Lunas similares a la Tierra capturadas alrededor de gigantes gaseosos

No estoy seguro de dónde está buscando, pero primero mire aquí: https://www.reddit.com/r/askscience/comments/23a96x/could_an_earth_sized_object_orbit_jupiter/

La respuesta es sí; cualquiera de los dos objetos puede orbitar entre sí, incluidos la Tierra y Júpiter.

Debe preocuparse por el límite de Roche , que le indica qué tan separados deben estar para hacerlo.

Y tenga en cuenta que la gravedad funciona en ambos sentidos, incluso para objetos más pequeños: la Luna atrae a la Tierra para que gire tanto como la Tierra atrae a nuestra Luna para que gire: no son solo las mareas las que mueve la Luna, pero el centro de la Tierra se mueve en pequeños círculos debido a la luna.

Entonces, los planetas de igual masa se darían vueltas entre sí. Pero Júpiter tiene 318 veces la masa de la Tierra, y el planeta más masivo conocido en el Universo tiene unas 30 veces la masa de Júpiter. (FWIW nuestra Tierra es 81 x nuestra Luna).

Busque el límite de Roche; eso también debería decirte cuál debería ser tu órbita mínima alrededor de tu gran planeta (pero la órbita real puede ser miles de veces más grande).

Roche Limit dice que la Tierra no puede estar más cerca de 67,000 millas de Júpiter sin romperse. Sin embargo, su planeta puede estar un poco más lejos, nuestra Luna está a unas 40 veces su límite de Roche de cuerpo rígido de la Tierra. Pero lo que esto significa es que puedes ponerlo donde quieras; no tiene que estar muy lejos del gigante gaseoso. Si quieres que tu planeta se caliente por las mareas (y muchos terremotos), acércate; si tu planeta se calienta de otra manera y lo quieres más tranquilo; Lo mantendría al menos a veinte unidades Roche de distancia, digamos a 1,4 millones de millas de Júpiter.

Estás mejor con una luna habitable que con una tierra capturada. Un escenario sería una luna masiva que migró hacia su planeta, mientras que el planeta migró hacia su sol . La migración se explica por la "contracción" universal, por lo que es consistente, y no se necesita un guante de receptor improbable o física de billar.

El problema es que tu gigante gaseoso y el planeta terra no se formaron en la misma parte del sistema solar. El pensamiento actual es que se creó una línea de congelación definitoria cuando la nebulosa solar se formó en planetas . Dentro de la línea de congelación se encuentran los planetas terrestres rocosos, más allá están los gigantes gaseosos y de hielo.

Un planeta terra migrando es posible, sacado de su órbita por un roce con otro planeta, pero que luego un gigante gaseoso lo arrastre suavemente a una órbita estable es improbable, como golpear una pelota de béisbol 10,000 millas para aterrizar suavemente en el guante de un receptor. Probablemente no quieras que tu planeta esté en el sistema solar exterior, incluso si pudiera mantener su atmósfera durante el billar cósmico.

Un gigante gaseoso migratorio es creíble porque podría migrar fácilmente hacia el sol , pero entonces, ¿qué hizo que dejara de migrar, suponiendo que su planeta Terra no esté siendo arrastrado a una espiral de muerte? La respuesta sería otro gigante gaseoso aún más grande en una órbita de resonancia , pero nuevamente este conjunto de circunstancias parece un billar increíblemente cósmico, que ahora involucra a tres planetas.

Las órbitas de resonancia son inestables, no "asientan" un objeto en un surco estable sino que arrojan los otros cuerpos lejos. La definición de un planeta es cómo limpian su propia órbita de todos los demás objetos (la relación de resonancia 1: 1), y se teoriza que Júpiter fue el bebé grande que arrojó todos los juguetes del cochecito . A medida que su gigante gaseoso se acerque al sistema interno, enviaría a su planeta Terra volando fuera del sistema solar mucho antes de que se acercara lo suficiente como para ser capturado.

Ser capturado por un planeta rebelde también parece imposible, el rebelde atravesaría el sistema solar a la velocidad de escape. Eso tampoco va a enganchar suavemente a un planeta.

Una luna habitable es la única forma razonable de terminar con algo estable.

Mi investigación me dice que una luna alrededor de un gigante gaseoso probablemente no sea más grande que 1:10,000 de la masa de su padre.

El límite de masa teórico entre un planeta y una enana marrón es de unas 13 masas de Júpiter, o unas 4.131,4 veces la masa de la Tierra. Por lo tanto, si una luna no puede tener más de 0,0001 veces la masa de un gigante gaseoso, no puede tener más de 0,41314 veces la masa de la Tierra.

Júpiter tiene una masa 317,8 de la Tierra. Su luna más masiva, Ganímedes, tiene una masa de 0,025 de la Tierra. Así, la masa de Júpiter es 12.712 veces la masa de su luna más masiva.

Saturno tiene una masa 95.159 de la Tierra. Su luna más masiva, Titán, tiene una masa de 0,0225 de la Tierra. Así, la masa de Saturno es 4.229,28 veces la masa de su luna más masiva.

Urano tiene una masa 14.536 de la Tierra. Su luna más masiva, Titania, tiene una masa de 0,0005908 de la Tierra. Así, la masa de Urano es 44.603,926 veces la masa de su luna más masiva.

Neptuno tiene una masa de 17.147 de la Tierra. Su luna más masiva, Tritón, tiene una masa de 0,00359 de la Tierra. Así, la masa de Neptuno es 4.776,3231 veces la masa de su luna más masiva.

Entonces, de acuerdo con los ejemplos de planetas gigantes gaseosos en nuestro sistema solar, una luna con la masa de la Tierra podría orbitar alrededor de un planeta gigante gaseoso con una masa de 4229,28 o 4776,3231 veces la masa de la Tierra, lo que sería 13,307992 o 15,029336 veces la masa de la Tierra. masa de Júpiter. Eso estaría un poco por encima del límite de masa inferior teórico para una enana marrón.

La luna más grande y masiva del Sistema Solar, Ganímedes, tiene un radio de solo ≈0.4R⊕ (siendo R⊕ el radio de la Tierra) y una masa de ≈0.025M⊕. La cuestión de si podrían haberse formado lunas mucho más masivas alrededor de planetas extrasolares es un área activa de investigación. Canup y Ward (2006) demostraron que las lunas formadas en el disco circunplanetario de planetas gigantes tienen masas ≲10−4 veces la masa del planeta.

https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC3549631/ 1

Canup RM Ward WR Una escala de masa común para sistemas de satélites de planetas gaseosos. Naturaleza. 2006;441:834–839. [PubMed]

La formación in situ de masa restringida se vuelve crítica para las exolunas alrededor de planetas en el IHZ de estrellas de baja masa debido a la falta de observación de tales planetas gigantes. Un excelente estudio sobre la formación de los sistemas de satélites de Júpiter y Saturno es realizado por Sasaki et al. (2010), quienes demostraron que las lunas de tamaños similares a Io, Europa, Ganímedes, Calisto y Titán deberían acumularse alrededor de la mayoría de los gigantes gaseosos. Es más, según su Fig. 5 y la comunicación privada con Takanori Sasaki, es posible la formación de lunas con la masa de Marte o incluso de la Tierra alrededor de planetas gigantes. Dependiendo de si un planeta acumula o no suficiente masa para abrir una brecha en el disco protoestelar, es probable que estos sistemas de satélites sean múltiples y resonantes (como en el caso de Júpiter) o contengan solo una luna principal (ver Saturno). Ogihara e Ida (2012) ampliaron estos estudios para explicar el gradiente de composición de los satélites jovianos. Sus resultados explican por qué las lunas ricas en agua están más lejos de su planeta anfitrión gigante e implican que la captura en resonancias orbitales 2:1 debería ser común. Las formas de evitar el estancamiento de la masa satelital insuficiente son la captura gravitatoria de lunas masivas (Debes y Sigurdsson, 2007; Porter y Grundy, 2011; Quarles et al., 2012), que parece haber funcionado para Tritón alrededor de Neptuno (Goldreich et al. ., 1989, Agnor y Hamilton, 2006); la captura de troyanos (Eberle et al., 2011); arrastre de gas en envolturas circumplanetarias primordiales (Pollack et al., 1979); captura desplegable que atrapa satélites o cuerpos temporales cerca de los puntos de Lagrangian en órbitas estables (Heppenheimer y Porco, 1977; Jewitt y Haghighipour, 2007); la coalescencia de las lunas (Mosqueira y Estrada, 2003); e impactos en los planetas terrestres (Canup, 2004; Withers y Barnes, 2010; Elser et al., 2011). Tales lunas corresponderían a los satélites irregulares del Sistema Solar, a diferencia de los satélites regulares que se forman in situ. Los satélites irregulares a menudo siguen órbitas distantes, inclinadas y, a menudo, excéntricas o incluso retrógradas alrededor de su planeta (Carruba et al., 2002). Por ahora, asumimos que existen lunas extrasolares con la masa de la Tierra, ya sean regulares o irregulares. y, a menudo, órbitas excéntricas o incluso retrógradas alrededor de su planeta (Carruba et al., 2002). Por ahora, asumimos que existen lunas extrasolares con la masa de la Tierra, ya sean regulares o irregulares. y, a menudo, órbitas excéntricas o incluso retrógradas alrededor de su planeta (Carruba et al., 2002). Por ahora, asumimos que existen lunas extrasolares con la masa de la Tierra, ya sean regulares o irregulares.

https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC3549631/ 1

Sasaki T. Stewart GR Ida S. Origen de las diferentes arquitecturas de los sistemas de satélites joviano-saturnino. Astrophis J. 2010;714:1052–1064.

Ogihara M. Ida S. Simulaciones de cuerpos N de formación de satélites alrededor de planetas gigantes: origen de la configuración orbital de las lunas galileanas. Astrophys J. 2012;753 doi: 10.1088/0004-637X/753/1/60.

Tritón tiene una masa 2,0936 veces mayor que la que debería tener una luna formada en el disco circumplanetario de Neptuno según Canup y Ward. Se cree que Tritón fue capturado por Neptuno.

Titán tiene una masa 2,3644 veces mayor que la que debería tener una luna formada en el disco circumplanetario de Saturno según Canup y Ward. Por lo tanto, Titán debería haber adquirido su masa por uno o más de los procesos sugeridos para permitir que las lunas excedan el límite de masa postulado por Canup y Ward.

Pero, ¿por qué los gigantes gaseosos y sus lunas son los únicos modelos para los sistemas de satélites de los gigantes gaseosos?

La Tierra tiene 81,300813 veces la masa de la Luna. Utilizando el sistema Tierra-Luna como modelo, una luna con la masa de la Tierra podría orbitar un planeta gigante gaseoso con una masa 81,300813 veces la masa de la Tierra, menos masivo que Saturno.

El planeta enano Plutón tiene una masa de 8,1967 veces su luna más grande, Caronte. Utilizando el sistema Plutón-Caronte como modelo, una luna con la masa de la Tierra podría orbitar un planeta gigante gaseoso con una masa de 8,1967 veces la masa de la Tierra, menos masiva que Urano.