalhaut-b, visto en el inserto (en dos épocas diferentes). La órbita del planeta es menos circular que la órbita de la Tierra. Un nuevo artículo analiza el probable carácter orbital de los exoplanetas en tránsito. Crédito: NASA, ESA y P. Kalas (Universidad de California, Berkeley)

(PhysOrg.com) - Un exoplaneta es un planeta que orbita alrededor de una estrella distinta a nuestro sol.

A partir de esta semana, el sitio web de la enciclopedia de exoplanetas enumera 694 planetas confirmados alrededor de otras estrellas. La mayoría de ellos tienen numerosos parámetros físicos razonablemente bien determinados, como la masa planetaria y el tamaño de la órbita. Un parámetro importante es la excentricidad de una órbita, una medida de cuán no circular es una órbita circular tiene una excentricidad de cero, mientras que la excentricidad máxima es uno.

En nuestro sistema solar, por ejemplo, la excentricidad de la Tierra es 0.017 (casi un círculo perfecto), y la excentricidad planetaria más grande es la de Mercurio, 0.206. Dado que la excentricidad determina en parte cómo varía el calentamiento solar de un planeta durante su año, es un parámetro crítico para inferir si el posible agua líquida en la superficie de un exoplaneta (aún no se ha descubierto) podría permanecer líquida durante todo el año.

En sorprendente contraste con los planetas del sistema solar, los estudios de exoplanetas de planetas gigantes han encontrado que la mayoría tienen grandes excentricidades, muchas superiores a 0,3. El satélite Kepler ha detectado más de mil exoplanetas (o exoplanetas candidatos) hasta ahora utilizando la técnica de tránsito (es decir, viendo la luz de las estrellas atenuada cuando el planeta pasa por la cara de la estrella). Sin embargo, obtener los parámetros orbitales de exoplanetas en tránsito no es tan fácil como con otras técnicas. Sin embargo, los modelos pueden analizar el comportamiento estadístico de los tránsitos e inferir características generales.

Los astrónomos de CfA Matt Holman, Samuel Quinn, Darin Ragozzine y Guillermo Torres se unieron a colegas del equipo científico de Kepler para estimar las excentricidades de los exoplanetas alrededor de estrellas ligeramente más frías que el sol. Con algunas suposiciones bastante generales, encuentran que una excentricidad promedio es probablemente algo mayor que la de Mercurio en nuestro sistema solar, y con valores extremos en ambos extremos (cercanos a cero o uno) poco probables. Los nuevos resultados, que se perfeccionarán a medida que se recopilen y analicen más datos, son importantes no solo por sus implicaciones sobre los planetas habitables, sino porque ayudarán a los astrónomos a mejorar la forma en que los planetas se forman y se asientan en sus órbitas estables.


Planetas y lunas

10.04.2.1.2 Nutación, movimiento polar y variaciones de la duración del día

Debido a que los planetas terrestres se mueven en órbitas elípticas, tienen una oblicuidad distinta de cero y una forma simétrica no esférica, el par gravitacional externo del Sol sobre ellos depende del tiempo. La nutación del eje del momento angular de un planeta es el pequeño movimiento resultante dependiente del tiempo de ese eje en el espacio y puede expresarse como una suma de términos periódicos, cuyos períodos principales son subarmónicos del período orbital del planeta (para la Tierra , ver Capítulo 3.10). Otros planetas y satélites también pueden ejercer una torsión en el planeta y causar un movimiento nutacional adicional, pero estas nutaciones son generalmente insignificantes con respecto a las relacionadas con la torsión solar, a excepción de las nutaciones de la Tierra & # x27s debidas a la Luna.

La ecuación [1] muestra que el cambio en el momento angular se debe completamente al par externo y no depende del interior del planeta. Esto sugiere que las observaciones de nutación no tendrían ningún interés geofísico, aparte de proporcionar un valor para el momento relativo de diferencia de inercia (J2/C), además de la precesión, pero menos precisa (véase la ecuación [4] y también las ecuaciones [64] y [65]). Sin embargo, las observaciones no dan cambios de orientación del eje del momento angular sino del eje de la figura o del eje de rotación del manto. En los estudios de variaciones periódicas de rotación, se consideran tres ejes polares diferentes: el eje de rotación, el eje de la figura y el eje del momento angular. El eje de la figura se define aquí como el eje de mayor momento de inercia, y el eje de rotación es el eje de rotación de la parte exterior sólida del planeta, es decir, el manto y la corteza si el núcleo (exterior) es líquido. En general, la orientación de los ejes de rotación y figura sí depende del interior del planeta y varía, con o sin pares externos, y el eje de la figura y el eje de rotación no coinciden con el eje del momento angular. Veremos que la relación entre ambos ejes y los ejes de momento angular depende de manera compleja del interior, y que las observaciones de nutación dan acceso directo a propiedades del interior de un planeta terrestre.

Para analizar la nutación de la figura y los ejes de rotación, es más conveniente reescribir eqn [1] en un marco de referencia adjunto al planeta giratorio. Dejar mi1, mi2, mi3 representan tres vectores ortonormales a lo largo de ejes co-rotativos, fijos al cuerpo, que giran con velocidad angular instantánea ω → con respecto a un marco de referencia inercial. Tanto para el sistema de referencia inercial como para el co-rotativo, el centro de masa del planeta se elige como origen. O. Para cualquier vector V→, la derivada del tiempo con respecto al marco de referencia co-rotativo está relacionada con la derivada del tiempo con respecto al marco de referencia inercial como

(por ejemplo, Goldstein, 1950), y la ecuación de conservación [1] se puede expresar como

donde la derivada del tiempo es con respecto al marco de referencia fijo por el cuerpo.

El vector de momento angular se puede escribir como una integral sobre el volumen total del planeta, V, como

dónde r→ es el vector de coordenadas, υ → la velocidad y ρ la densidad de los elementos de masa. Para un planeta rígido, tenemos

que puede, introduciendo el tensor de inercia I con componentes

Aquí, XI son las coordenadas cartesianas rectangulares de los elementos de masa. Mediante una elección adecuada de ejes de coordenadas, el tensor de inercia se puede llevar a forma diagonal y las componentes del momento angular se reducen a

Para la rotación del eje principal, se deduce que el eje de la figura y el eje de rotación coinciden con el eje del momento angular de un planeta rígido.

Sustituyendo eqn [11] en eqn [6], obtenemos las ecuaciones de Euler & # x27s para un planeta rígido

Para los planetas que giran rápidamente, como la Tierra y Marte, las desviaciones de la simetría esférica están dominadas por el aplanamiento inducido por la rotación, que es casi simétrica con respecto a la X3-eje. Por tanto, la aproximación A = B se utiliza a menudo. Para la Tierra, por ejemplo, la diferencia relativa entre A y B es más de 100 veces menor que la diferencia relativa entre A y C. En ausencia de pares externos L→, la solución de las ecuaciones de Euler & # x27s se puede escribir como

Dada una desviación inicial del eje de rotación del eje de la figura, el eje de rotación gira, o se tambalea, alrededor del eje de la figura con la frecuencia de Euler.

Este bamboleo de Euler es una manifestación de la conservación del momento angular cuando el eje de la figura y el eje de rotación no coinciden. La solución [15] es un ejemplo de oscilación o movimiento polar, que en general describe las variaciones de orientación del eje de rotación con respecto a un eje polar fijo en el cuerpo (para definiciones más precisas de movimiento polar y oscilación, ver Capítulo 3.10). El movimiento polar estacional es causado principalmente por el movimiento en capas planetarias fluidas, como la atmósfera y los océanos. Estos movimientos también pueden causar variaciones periódicas en el ω3-componente del vector de rotación, o cambios en la velocidad de rotación. Como estas variaciones implican cambios en la duración del día, en la literatura geofísica se las conoce principalmente como variaciones de la duración del día (ΔLOD).


Discusión

Analicemos ahora casos específicos de planetas y sus satélites. Como se mencionó anteriormente, dos planetas giran retrógrados. Los astrónomos suelen explicar esto mediante colisiones de objetos muy grandes en esos planetas al final de su formación, de tal manera que las colisiones imparten un giro inverso. Aunque algunas personas tienen dificultades para comprender cómo podría suceder esto, en realidad podría funcionar. Si un cuerpo que gira progrado es superado por un cuerpo grande que se mueve más rápido de modo que el cuerpo impactante tiene un impacto rasante en el primer cuerpo en el lado que mira hacia el sol, entonces la colisión impartiría un par retrógrado. Es poco probable que una sola colisión imparta suficiente torsión retrógrada para revertir por completo el giro del cuerpo, especialmente si el cuerpo impactado es grande, pero varias de estas colisiones podrían hacerlo. Esto es comprensible con el giro retrógrado muy lento de Venus, pero el giro retrógrado de Urano es muy rápido.

Sin embargo, una colisión distribuida aleatoriamente de cualquier magnitud probablemente alteraría la órbita de un planeta. A menos que una órbita ya sea bastante elíptica, tal colisión aleatoria tendería a hacer la órbita más elíptica. Las órbitas de los planetas son casi circulares, por lo que una colisión aleatoria tendería a hacer la órbita más elíptica. Venus y Urano tienen las órbitas más circulares de los ocho planetas. Si uno tuviera que mirar solo sus órbitas, Venus y Neptuno serían juzgados como los planetas con menos probabilidades de haber sufrido impactos grandes y tardíos. Pero en el paradigma evolutivo, la rotación retrógrada de Venus y Urano implica que era más probable que hubieran sufrido grandes colisiones tardías. Por lo tanto, las órbitas y las direcciones de rotación de Venus y Urano se contradicen entre sí con respecto a grandes colisiones tardías. Para salvar esto en una explicación evolutiva, uno debe postular direcciones y tiempos muy improbables en esos impactos.2

Existe un gran rango en la inclinación de los ejes de los distintos planetas. La tierra tiene una inclinación muy familiar de 23½ °. La inclinación de Marte es muy similar a 25 °. La inclinación de Saturno es de 30 °, pero Júpiter tiene una inclinación de solo 3 °. Urano tiene una gran inclinación de 98 °, pero se puede ver como 82 ° con rotación retrógrada. De cualquier manera, la rotación de Urano es aproximadamente perpendicular a su revolución. Una vez más, los astrónomos suelen explicar estas variaciones en la inclinación axial apelando a grandes impactos descentrados. Si ocurre un gran impacto cerca del polo de un planeta en formación, la colisión impartiría un giro superior o inferior al planeta. Cuando se combina con una inclinación inicial muy cercana a cero, los movimientos viscosos en el planeta en formación podrían producir un nuevo eje de giro único inclinado al plano orbital. Por tanto, esta respuesta exige que hubo muchas colisiones violentas en la historia temprana del sistema solar. Estas colisiones tenderían a destruir los planetas en formación. Muchos astrónomos piensan ahora que los planetas pueden haberse formado y reformado varias veces en las primeras etapas de su desarrollo.

Sin embargo, existe un problema para la explicación del impacto tardío de los ejes de rotación planetarios. La mayoría de los satélites principales3 y muchos de los satélites más pequeños orbitan muy cerca de los planos ecuatoriales de sus respectivos planetas y en la misma dirección en la que giran los planetas. Esto también se aplica a los anillos de los cuatro planetas jovianos. Con la teoría de la evolución, este hecho requiere que cada planeta y su región de formación establezcan un eje de rotación preferido desde el principio. Es decir, si un planeta y sus satélites se hubieran formado antes de que el eje de rotación del planeta se hubiera reorientado a su valor actual, entonces los satélites orbitarían en el antiguo plano ecuatorial. Esto no es lo que vemos. Considere los 27 satélites conocidos de Urano. Los 18 satélites más internos tienen órbitas muy circulares que tienen una inclinación muy baja con respecto al ecuador de Urano. Cualquier reorientación del eje de rotación de Urano debe haber ocurrido antes de la formación de esos satélites. Sin embargo, esto habría sido antes de la formación del planeta en sí, cuando el sistema de Urano todavía era una nube. Un impacto en una nube no realinearía todo el eje de rotación de la nube. En otras palabras, una gran colisión tardía podría explicar la reorientación del planeta si el planeta ya se hubiera formado en su mayor parte, pero no podría explicar la realineación de sus muchos satélites. Lo que observamos requiere que el eje de rotación actual de cada planeta se haya establecido antes de que se formaran la mayoría de los satélites. Esto coloca algunas restricciones bastante severas sobre el orden y el momento de los eventos dentro de la teoría evolutiva, y este es un posible tema de discusión adicional.

Para contrarrestar este problema, los científicos planetarios proponen que hubo una brecha en el tiempo entre la formación de un planeta y la coalescencia de sus satélites. El impacto que realineó el eje de rotación planetario no pudo reorientar las órbitas de los satélites, por lo que el impacto de reorientación debe haber ocurrido durante este intervalo de tiempo. El material que se convertiría en los satélites tenía la forma de planetesimales orbitando en el plano ecuatorial original, ahora inclinados hacia el nuevo plano ecuatorial. La rápida rotación del planeta produjo una protuberancia ecuatorial y la protuberancia produjo un par de torsión en los planetesimales en órbita. El par en sí no podría hacer que los planetesimales se realineen con el nuevo ecuador, sino que sus órbitas precesarían a lo largo del nuevo plano ecuatorial. Las órbitas en precesión conducirían a colisiones entre los planetesimales que cancelarían el movimiento perpendicular al nuevo plano ecuatorial, realineando gradualmente las órbitas planetesimales al nuevo ecuador. Después de esto, los satélites se formarían a partir de los planetesimales alineados con el nuevo ecuador. Este mecanismo, con su buena sincronización, tendría que haber sucedido con los cuatro planetas jovianos.

Según esta teoría, Urano originalmente giró progrado, pero su orientación cambió por los impactos. Presumiblemente, los satélites de Urano orbitaban originalmente en la misma dirección que Urano, pero este mecanismo por sí solo habría dejado a los satélites de Urano orbitando retrógrados, opuesto a la rotación del planeta. La solución a esta dificultad es plantear la hipótesis de al menos un impacto adicional durante el intervalo de tiempo. El primer impacto impartiría un gran cambio a la inclinación de Urano, pero no lo suficiente como para invertir la dirección de rotación. Este primer episodio fue seguido por la realineación de los planetesimales en órbita al nuevo plano ecuatorial. Un segundo impacto aumentaría aún más la inclinación de Urano, haciendo que la rotación del planeta sea retrógrada. La precesión y las colisiones subsiguientes realinearían los planetesimales en órbita con el segundo plano ecuatorial nuevo, dando como resultado órbitas en la misma dirección que la rotación de Urano. Se podría generalizar la situación de modo que pudieran haber ocurrido cualquier número de colisiones de cambio de inclinación, de modo que la inclinación de un planeta en particular no necesariamente hubiera experimentado un solo impacto grande. Sin embargo, uno debe preguntarse si todos estos impactos habrían ocurrido en el estrecho margen de tiempo entre la coalescencia de un planeta y la coalescencia de sus satélites. Si solo se produjera un impacto que altere la inclinación fuera de esta ventana, habría satélites orbitando en un plano común diferente. Por tanto, la explicación naturalista, aunque posible, es improbable.

Este es un buen momento para discutir la posibilidad de que algunos satélites sean planetas o cometas menores capturados. Como se señaló anteriormente, las características distintivas de un evento de captura son órbitas muy inclinadas, muy elípticas y posiblemente retrógradas. Los astrónomos con frecuencia se refieren a estas órbitas como irregulares, a diferencia de las órbitas regulares, que tienen baja inclinación, baja excentricidad y son progradas. No existe una definición universalmente aceptada de órbitas regulares o irregulares. Para propósitos aquí, usaré el término regular para referirme a baja inclinación, baja excentricidad, órbitas progradas, mientras que usaré el término irregular para referirme a órbitas de alta inclinación, alta excentricidad, sin importar si la órbita es prograda o retrógrada.

Marte tiene dos satélites muy pequeños, Fobos y Deimos. Con la proximidad al cinturón de asteroides, los astrónomos han pensado durante mucho tiempo que estos dos satélites fueron capturados por la gravedad de Marte. Los dos satélites marcianos incluso tienen espectros similares a los de los planetas menores de tipo C (carbonosos). Sin embargo, la espectroscopía térmica reciente de Fobos sugiere que su superficie tiene un gran componente de filosilicato (Giuranna et al. 2010), una sustancia común en la superficie marciana pero no común en los planetas menores de tipo C. Aún más importante, las órbitas de Fobos y Deimos son regulares. Estos factores argumentan en contra de la captura como escenario de origen para ellos.

En el momento de escribir este artículo, Júpiter tiene 67 satélites conocidos. Los ocho satélites más internos tienen órbitas regulares. Cuatro de estos ocho son los satélites galileanos, los únicos satélites grandes de Júpiter (dos son aproximadamente del tamaño de la luna y dos son un poco más grandes). Existe una gran brecha entre los primeros ocho satélites y el noveno satélite. Los satélites 9-15 tienen órbitas progradas relativas a Júpiter con varias inclinaciones y excentricidades, pero todas son consistentes con un origen de captura. Los 52 satélites finales orbitan todos retrógrados con un rango de inclinaciones y excentricidades. Nuevamente, estas estadísticas son consistentes con el origen de la captura. Es extraño que los satélites candidatos a captura estén segregados con respecto a la dirección de la órbita y que haya tantas órbitas retrógradas entre ellos. Tenga en cuenta que todos los satélites no galileanos son muy pequeños.

Saturno tiene 62 satélites confirmados, pero solo uno de ellos es grande (Titán es más grande que Mercurio). Los siguientes seis satélites más grandes tienen diámetros que oscilan entre el 12% y el 44% del de la luna. Los 55 satélites restantes son muy pequeños. Los primeros 21 satélites de Saturno incluyen los siete más grandes y todos tienen órbitas regulares. Muchos de estos satélites más internos orbitan cerca o dentro de los anillos. El vigésimo primer y último satélite regular es Titán. El 22º satélite, Hyperion, tiene baja inclinación, pero tiene una excentricidad moderadamente alta de un poco más de 0,1. También está en una resonancia de 4: 3 con Titán, lo que sugiere una captura u otro evento catastrófico en su pasado. El satélite 23, Jápeto, está casi tres veces la distancia de Saturno que Titán. Su órbita tiene baja excentricidad, pero su inclinación es de unos 15 °, lo que sugiere la posibilidad de captura. Después de Jápeto hay una gran brecha, y los 39 satélites restantes más allá de la brecha tienen órbitas de alta inclinación y alta excentricidad. Nueve de esos satélites, 24, 25, 27, 29, 31, 32, 34, 35 y 40, orbitan progrado. Entre los satélites irregulares de Saturno, la relación entre retrógrados y progrados es de aproximadamente 4: 1, menor que los aproximadamente 7: 1 de los satélites irregulares de Júpiter. Aunque los 21 satélites finales orbitan retrógrados, no existe la segregación de satélites progrados y retrógrados como en el sistema joviano.

Urano tiene 27 satélites conocidos. Su mayor, Titania, tiene casi la mitad del diámetro de la luna, pero solo tiene alrededor del 5% de la masa de la luna. Urano tiene otros cuatro satélites importantes. Tres de ellos son un poco más pequeños que Titania, y el cuarto, Miranda, es un poco menos de la mitad del tamaño de esos tres. Los satélites de Urano se dividen muy bien en tres grupos. Los 13 internos tienen órbitas muy regulares entre los anillos de Urano. Los cinco satélites principales vienen a continuación, todos con órbitas regulares. Existe una gran brecha entre los cinco satélites principales y los nueve satélites exteriores restantes. Los nueve satélites exteriores tienen órbitas irregulares, con un solo progrado orbitando. Esta relación de 8: 1 a favor de las órbitas irregulares retrógradas puede no ser significativa, debido al tamaño de muestra relativamente pequeño de los satélites progrados. Por ejemplo, el descubrimiento de un solo satélite irregular progrado adicional reduciría la proporción a 5: 1.

Neptuno tiene 14 satélites conocidos. Los siete más internos son pequeños, tienen órbitas regulares y algunos están intercalados en el sistema de anillos neptunianos. El siguiente es Triton, el único gran satélite de Neptuno. Tritón tiene el 78% del diámetro de la luna, pero solo el 29% de la masa de la luna. Es el único satélite grande del sistema solar que tiene una órbita retrógrada. Su órbita es muy inclinada, pero tiene una excentricidad muy baja. Dado que dos de las tres características orbitales son irregulares, Triton debería clasificarse como un satélite irregular. One is tempted to explain Triton’s retrograde, highly inclined orbit by capture or some other catastrophic event, but that ought to result in a decidedly non-circular orbit. Circularizing the orbit would require a series of unlikely events. These orbital characteristics do not match, and so the origin and history of Neptune remains an enigma. There is a very large gap between Triton and the remaining six outer satellites. The orbits of the outer satellites are irregular, with half being retrograde and half being prograde. Thus, Neptune is the only Jovian planet with parity in the orbital direction of its irregular satellites, but the sample size is admittedly low, and this picture could change as more satellites are likely to be discovered.

In summation, the innermost small satellites of the Jovian planets have regular orbits and often are within the ring systems. With only one exception, the major satellites have regular orbits too. The one exception, Triton, has a circular, high inclination, retrograde orbit. The outer small satellites frequently are separated from the inner and large satellites by a great gap. The outer satellites have irregular orbits, with a preponderance of retrograde orbits.

How does one interpret these satellites within the evolutionary paradigm? The regular orbit satellites probably are primordial, forming with their respective planets. The satellites with irregular orbits probably resulted from later capture events. These captures usually would have involved the gravitational interaction of at least three bodies. There are similarities between the orbits of many of the irregular satellites. For instance, five of the irregular prograde satellites of Jupiter have similar orbits. This group is called the Himalia group, after one of the larger members of the group. Similarly, most of the other irregular satellites of Jupiter fall into one of three categories, the Carme, Ananke, and Pasiphaë groups, named for the prototype satellite of each group. Presumably, the members of these four groups did not result from individual captures, but rather they came from four captured minor planets that in turn fractured into the many satellites, most likely as the result of a collision with another body. Similarly, many of Saturn’s irregular satellites fall into three groups, the Inuit, Gallic, and Norse groups. The names of the groups come from the mythologies that the names of the members of each group came from. The irregular satellites of Uranus and Neptune do not have such clear delineation into groups as Jupiter and Saturn, but this may be hindered by the smaller sample size. There probably are yet undiscovered satellites of Uranus and Neptune, so if and when more of their satellites are found this picture may change. The strange orbit of Triton is difficult to explain with the evolutionary paradigm—a circular orbit is difficult to achieve from a capture scenario. There remains the problem of explaining why the orbital planes of the regular satellites are so close to the equatorial plane of their respective planets.

How might we interpret planetary satellites in a recent creation framework? We would agree with evolutionary astronomers that the regular satellites are primordial, albeit would strongly disagree on the time involved. Instead of the planets and their regular satellites forming over millions of years, we believe that they were made in less than one day. Natural processes as they operate today could not do this, so we believe that God accomplished this in a manner apart from how the universe now works, or at the very least, greatly sped up. As for why the regular satellites have orbits within the equatorial planes of their respective planets, we might suggest that God did this to demonstrate the futility of explaining these satellites naturally. This same sort of reasoning would explain the peculiar orbit of Triton. We would also agree that the irregular satellites probably resulted from capture events, often followed by fragmentation to produce the various groups. This suggestion would particularly appeal to those who propose catastrophes across the solar system at the time of the Flood or other epochs.

The orbit of the earth’s moon is most interesting. It is the only major satellite that orbits near the ecliptic. That fact strongly suggests that the origin of the moon is different from any other satellite. Of course, this is no surprise to creationists, because of the moon’s unique purposes (Genesis 1:14–18). Furthermore, God did not make the moon on Day Four along with its planet as He did the other satellites in the solar system, because He made the earth on Day One. How do evolutionists explain the moon’s existence? Originally there were three major theories of the moon’s origin: co- creation , fission, and capture. There are strong objections to all three theories, and these are discussed elsewhere in the creation literature (DeYoung and Whitcomb 2010). Because of these problems, astronomers began developing hybrid models in the 1970s to explain the moon’s origin. These models posit that while the earth was still forming, it suffered a grazing-incidence collision of a Mars-sized object. A portion of that body sank into the earth, but the remainder, as well as some of the earth’s surface and mantle, was thrust into orbit around the earth, from which the moon formed (for a brief critique of the impact hypothesis, see Oard 2000). This is not the same origin scenario for other satellites, which makes the moon unique. Creationists see the moon’s unique orbital status as design, but evolutionists view it as happenstance.

The moon does share one property with many other satellites—it has synchronous rotation. Synchronous rotation is the condition where a body rotates and revolves at the same rate. As seen from a planet’s surface, a synchronous satellite keeps one face toward the planet, and so the planet does not appear to rotate (but it does). Why do satellites do this? It is easy to explain with tides, albeit in a time scale longer than the recent creation model. Satellites raise tides on their parent planets as the moon does on the earth. At the same time, the planets produce tides on their satellites. The tidal bulges raised upon the satellites provide “handles” upon which the planets can exert torques upon their satellites. These torques slow or speed rotation until the satellites are locked into synchronous rotation. The satellites do a similar thing to their planets, but given the huge mass differences between the satellites and planets, the corresponding spin change in the planets is far smaller. Readers may be familiar with the tidal interaction that slows the earth’s rotation. This produces an upper limit of 1.3 billion years for the age of the earth-moon system (DeYoung 1990).

The tidal interaction that brings satellites into synchronous rotation acts very slowly, probably taking longer than the thousands of years in the creation model. It would be desirable to see a good review of this mechanism and the required time scales in the creation literature. The fact that so many of the satellites exhibit synchronous rotation could be used as evidence that the solar system is far older than 6000 years. Recent creationists could easily respond that most satellites were created with or near synchronous rotation. While possible, this seems ad hoc. It would be most helpful if we could identify a purpose for the creation of satellites so. This is a possible topic for further study, but this probably would not amount to a scientifically testable thesis.

In recent years we have discovered a few satellites that do not rotate synchronously. One example is Phoebe, a medium size satellite of Saturn. Evolutionists easily can claim that there has not been sufficient time for Phoebe to have been locked into synchronous rotation. First, it orbits very far from Saturn, taking more than 550 days to orbit once. The tidal interaction is a very steep function of distance, so it would take a very long time for Phoebe to become tidally locked. Furthermore, Phoebe has a moderately eccentric, retrograde orbit. As previously discussed, these are trademarks of capture event. It is possible that Phoebe has not been orbiting Saturn very long, even in a 6000 year old solar system.


How Far

See how far each planet has travelled around the Sun since you started reading this page!

Mercurio n km

Venus n km

tierra n km

Marte n km

Júpiter n km

Saturno n km

Uranus n km

Neptuno n km

El sol n km

Plutón n km

Thanks to Mark from Shark Facts for help with the planet distance counters.

Sources
Orbit velocities: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/
Orbit distances and lengths: http://solarsystem.nasa.gov/planetinfo/charchart.cfm

If you would like to embed a static version of the infographic on your website please use the following code:

Related space facts:


[ELI5] Why are planetary orbits elliptical and not round?

The reason is basically that elliptical orbits can be stable, and given this, there are far more elliptical possibilities than circular ones. So for any given orbit, it's almost certain to be elliptical.

I'm not sure how best to put across how elliptical orbits are stable, but perhaps the following makes some intuitive sense. You have a planet and a star, and get to put the planet somewhere and give it a push. One option is to give it exactly the right push to have a circular orbit (i.e. always the same distance from the star, always at the same speed), but that isn't the only option. What if you give it a smaller push?

Well, to start with, the planet will go in a circular orbit kind of way. But then, because it's going slower than would be necessary for a circular orbit, it falls closer to the sun. Not directly towards the sun, because it still has some velocity in the other direction. But it does get closer, and also speeds up because of that.

Now, as it gets closer and closer to the sun, there are two possibilities. The first is that your push was too small, and it just falls right in. But actually, there's a large range of push sizes where it still misses the sun and whizzes right past, though much closer than it was originally. After that, it's travelling pretty quickly fuera from the sun, which is still pulling it back, so it starts slowing down again.

If you put this all into the equations of physics, it turns out that (ignoring friction etc. etc., which is okay as there aren't any important forces of this type in real life except in the very long term) as it slows down it comes back to precisamente where it was originally with precisamente the velocity of your original push. So the process repeats. And the shape is an ellipse, this happens to be the stable shape of such an orbit.

Edit: Of course, you could also give it a mas grande push at the beginning than would be necessary for a circular orbit. In this case if you push too hard it will escape the star and go away forever. But again, there is a range of possible speeds you could give it where it goes around but away from the star and gets slower and slower before eventually beginning to move back towards it. Just as before, it turns out to end up back at its starting point with exactly the same conditions you initially gave it. The orbit shape is again an ellipse, but this time you started at the part near the star and gave it a big enough push to get to the far away part.


LSAT 75, Logical Reasoning I, Q15

CONCLUSION: Some planets with oval orbits around a distant star probably developed those orbits as a results of a encounter with other planets orbiting the same stars.

REASONING: Some comets orbiting our sun had encounters with planets and fell into oval orbits.

ANALYSIS: The author is saying that encounters with planets caused the oval orbits. I couldn’t prephrase anything here. So I just went into the answers remembering “they are saying that two planets had an encounter, leading to oval orbits.”

If you are precise about what you know, you can spot the right answer more easily. That phrasing above let me find the answer quickly.

  • The fact that some planets around our sun have circular orbits isn’t too relevant. All it shows is that not all planets have oval orbits.
  • The author didn’t say that every encounter causes oval orbits. They just said that encounters podría cause oval orbits.

Not every cause is a 100% sufficient cause that works every time. So an encounter + no oval orbit isn’t evidence against the argument.

Note also that the argument is not saying that solo encounters with other planets can cause oval orbits. The author just says “some of the planets” were, which leaves open the possibility that there are other causes.

  1. Who cares which planet is affected more? The argument only requires that it’s possible for one planet to affect another planet enough that it takes an oval orbit.
  2. So? The author didn’t say that planetary encounters siempre produce oval orbits. A close encounter in the solar system + lack of an oval orbit wouldn’t harm the argument.


Lesson Summary

  • Asteroids are irregularly shaped, rocky bodies that orbit the Sun. Most are found in the asteroid belt, between the orbits of Mars and Jupiter.
  • Meteoroids are smaller than asteroids, ranging from the size of boulders to the size of sand grains. When meteoroids enter Earth’s atmosphere, they vaporize, creating a trail of glowing gas called a meteor. If any of the meteoroid reaches Earth, it is a meteorite.
  • Comets are small, icy objects that have very elliptical orbits. When they are close to the Sun, they form comas and tails, which glow and make the comet more visible.
  • Short-period comets come from the Kuiper belt, beyond Neptune. Long-period comets come from the very distant Oort cloud.
  • Dwarf planets are spherical bodies that orbit the Sun, but that have not cleared their orbit of smaller bodies. Ceres is a dwarf planet in the asteroid belt. Pluto, Makemake and Eris are dwarf planets in the Kuiper belt.