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Diferencia entre revisiones de «Satélite irregular»

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[[Imagen:Irregular satellites of saturn.jpg|thumb|238px|Satélites irregulares de Saturno.]]
[[Imagen:Himalia.png|thumb|238px|Himalia, fotografiada por la sonda [[Cassini-Huygens|Cassini]] en diciembre del año 2000]]
Un '''satélite irregular''' es un [[satélite natural|satélite]] cuya órbita parece indicar que se trata de un cuerpo capturado por el [[planeta]] central y no formado en su [[órbita]], como en la mayor parte de los satélites naturales.


Estos cuerpos son normalmente muy pequeños y presentan órbitas alargadas, es decir, de gran [[Excentricidad (ciencias exactas)|excentricidad]] orbital. El satélite irregular más grande es [[Himalia (luna)|Himalia]], un satélite de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Júpiter posee 31 satélites irregulares, 25 de ellos están en una [[órbita]] retrógrada. Uno de los satélites progrados tiene una [[inclinación orbital]] de 45º.
[[Archivo:TheIrregulars.svg|alt=|miniaturadeimagen|300x300px|Satélites irregulares de Júpiter (rojo), Saturno (amarillo), Urano (verde) y Neptuno (azul) (excluyendo Triton). El eje horizontal muestra su distancia desde el planeta (semieje mayor) expresada como una fracción del radio de la esfera de Hill del planeta. El eje vertical muestra su inclinación orbital. Los puntos o círculos representan sus tamaños relativos.]]
En [[astronomía]], una '''luna irregular, un satélite irregular o un satélite natural irregular''' es un [[satélite natural]] que sigue una órbita distante, inclinada, a menudo [[Excentricidad orbital|excéntrica]] y [[Retrogradación de los planetas|retrógrada]]. Han sido capturados por su planeta padre, a diferencia de los [[Satélite regular|satélites regulares]], que se formaron en órbita alrededor de ellos.


Las búsquedas sistemáticas de satélites irregulares podrían indicar la existencia de centenares de cuerpos de más de 1 km de diámetro capturados por la gravedad del planeta.
A partir de julio de 2018, se conocen 125 lunas irregulares, que orbitan alrededor de los cuatro planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Los más grandes de cada planeta son [[Himalia (satélite)|Himalia]] de Júpiter, [[Febe (satélite)|Febe]] de Saturno, [[Sicorax (satélite)|Sycorax]] de Urano y [[Tritón (satélite)|Tritón]] de Neptuno. Actualmente se piensa que los satélites irregulares fueron capturados desde [[Órbita heliocéntrica|órbitas heliocéntrica]]<nowiki/>s cerca de sus ubicaciones actuales, poco después de la formación de su planeta padre. Una teoría alternativa, que se originó más allá en el [[cinturón de Kuiper]], no es compatible con las observaciones actuales.


== Definición ==
== Véase también ==
* [[Satélite natural]]
{| class="wikitable" style="margin-left: 1em; margin-right: 0;" align="right"
* [[Satélite asteroidal]]
!Planeta
* [[satelite irregular]]
!rH,
* [[satelite interior]]
10<sup>''6''</sup> [[Órdenes de magnitud (longitud)|km]]<ref name="Sheppard2006">{{Cita publicación|título=Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects|apellidos=Sheppard|nombre=S. S.|publicación=Proceedings of the International Astronomical Union|volumen=1|páginas=319|doi=10.1017/S1743921305006824|pmc=|pmid=|año=2006}}</ref>
!r min, km<ref name="Sheppard2006" />
!Número conocido
|-
|Júpiter
|55
|1.5
|71
|-
|Saturno
|69
|3
|38
|-
|Urano
|73
|7
|9
|-
|Neptuno
|116
|16
|7 (incluyendo Tritón)
|}
No existe una definición precisa y ampliamente aceptada de un satélite irregular. Informalmente, los satélites se consideran irregulares si están lo suficientemente lejos del planeta para que la [[precesión]] de su [[plano orbital]] esté controlada principalmente por el sol.


En la práctica, el [[Semieje mayor|semi eje mayo]]<nowiki/>r del satélite se compara con el radio de la [[esfera de Hill]] del planeta(es decir, la esfera de su influencia gravitatoria), rH.<math>r_H</math> Los satélites irregulares tienen ejes semi-mayores mayores de 0.05 rH con [[Ápside|apside]]<nowiki/>s que se extienden hasta 0,65 <math>r_H</math><ref name="Sheppard2006">{{Cita publicación|título=Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects|apellidos=Sheppard|nombre=S. S.|publicación=Proceedings of the International Astronomical Union|volumen=1|páginas=319|doi=10.1017/S1743921305006824|pmc=|pmid=|año=2006}}</ref> El radio de la esfera de Hill se da en la tabla adyacente.


[[Categoría:Satélites naturales]]
La Luna de la Tierra parece ser una excepción: por lo general, no aparece como un satélite irregular, aunque su precesión está controlada principalmente por el Sol.<ref>{{Cita noticia|url=https://www.physicsforums.com/threads/what-is-the-cause-of-lunar-nodal-and-apsidal-precession.851208/|título=A - What is the cause of lunar nodal and apsidal precession?|fechaacceso=2018-07-30|idioma=en-US}}</ref> y su eje semi mayor es mayor que 0.05 del radio de la Esfera de Hill de la Tierra.{{Clear}}
[[Categoría:Luna]]

[[Categoría:Sistema solar]]
== Órbitas ==

=== Distribución actual ===
Las órbitas de los satélites irregulares conocidos son extremadamente diversas, pero existen ciertos patrones. Las [[Movimiento retrógrado y progresivo|órbitas retrógrada]]<nowiki/>s son mucho más comunes (83%) que las órbitas progresivas. No se conocen satélites con inclinaciones orbitales superiores a 55 ° (o inferiores a 130 ° para satélites retrógrados). Además, se pueden identificar algunos grupos, en los que un satélite grande comparte una órbita similar con algunos más pequeños.

Dada su distancia del planeta, las órbitas de los satélites exteriores están muy perturbadas por el Sol y sus elementos orbitales cambian ampliamente en intervalos cortos. El eje semi-mayor de [[Pasífae (satélite)|Pasiphae]], por ejemplo, cambia tanto como 1.5 Gm en dos años (órbita simple), la inclinación en torno a 10 °, y la excentricidad hasta en 0.4 en 24 años (dos veces el período orbital de Júpiter).<ref name="Carruba2000">
[[Valerio Carruba|Carruba]], V.; Burns, J. Un.; Nicholson, P. D.; Gladman, B. J.; ''En la Distribución de Inclinación de los Satélites Irregulares jovianos'', Ícaro, '''158''' (2002), pp. 434@–449 ([http://astrosun2.astro.cornell.edu/~valerio/val_c.pdf pdf])</ref> En consecuencia, los elementos orbitales medios (promediados a lo largo del tiempo) se utilizan para identificar los grupos en lugar de los [[Órbita osculante|elementos de oscilación]] en la fecha dada. (Del mismo modo, los [[elementos orbitales adecuados]] se utilizan para determinar las [[Familia de asteroides|familias de los asteroides]])

=== Origen ===
Los satélites irregulares han sido capturados desde las órbitas heliocéntricas. (De hecho, parece que las lunas irregulares de los planetas gigantes, los troyanos jovianos y neptunianos, y los objetos grises del cinturón de Kuiper tienen un origen similar). <ref name="Nep">{{Cita publicación|url=http://www.ciw.edu/users/sheppard/pub/Sheppard06NepTroj.pdf|título=A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors|apellidos=Sheppard|nombre=S. S.|apellidos2=Trujillo|nombre2=C. A.|enlaceautor2=Chad Trujillo|fecha=2006|publicación=Science|volumen=313|número=5786|páginas=511–514|formato=PDF|bibcode=2006Sci...313..511S|doi=10.1126/science.1127173|pmid=16778021}}{{Enlace roto}}</ref> Para que esto ocurra, al menos una de las tres cosas debe haber ocurrido:

* disipación de energía (por ejemplo, en interacción con la nube de gas primordial)
* una extensión sustancial (40%) de la esfera de Hill del planeta en un breve período de tiempo (miles de años)
* Una transferencia de energía en una [[Fuerza de tres cuerpos|interacción de tres cuerpos]]. Esto podría implicar:
** una colisión (o encuentro cercano) de un cuerpo entrante y un satélite, lo que hace que el cuerpo entrante pierda energía y sea capturado.
** un encuentro cercano entre un objeto binario entrante y el planeta (o posiblemente una luna existente), que resulta en la captura de un componente del binario. Tal ruta se ha sugerido como la más probable para [[Tritón (satélite)|Triton]].<ref name="Agnor06">{{Cita publicación|título=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter|apellidos=[[Craig B. Agnor|Agnor, C. B.]] and [[Douglas P. Hamilton|Hamilton, D. P.]]|fecha=2006|publicación=Nature|volumen=441|número=7090|páginas=192–4|bibcode=2006Natur.441..192A|doi=10.1038/nature04792|pmid=16688170}}</ref>

Después de la captura, algunos de los satélites podrían romperse, lo que lleva a agrupaciones de lunas más pequeñas que siguen órbitas similares. Las [[resonancia]]<nowiki/>s podrían modificar aún más las órbitas haciendo que estas agrupaciones sean menos reconocibles.

=== Estabilidad a largo plazo ===
[[Archivo:Phoebe_cassini.jpg|alt=|miniaturadeimagen|218x218px|[[Febe (satélite)|Febe]], el satélite irregular más grande de Saturno]]
Las órbitas actuales de las lunas irregulares son estables, a pesar de perturbaciones importantes cerca del [[Ápside|apocentro]].<ref name="Nesvorny2003">
[[David Nesvorný|Nesvorný]], D.; Alvarellos, J. L. Un.; [[Luke Dones|Dones]], L.; Y Levison, H. F.; ''[[bibcode:2003AJ....126..398N|Orbital y Collisional Evolución de los Satélites Irregulares]]'', La Revista Astronómica,126 (2003), pp. 398@–429. [http://www.journals.uchicago.edu/AJ/journal/issues/v126n1/202528/202528.web.pdf]</ref>
La causa de esta estabilidad en una serie de irregulares es el hecho de que orbitan con una [[resonancia secular]] o [[Mecanismo de Kozai|Kozai]]<ref name="Burns2004">[[Matija Ćuk|Ćuk]], M. Y Burns, J. Un.; ''Un Modelo Nuevo para el Comportamiento Secular de los Satélites Irregulares'', Sociedad Astronómica americana, DDA conociendo #35, #09.03; Boletín de la Sociedad Astronómica americana, Vol. 36, p. 864 ([[arxiv:astro-ph/0408119|preprint]])</ref>

Además, las simulaciones indican las siguientes conclusiones:

* Las órbitas con inclinaciones entre 50 ° y 130 ° son muy inestables: su excentricidad aumenta rápidamente, lo que provoca la pérdida del satélite. <ref name="Carruba2000">
[[Valerio Carruba|Carruba]], V.; Burns, J. Un.; Nicholson, P. D.; Gladman, B. J.; ''En la Distribución de Inclinación de los Satélites Irregulares jovianos'', Ícaro, '''158''' (2002), pp. 434@–449 ([http://astrosun2.astro.cornell.edu/~valerio/val_c.pdf pdf])</ref>
* Las órbitas retrógradas son más estables que las progradas (las órbitas retrógradas estables se pueden encontrar más lejos del planeta)

El aumento de la excentricidad da como resultado pequeños pericentros y grandes apocentros. Los satélites entran en la zona de las lunas regulares (más grandes) y se pierden o expulsan por colisión y encuentros cercanos. Alternativamente, las perturbaciones crecientes del Sol en los apocentros en crecimiento los empujan más allá de la esfera de hill.

Los satélites retrógrados se pueden encontrar más lejos del planeta que los avanzados. Las integraciones numéricas detalladas han demostrado esta asimetría. Los límites son una función complicada de la inclinación y la excentricidad, pero en general, las órbitas progradas con ejes semi-mayores de hasta 0,47 rH (radio de la esfera de hill) pueden ser estables, mientras que para las órbitas retrógradas la estabilidad puede extenderse hasta 0,67 rH.

El límite para el eje semimayor es sorprendentemente agudo para los satélites progresivos. Un satélite en una órbita circular (inclinación = 0 °) situada a 0.5 rH dejaría a Júpiter en tan solo cuarenta años. El efecto puede explicarse por la llamada resonancia de la evección. El apocentro del satélite, donde el control del planeta sobre la luna está en su punto más débil, se bloquea en resonancia con la posición del sol. Los efectos de la perturbación se acumulan en cada paso que empuja al satélite aún más hacia el exterior...<ref name="Nesvorny2003">
[[David Nesvorný|Nesvorný]], D.; Alvarellos, J. L. Un.; [[Luke Dones|Dones]], L.; Y Levison, H. F.; ''[[bibcode:2003AJ....126..398N|Orbital y Collisional Evolución de los Satélites Irregulares]]'', La Revista Astronómica,126 (2003), pp. 398@–429. [http://www.journals.uchicago.edu/AJ/journal/issues/v126n1/202528/202528.web.pdf <nowiki>[1]</nowiki>]</ref>

La asimetría entre los satélites de avance y retrógrado puede explicarse de manera muy intuitiva por la aceleración de [[Coriolis (satélite)|Coriolis]] en el cuadro que gira con el planeta. Para los satélites progresivos, la aceleración apunta hacia afuera y para el retrógrado apunta hacia adentro, estabilizando el satélite.<ref name="HamBurns91">Hamilton, D. P.; Y Quemaduras, J. Un.; ''Zonas de Estabilidad orbital sobre Asteroides'', Ícaro '''92''' (1991), pp. 118@–131D.</ref>

=== Capturas provisionales ===
La captura de un asteroide desde una órbita heliocéntrica no siempre es permanente. Según las simulaciones, los [[Satélite temporal|satélites temporal]]<nowiki/>es deberían ser un fenómeno común.<ref name="Carlisle">{{Cita noticia|apellidos=Camille M. Carlisle|título=Pseudo-moons Orbit Earth|fecha=December 30, 2011}}</ref><ref name="Fedorets">{{Cita publicación|título=Orbit and size distributions for asteroids temporarily captured by the Earth-Moon system|apellidos=Fedorets|nombre=Grigori|apellidos2=Granvik|nombre2=Mikael|fecha=March 15, 2017|publicación=Icarus|volumen=285|páginas=83–94|fechaacceso=|bibcode=2017Icar..285...83F|doi=10.1016/j.icarus.2016.12.022|apellidos3=Jedicke|nombre3=Robert}}</ref> The only observed example is {{Mpl|2006 RH|120}} y 2007. El cual fue un satélite temporal de la Tierra durante nueve meses en 2006 y 2007.<ref name="Shefford">{{Cita web|url=http://www.birtwhistle.org/Gallery6R10DB9.htm|título=2006 RH120 ( = 6R10DB9) (A second moon for the Earth?)|fechaacceso=2017-11-13|fecha=September 14, 2017|editorial=Great Shefford Observatory|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20150206154817/http://www.birtwhistle.org/Gallery6R10DB9.htm|fechaarchivo=2015-02-06}}</ref><ref name="Sinott">{{Cita noticia|título=Earth's "Other Moon"|apellidos=Roger W. Sinnott|fecha=April 17, 2007|url=http://www.skyandtelescope.com/news/7067527.html|fechaacceso=2017-11-13}}</ref>

== Características físicas ==

=== Tamaño ===
[[Archivo:TheKuiperBelt_PowerLaw2.svg|alt=|miniaturadeimagen|220x220px|Ilustración de la ley de poder. El número de objetos depende de su tamaño.]]
Dada su mayor distancia de la Tierra, los satélites irregulares conocidos de Urano y Neptuno son más grandes que los de Júpiter y Saturno; Los más pequeños probablemente existen pero aún no se han observado. Sin embargo, con este sesgo de observación en mente, la distribución del tamaño es similar para los cuatro planetas gigante

Típicamente, la relación que expresa el número N de objetos del diámetro menor o igual a D Se aproxima por una [[Ley potencial|ley de poder]]:

: <math>\frac{Dn}{dD}\backsim D^{-q}</math>
:

Se observa una ley de potencia superficial (q ~ 2) para tamaños de 10 a 100 km † pero más pronunciada (q ~ 3.5) para objetos más pequeños que 10 km ‡.

En comparación, la distribución de los objetos del cinturón de Kuiper es mucho más pronunciada (q ~ 4), es decir, para un objeto de 1000 km hay un millar de objetos con un diámetro de 100 km. La distribución del tamaño proporciona información sobre el posible origen (captura, colisión / ruptura o acrecentamiento).

† Para cada objeto de 100 km, se pueden encontrar diez objetos de 10 km.

↵ ‡ Para un objeto de 10 km, se pueden encontrar unos 140 objetos de 1 km.

=== Colores ===
[[Archivo:TheIrregulars_Colours.svg|alt=|miniaturadeimagen|300x300px|Este diagrama ilustra las diferencias de color en los satélites irregulares de Júpiter (etiquetas rojas), Saturno (amarillo) y Urano (verde). Solo se muestran los irregulares con índices de color conocidos. Para referencia, también se trazan el centauro Pholus y tres objetos clásicos del cinturón de Kuiper (etiquetas grises, tamaño no a escala). Para comparación, vea también los colores de centauros y KBOs.]]
Los colores de los satélites irregulares se pueden estudiar a través de [[Índice de color B-V|índices de color:]] medidas simples de las diferencias de la [[magnitud aparente]] de un objeto a través de los filtros azul (B), visible, es decir, verde-amarillo (V) y rojo (R). Los colores observados de los satélites irregulares varían de neutro (grisáceo) a rojizo (pero no tan rojo como los colores de algunos objetos del cinturón de Kuiper).
{| class="wikitable" style="margin-left: 1em; margin-right: 0;" align="right"
![[Albedo]]<ref>Based on the definitions from ''Oxford Dictionary of Astronomy'', {{ISBN|0-19-211596-0}}</ref>
!Neutro
!Rojizo
!Rojo
|-
|bajo
|'''[[Asteroide de tipo C|C]]''' <sub>3–8</sub>%
|'''P''' <sub>2–6</sub>%
|'''D''' <sub>2–5</sub>%
|-
|Medio
|
|'''[[Asteroide de tipo M|M]]''' <sub>10–18</sub>%
|'''Un''' <sub>13–35</sub>%
|-
|Alto
|
|'''E''' <sub>25–60</sub>%
|
|}
El sistema de cada planeta muestra características ligeramente diferentes. Los irregulares de Júpiter son de gris a ligeramente rojo, de acuerdo con los asteroides de tipo C, P y D.<ref name="Grav2003">[[Tommy Grav|Grav]], T.; Holman, M. J.; Gladman, B. J.; Y [[Kaare Aksnes|Aksnes]], K.; ''Encuesta fotométrica de los satélites irregulares'', Ícaro, '''166''' (2003), pp. 33@–45 ([[arxiv:astro-ph/0301016|preprint]]).</ref> se observa que algunos grupos de satélites muestran colores similares (ver secciones posteriores). Los irregulares de Saturno son ligeramente más rojos que los de Júpiter.

Los grandes satélites irregulares de Urano ([[Sicorax (satélite)|Sycorax]] y [[Calibán (satélite)|Caliban]]) son de color rojo claro, mientras que los [[Próspero (satélite)|Prospero]] y [[Setebos (satélite)|Setebos]] más pequeños son de color gris, al igual que los satélites de Neptuno [[Nereida (satélite)|Nereid]] y [[Halimede (satélite)|Halimede]].<ref name="GravHolmanFraser2004">{{Cita publicación|título=Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune|apellidos=Grav|nombre=Tommy|apellidos2=Holman|nombre2=Matthew J.|enlaceautor2=Matthew J. Holman|fecha=2004-09-20|publicación=[[The Astrophysical Journal]]|volumen=613|número=1|páginas=L77–L80|bibcode=2004ApJ...613L..77G|doi=10.1086/424997|pmc=|pmid=|ref=harv|apellidos3=Fraser|nombre3=Wesley C.}}</ref>

=== Espectros ===
Con la resolución actual, los espectros visible e infrarrojo cercano de la mayoría de los satélites aparecen sin rasgos distintivos. Hasta ahora, el hielo de agua se ha inferido en Phoebe y Nereid y se encontraron características atribuidas a la alteración acuosa en Himalia.

=== Rotación ===
Los satélites regulares suelen estar bloqueados en forma de marea (es decir, su órbita está sincronizada con su rotación, de modo que solo muestran una cara hacia su planeta padre). En contraste, las fuerzas de marea en los satélites irregulares son insignificantes dada su distancia del planeta, y los períodos de rotación en el rango de solo diez horas se han medido para las lunas más grandes, Himalia, Phoebe, Sycorax y Nereid (para compararlas con sus períodos orbitales de cientos de días). Dichas tasas de rotación están en el mismo rango que es típico para los asteroides.

== Familias con un origen común ==
Algunos satélites irregulares parecen orbitar en "grupos", en los que varios satélites comparten órbitas similares. La teoría principal es que estos objetos constituyen [[Familia colisional|familias de colisión]], partes de un cuerpo más grande que se rompió.

=== Agrupaciones dinámicas ===
Se pueden usar modelos de colisión simples para estimar la posible dispersión de los parámetros orbitales dado un impulso de velocidad Δv. La aplicación de estos modelos a los parámetros orbitales conocidos hace posible estimar la Δv necesaria para crear la dispersión observada. Una breakv de decenas de metros por segundo (5–50 m / s) podría resultar de una ruptura. Las agrupaciones dinámicas de satélites irregulares se pueden identificar utilizando estos criterios y la probabilidad del origen común a partir de una ruptura evaluada.<ref name="Nesvorny2004">Nesvorný, D.; [[Cristian Beaugé|Beaugé]], C.; Y Dones, L.; ''Collisional Origen de Familias de Satélites Irregulares'', La Revista Astronómica, '''127''' (2004), pp. 1768@–1783 ([http://www.boulder.swri.edu/~davidn/papers/irrbig.pdf pdf])</ref>

Cuando la dispersión de las órbitas es demasiado amplia (es decir, requeriría Δv en el orden de cientos de m / s)

* debe asumirse más de una colisión, es decir, el grupo debe subdividirse en grupos
* o se deben postular cambios significativos posteriores a la colisión, por ejemplo como resultado de resonancias.

=== Agrupaciones de color ===
Cuando se conocen los colores y espectros de los satélites, la homogeneidad de estos datos para todos los miembros de una agrupación dada es un argumento sustancial para un origen común. Sin embargo, la falta de precisión en los datos disponibles a menudo hace que sea difícil extraer conclusiones estadísticamente significativas. Además, los colores observados no son necesariamente representativos de la composición a granel del satélite.

== Agrupaciones observados ==

=== Satélites irregulares de Júpiter ===
[[Archivo:TheIrregulars_JUPITER.svg|alt=|miniaturadeimagen|300x300px|Este diagrama ilustra las diferencias de color en los satélites irregulares de Júpiter (etiquetas rojas), Saturno (amarillo) y Urano (verde). Solo se muestran los irregulares con índices de color conocidos. Para referencia, también se trazan el centauro Pholus y tres objetos clásicos del cinturón de Kuiper (etiquetas grises, tamaño no a escala). Para comparación, vea también los colores de centauros y KBOs.]]
Por lo general, se enumeran los siguientes grupos (los grupos ajustados dinámicamente que muestran colores homogéneos se muestran en negrita)

* Satélites progresivos
** El [[Grupo de Himalia|'''Grupo Himalia''']] comparte una inclinación media de 28 °. Están confinados dinámicamente (Δv ≈ 150 m / s). Son homogéneos en longitudes de onda visibles (con colores neutros similares a los de los asteroides de tipo C) y en longitudes de onda cercanas al infrarrojo.<ref name="Grav2004">Grav, T.; Y Holman, M. J.; Cercano-Fotometría Infrarroja de los Satélites Irregulares de Júpiter y Saturno,El Astrophysical Revista, '''605''', (2004), pp. L141@–L144 ([[arxiv:astro-ph/0312571|preprint]]).</ref>
** [[Temisto (satélite)|Themisto]] no es parte de ningún grupo conocido.
** [[Carpo (satélite)|Carpo]] no es parte de ningún grupo conocido.
** [[Valetudo]] no es parte de ningún grupo conocido.

[[Archivo:Animation_of_Himalia_orbit_around_Jupiter.gif|alt=|izquierda|miniaturadeimagen|Animación de la orbita Himalia:  Azul: Júpiter,  Rosado: Himalia,  Celeste: Calisto<br /><br /><br /><br />]]

* Satélites retrógrados
** EL '''[[Grupo de Carmé|grupo de Carme]]''' comparte una inclinación promedio de 165 °. Es dinámicamente apretado (5 <Δv <50 m / s). Es muy homogéneo en color, cada miembro muestra una coloración roja clara consistente con un progenitor de asteroides de tipo D.
** El grupo '''[[Grupo de Ananké|Ananke]]''' comparte una inclinación promedio de 148 °. Muestra poca dispersión de los parámetros orbitales (15 <Δv <80 m / s). Ananke en sí aparece de color rojo claro, pero los otros miembros del grupo son de color gris.
** El grupo [[Grupo de Pasífae|Pasifae]] está muy disperso. El mismo Pasiphae parece ser gris, mientras que otros miembros (Callirrhoe, Megaclite) son de color rojo claro.

Sinope, que a veces se incluye en el grupo de Pasiphae, es rojo y, dada la diferencia de inclinación, podría capturarse independientemente.<ref name="Grav2003">[[Tommy Grav|Grav]], T.; Holman, M. J.; Gladman, B. J.; Y [[Kaare Aksnes|Aksnes]], K.; ''Encuesta fotométrica de los satélites irregulares'', Ícaro, '''166''' (2003), pp. 33@–45 ([[arxiv:astro-ph/0301016|preprint]]).</ref><ref name="SheppardJewitt2003">{{Cita publicación|url=http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/sheppardjupiter.pdf|título=An abundant population of small irregular satellites around Jupiter|apellidos=Sheppard|nombre=S. S.|apellidos2=Jewitt|nombre2=D. C.|publicación=Nature|volumen=423|número=6937|páginas=261–263|formato=pdf|bibcode=2003Natur.423..261S|doi=10.1038/nature01584|pmid=12748634|año=2003}}</ref>
Pasiphae y Sinope también están atrapados en resonancias seculares con Júpiter.<ref name="Nesvorny2003">
[[David Nesvorný|Nesvorný]], D.; Alvarellos, J. L. Un.; [[Luke Dones|Dones]], L.; Y Levison, H. F.; ''[[bibcode:2003AJ....126..398N|Orbital y Collisional Evolución de los Satélites Irregulares]]'', La Revista Astronómica,126 (2003), pp. 398@–429. [http://www.journals.uchicago.edu/AJ/journal/issues/v126n1/202528/202528.web.pdf <nowiki>[1]</nowiki>]</ref><ref name="Nesvorny2004">Nesvorný, D.; [[Cristian Beaugé|Beaugé]], C.; Y Dones, L.; ''Collisional Origen de Familias de Satélites Irregulares'', La Revista Astronómica, '''127''' (2004), pp. 1768@–1783 ([http://www.boulder.swri.edu/~davidn/papers/irrbig.pdf pdf])</ref>{{Clear}}

=== Satélites irregulares de Saturno ===
[[Archivo:TheIrregulars_SATURN.svg|alt=|miniaturadeimagen|300x300px|Satélites irregulares de Saturno, que muestran cómo se agrupan en grupos. Para una explicación, ver diagrama de Júpiter]]
Los siguientes grupos se enumeran comúnmente para los satélites de Saturno:

* Satélites progresivos↵
** El grupo '''[[Grupo Gálico|Galico]]''' comparte una inclinación media de 34 °. Sus órbitas son dinámicamente ajustadas (Δv ≈ 50 m / s), y son de color rojo claro; La coloración es homogénea en longitudes de onda visibles y cercanas al infrarrojo..<ref name="Grav2004">Grav, T.; Y Holman, M. J.; Cercano-Fotometría Infrarroja de los Satélites Irregulares de Júpiter y Saturno,El Astrophysical Revista, '''605''', (2004), pp. L141@–L144 ([[arxiv:astro-ph/0312571|preprint]]).</ref>
** El grupo [[Grupo Inuit|Inuit]] comparte una inclinación media de 46 °. Sus órbitas están muy dispersas (Δv ≈ 350 m / s) pero son físicamente homogéneas, compartiendo un color rojo claro.
* Satélites retrógrados
** El [[Grupo nórdico de saturno|grupo nórdico]] se define principalmente para propósitos de nomenclatura; Los parámetros orbitales están muy dispersos. Las subdivisiones han sido investigadas, incluyendo
*** El grupo [[Febe (satélite)|Phoebe]] comparte una inclinación promedio de 174 °; este subgrupo también está muy disperso, y puede dividirse en al menos dos subgrupos
*** El [[Skadi (satélite)|grupo Skathi]] es un posible subgrupo del grupo nórdico.
{{Clear}}<gallery mode="packed" heights="180">
Archivo:Animation of Saturn's Inuit group of satellites.gif|Animación del grupo de satélites Inuit de Saturno.<br />  AZUL: Kiviuq (luna) '''·'''   VERDE: Ijiraq (luna) '''·'''    AMARILLO: Paaliaq '''·'''   ROJO: Siarnaq '''·'''   CELESTE: Tarqeq
Archivo:Animation of Hyperion orbit around Saturn.gif|Animación de la órbita de Hyperion.<br />AZUL: saturno. ROSADO: Hyperion. Celeste: Titan.
Archivo:Animation of Phoebe orbit around Saturn.gif|Animación de la órbita de Febe.<br />AZUL: Saturno. ROSADO:Febe. Celeste: Titan<br /><br />
</gallery>

=== Satélites irregulares de Urano y Neptuno ===
[[Archivo:TheIrregulars_NEPTUNE_URANUS.svg|alt=|miniaturadeimagen|300x300px|Satélites irregulares de Urano (verde) y Neptuno (azul) (excluyendo Triton). Para una explicación, ver diagrama de Júpiter]]
{| class="wikitable" style="margin-left: 1em; margin-right: 0;" align="right"
!Planeta
!rmin<ref name="Sheppard2006">{{Cita publicación|título=Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects|apellidos=Sheppard|nombre=S. S.|publicación=Proceedings of the International Astronomical Union|volumen=1|páginas=319|doi=10.1017/S1743921305006824|pmc=|pmid=|año=2006}}</ref>
|-
|Júpiter
| align="right" |1.5 km
|-
|Saturno
| align="right" |3 km
|-
|Urano
| align="right" |7 km
|-
|Neptune
| align="right" |16 km
|}
Según el conocimiento actual, el número de satélites irregulares que orbitan Urano y Neptuno es menor que el de Júpiter y Saturno. Sin embargo, se piensa que esto es simplemente el resultado de dificultades de observación debido a la mayor distancia de Urano y Neptuno. La tabla de la derecha muestra el radio mínimo (rmin) de los satélites que se pueden detectar con la tecnología actual, suponiendo un albedo de 0.04; por lo tanto, es casi seguro que hay pequeñas lunas de Urano y Neptunio que aún no se pueden ver.

Debido a los números más pequeños, las conclusiones estadísticamente significativas sobre los grupos son difíciles. Un origen único para los irregulares retrógrados de Urano parece improbable, dada la dispersión de los parámetros orbitales que requerirían un impulso elevado (Δv 300 km), lo que implica un gran diámetro del impactador (395 km), que a su vez es incompatible con el tamaño Distribución de los fragmentos. En cambio, se ha especulado la existencia de dos agrupaciones:<ref name="Grav2003">[[Tommy Grav|Grav]], T.; Holman, M. J.; Gladman, B. J.; Y [[Kaare Aksnes|Aksnes]], K.; ''Encuesta fotométrica de los satélites irregulares'', Ícaro, '''166''' (2003), pp. 33@–45 ([[arxiv:astro-ph/0301016|preprint]]).</ref>

* [[Calibán (satélite)|Grupo Caliban]]
* [[Sicorax (satélite)|Grupo Sycorax]]

Estos dos grupos son distintos (con confianza 3σ) en su distancia de Urano y en su excentricidad. <ref name="SheppardUranus2005">{{Cita publicación|título=An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness|apellidos=Sheppard|nombre=S. S.|apellidos2=Jewitt|nombre2=D.|publicación=The Astronomical Journal|volumen=129|páginas=518|bibcode=2005AJ....129..518S|doi=10.1086/426329|pmc=|pmid=|apellidos3=Kleyna|nombre3=J.|año=2005}}</ref>Sin embargo, estas agrupaciones no son compatibles directamente con los colores observados: Caliban y Sycorax aparecen de color rojo claro, mientras que las lunas más pequeñas son de color gris..<ref name="GravHolmanFraser2004">{{Cita publicación|título=Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune|apellidos=Grav|nombre=Tommy|apellidos2=Holman|nombre2=Matthew J.|enlaceautor2=Matthew J. Holman|fecha=2004-09-20|publicación=[[The Astrophysical Journal]]|volumen=613|número=1|páginas=L77–L80|bibcode=2004ApJ...613L..77G|doi=10.1086/424997|pmc=|pmid=|ref=harv|apellidos3=Fraser|nombre3=Wesley C.}}</ref>

Para Neptuno, se ha observado un posible origen común de Psamathe y Neso.<ref name="SheppardJewittKleyna2006">{{Cita publicación|título=A Survey for "Normal" Irregular Satellites around Neptune: Limits to Completeness|apellidos=Sheppard|nombre=Scott S.|enlaceautor=Scott S. Sheppard|apellidos2=Jewitt|nombre2=David C.|enlaceautor2=David C. Jewitt|publicación=The Astronomical Journal|volumen=132|páginas=171–176|bibcode=2006AJ....132..171S|doi=10.1086/504799|pmc=|pmid=|ref=harv|apellidos3=Kleyna|nombre3=Jan|enlaceautor3=Jan Kleyna|año=2006}}</ref> Dados los colores similares (grises), también se sugirió que Halimede podría ser un fragmento de Nereida.<ref name="GravHolmanFraser2004">{{Cita publicación|título=Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune|apellidos=Grav|nombre=Tommy|apellidos2=Holman|nombre2=Matthew J.|enlaceautor2=Matthew J. Holman|fecha=2004-09-20|publicación=[[The Astrophysical Journal]]|volumen=613|número=1|páginas=L77–L80|bibcode=2004ApJ...613L..77G|doi=10.1086/424997|pmc=|pmid=|ref=harv|apellidos3=Fraser|nombre3=Wesley C.}}</ref> Los dos satélites han tenido una probabilidad muy alta (41%) de colisión con la edad del sistema solar.<ref name="HolmanKavelaarsGrav2004">{{Cita publicación|url=https://www.cfa.harvard.edu/~mholman/nature_final.pdf|título=Discovery of five irregular moons of Neptune|apellidos=Holman|nombre=M. J.|enlaceautor=Matthew J. Holman|apellidos2=Kavelaars|nombre2=J. J.|enlaceautor2=John J. Kavelaars|publicación=Nature|volumen=430|número=7002|páginas=865–867|fechaacceso=24 October 2011|formato=PDF|bibcode=2004Natur.430..865H|doi=10.1038/nature02832|pmc=|pmid=15318214|ref=harv|apellidos3=Grav|nombre3=T.|apellidos4=Gladman|nombre4=B. J.|enlaceautor4=Brett J. Gladman|apellidos5=Fraser|nombre5=W. C.|apellidos6=Milisavljevic|nombre6=D.|apellidos7=Nicholson|nombre7=P. D.|apellidos8=Burns|nombre8=J. A.|apellidos9=Carruba|nombre9=V.|año=2004|número-autores=3}}</ref>

== Exploración ==
[[Archivo:Himalia.png|alt=|miniaturadeimagen|Distante imagen de Cassini de Himalia]]
Hasta la fecha, los únicos satélites irregulares que han sido visitados por una nave espacial son Triton y Phoebe, los irregulares más grandes de Neptuno y Saturno, respectivamente. Triton fue fotografiado por Voyager 2 en 1989 y Phoebe por la sonda Cassini en 2004. Cassini también capturó una imagen distante y de baja resolución de Himalia de Júpiter en 2000. No hay una nave espacial planeada para visitar satélites irregulares en el futuro.{{Clear}}

== Referencias ==
<references group=""></references>

== Enlaces externos ==

* [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/irregulars.html Paginas David Jewitt] [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/irregulars.html]
* [http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites Paginas Scott Sheppard] [http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites]
* Circunstancias de descubrimiento [http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_discovery de JPL]
* Elementos orbitales medios [http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem de JPL]
* [http://www.minorplanetcenter.org/iau/NatSats/NaturalSatellites.html MPC: Servicio de Efeméride de Satélites natural]
[[Categoría:Órbitas]]
[[Categoría:Satélites irregulares]]
[[Categoría:Wikipedia:Páginas con traducciones sin revisar]]

Revisión del 01:20 7 feb 2019

Satélites irregulares de Saturno.
Himalia, fotografiada por la sonda Cassini en diciembre del año 2000

Un satélite irregular es un satélite cuya órbita parece indicar que se trata de un cuerpo capturado por el planeta central y no formado en su órbita, como en la mayor parte de los satélites naturales.

Estos cuerpos son normalmente muy pequeños y presentan órbitas alargadas, es decir, de gran excentricidad orbital. El satélite irregular más grande es Himalia, un satélite de Júpiter. Júpiter posee 31 satélites irregulares, 25 de ellos están en una órbita retrógrada. Uno de los satélites progrados tiene una inclinación orbital de 45º.

Las búsquedas sistemáticas de satélites irregulares podrían indicar la existencia de centenares de cuerpos de más de 1 km de diámetro capturados por la gravedad del planeta.

Véase también

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