El Sistema Solar – Els asteroides troians de Júpiter


El Sistema Solar - Els asteroides troians de Júpiter

Traducció al Català del post “El Sistema Solar – Los asteroides troyanos de Júpiter” del bloc EL TAMIZ.

La nostra exploració del Sistema Solar continua. Al llarg del nostre viatge des del Sol cap a les regions més exteriors del sistema hem estudiat cossos celestes, com Venus o Europa , i també conceptes més abstractes, com el Període de Intens Bombardeig Tardà o els possibles sistemes de propulsió interplanetària ; aquest serà més bé dels segons.

En els últims articles de la sèrie hem conegut amb bastant detall el sistema planetari format per Júpiter i els seus anells, llunes interiors, llunes galileanas i, en l’últim article de la sèrie, llunes exteriors. Estem ja gairebé a punt per allunyar-nos encara més del Sol i assolir Saturn, però ens queda per conèixer un grup de cossos moltes vegades oblidats, com a herois d’una guerra passada i molt llunyana: els asteroides troians . Encara que no formen estrictament part del sistema jovià, la seva presència segueix estant determinada per la influència gravitatòria del gegant Zeus, i es tracta a més de cossos molt interessants perquè el seu descobriment és just al revés del comú.

El més normal ha estat, al llarg de la història, que s’observi un nou cos-o un conjunt de cossos-en el Sistema Solar, de vegades en llocs sorprenents o amb característiques estranyes. A continuació, busquem una explicació per a l’existència d’aquests cossos, de vegades fins i tot descobrint nova ciència en el procés. No obstant això, aquí va succeir justament el contrari: un geni teòric va arribar a la conclusió que podríem trobar certs cossos en determinats llocs i, quan mirem allà, no trobem absolutament res, però llavors … Ah, però m’estic avançant als esdeveniments. Anem per parts.

Joseph-Louis Lagrange

Al voltant de l’any 1770, el matemàtic i astrònom italo-francès Giuseppe Lodovico Lagrangia, més conegut pel seu nom “afrancesat” de Joseph-Louis Lagrange (a la dreta), es trobava absort en la resolució d’un problema d’una enorme dificultat: el problema dels tres cossos , és a dir, el repte de poder predir el moviment d’un sistema format per tres masses en l’espai sotmeses a l’acció de la gravetat.

El problema equivalent amb dos cossos havia estat resolt pel pare de la dinàmica i la gravitació, Sir Isaac Newton: dos cossos sotmesos únicament a la interacció gravitatòria realitzen òrbites al voltant del centre de massa d’ambdós cossos. Coneguda la posició i la velocitat de tots dos en un moment determinat, és possible saber exactament què faran en el futur amb una precisió absoluta. Per exemple, el sistema Sol-Júpiter (si ignorem l’acció de tots els altres cossos) es comporta d’una manera fàcilment predictible.

No obstant això, si s’afegeix un tercer cos, la cosa es converteix en un infern: el cos A afecta el moviment de B, però en canviar la posició de B, s’afecta a la de C, que al seu torn modifica la de A i B, de manera que llavors A es mou, i llavors … bé, pots imaginar la resta. El problema és d’una dificultat endimoniada, i tot i que Lagrange era un autèntic geni, no va aconseguir resoldre completament. De fet, a finals del segle XIX, el rei Òscar II de Suècia va establir un premi per el primer a aconseguir resoldre el problema dels n cossos (la generalització de tres cossos a un nombre arbitrari d’ells) o, si no, a explicacions incompletes que suposessin avenços d’importància en el coneixement científic. El guanyador del premi apareixerà en breu aquí mateix, per cert, mostrant una vegada més com tot està relacionat d’una manera o altra.

El cas és que, tot i que Joseph-Louis Lagrange no va poder resoldre el problema dels tres cossos, en barallar-se amb ell va aconseguir coses enormes, com desenvolupar una formulació alternativa de la mecànica newtoniana, la formulació lagrangiana de la mecànica clàssica, la elegància i eficàcia són aclaparadores. Però pel que fa a nosaltres fa en aquest article, el realment important no és això, en un moment donat, Lagrange es va adonar que no podia resoldre el problema dels tres cossos amb les seves interaccions gravitatòries mútues. Però, com a bon científic, es va plantejar una possibilitat alternativa: potser no podia resoldre exactament, però ¿no seria possible realitzar alguna aproximació que ho convertís en alguna cosa més comestible i que fos útil en determinades circumstàncies? (o, com solen dir els físics , “suposem que la vaca és una esfera …”).

De manera que Lagrange es va plantejar el següent: suposem que, dels tres cossos, dos (A i B) són molt més grans que el tercer (C). Podríem llavors considerar que A i B s’afecten mútuament i al seu torn afecten C, però que la posició de C és irrellevant per a A i B, ja que la massa de C és tan petita que els altres dos ni s’assabenten de la seva atracció gravitatòria . Seria llavors una situació semblant al problema dels dos cossos-ja resolt per Newton-però amb un tercer convidat que pateix l’acció dels dos cossos.

És clar, això no és el problema original, però seria molt útil en molts casos del món real (i seguim utilitzant les solucions de Lagrange a aquest problema modificat avui dia constantment). Per exemple, si pensem en el sistema Sol-Terra-WMAP format per la nostra estrella, el planeta Terra i el satèl · lit WMAP que llancem el 2001, el Sol i la Terra tenen masses tan gegantines comparades amb la de la petita sonda que podem ignorar la influència del petit satèl · lit artificial sobre qualsevol dels altres dos cossos.

El cas és que Lagrange va resoldre aquesta versió alternativa, i va obtenir algunes conclusions molt interessants. Per exemple, hi havia determinats punts en els quals l’objecte C més petit podia mantenir-se en una posició fixa relativa als altres dos cossos , ja que la força total sobre ell deguda als estrebades gravitatoris dels dos cossos més grans era exactament la necessària per moure a la vegada que ells. Crec que un cas concret i un dibuix poden ajudar-te a veure això amb relativa facilitat.

Imagina el sistema Sol-Terra, i suposem que la Terra realitza una òrbita més o menys circular al voltant del Sol Un objecte més proper al Sol que la Terra giraria al voltant de l’estrella més de pressa que el nostre planeta, de manera que a poc a poc es aniria avançant a l’òrbita de la Terra. Però, si ho poséssim exactament en la línia Terra-Sol i prou a prop de la Terra, l’estirada gravitatori de la Terra “cap a fora” compensaria en part el del Sol Seria, d’alguna manera, com si el Sol tingués una massa una mica més petita, de manera que la força neta és menor i l’objecte trigués una mica més en orbitar al voltant de l’estrella.

És possible triar el lloc perquè aquest efecte faci que el “retard” en l’òrbita sigui exactament el necessari perquè l’objecte tarda a fer una volta al Sol el mateix que la Terra, de manera que l’objecte girés acompanyant-lo en la seva trajectòria al voltant del Sol:

Punt lagrangiano L1
Primer punt de Lagrange. S’han representat les atraccions gravitatòries del Sol i la Terra. Res està a escala.

Aquest punt es denomina primer punt de Lagrange o 1 . Un objecte allà situat que comenci amb la mateixa velocitat orbital que la Terra es mourà al mateix temps que el planeta al voltant del Sol, el que significa que, si ho mirem des de la Terra, sempre estarà exactament en el mateix lloc, en la direcció del Sol ia la mateixa distància del nostre planeta tot el temps. Per cert, aquest punt de Lagrange ens és molt útil perquè en posar allà un satèl · lit artificial mirant cap al Sol, mai més es veurà tapat per la Terra, de manera que pot mirar a l’estrella tot el temps. El satèl · lit SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) es troba precisament aquí.

No obstant això, si has entès aquest efecte de compensació, arribaràs a la mateixa conclusió de Joseph-Louis Lagrange: hi ha un altre punt a l’altre costat de la Terra en què passa una cosa semblant. Un objecte en òrbita al voltant del Sol més allunyat que la Terra té un període orbital més llarg, de manera que al cap del temps anirà quedant “endarrerit” respecte a la Terra, com li passa a Mart, per exemple. Però si el posem prou a prop de la Terra al llarg de la línia Terra-Sol, llavors ambdós estirades gravitatoris aniran “cap a dins”, de manera que la situació és semblant a la que seria si el Sol tingués una mica més de massa. L’objecte girarà llavors una mica més de pressa al voltant de l’estrella: si el posem en un punt determinat, tindrà exactament el mateix període orbital que la Terra i mai es mourà respecte a ella:

Punt lagrangiano L2
Segon punt de Lagrange.

Es tracta del segon punt de Lagrange o 2 . En el cas del Sol i la Terra, L 2 és també molt útil per a nosaltres per les raons contràries a L 1 : un objecte situat a L’ febrer mai més veurà el Sol Sempre serà “de nit” per a ell, ja que el nostre planeta sempre estarà entre el Sol i aquest objecte; en estar bastant a prop de la Terra, la mida aparent del planeta és prou gran com per trobar-se en una espècie d’eclipsi solar permanent. Per això, allà col · loquem objectes com la sonda WMAP que hem esmentat abans o el futur telescopi espacial James Webb (el que reemplaçarà al Hubble, que no està en aquest punt sinó en òrbita al voltant de la Terra, per cert). D’aquesta manera, els seus ulls tecnològics poden mirar sempre les estrelles sense que el Sol els encegui.

Però hi ha més! Un objecte situat a l’altra banda del Sol faria alguna cosa similar. En aquest cas, si suposem que la Terra orbita al voltant del centre del Sol i que aquest es troba immòbil, el punt en qüestió estarà a l’altre costat del Sol i una mica més lluny que la Terra quan el planeta passa per allà. En tenir en compte que la Terra i el Sol orbiten al voltant del centre de masses d’ambdós, que no és exactament el centre del Sol, resulta que aquest tercer punt està una mica més a prop del Sol a l’altre costat que la Terra a aquest costat, però això ens és igual ara mateix, l’important és que està a l’altre costat:

Punt de Lagrange L3
Tercer punt de Lagrange.

Aquest tercer punt de Lagrange o 3 no és tan útil com altres, principalment perquè no és massa estable a la realitat: l’efecte d’altres planetes, com Venus, és prou gran com perquè aquesta aproximació de tres cossos ignorant la resta del Sistema Solar no sigui massa precisa. En general, de fet, és difícil mantenir un cos en qualsevol d’aquests tres punts de Lagrange, ja que es tracta sempre de equilibris inestables – una pertorbació petita pot enviar al cos a fregir espàrrecs segons se separa del punt de Lagrange de què es tracti . Però és que encara hi ha més punts d’aquest tipus!

Un objecte que estigui orbitant a la mateixa distància del Sol que la Terra però “per davant” o “per darrere” d’ella tindria, en principi, el mateix període orbital que el planeta, de manera que es mantindria allà si no li afecta més que l’atracció del Sol com li passa al nostre planeta … però és que el planeta també tira l’objecte. Per això, encara que comenci a la mateixa distància i amb el mateix període orbital que la Terra, el nostre planeta modificarà l’òrbita i traurà a aquest objecte de l’òrbita terrestre, ja sigui acostant-lo al Sol o allunyant d’ell, depenent d’on estigui.

Per exemple, el cos de la figura comença orbitant al voltant del Sol una mica darrere de la Terra, però si et fixes en les dues forces que actuen sobre ell, en poc temps s’acostarà més al Sol que la Terra, per tant la seva òrbita es modificarà i ja no viatjarà al costat de la Terra. La força total que pateix el nostre cos ja no es dirigeix ​​cap al centre de gir, sinó “cap endavant” en el moviment de l’objecte perquè la Terra tira d’ell en el sentit del seu moviment, alterant la seva velocitat:

Lagrange ràpid

Encara que no vaig a mostrar-te la figura contrària, depenent d’on estigui l’objecte és possible també que la suma d’ambdues forces, en comptes de dirigir “cap endavant” respecte al centre de rotació, ho faci “cap enrere”, frenant l’objecte i traient també de la seva òrbita. De manera que orbitar per davant o per darrere de la Terra a la mateixa distància del Sol és molt difícil … excepte en dos casos en particular .

Si un objecte es troba exactament a la mateixa distància de la Terra que del Sol i sobre l’òrbita de la Terra , la suma de les dues forces es dirigirà exactament cap al centre de massa del sistema, és a dir, el centre de gir (que no és exactament el centre del Sol, sinó una mica més a prop de la Terra que aquest punt), amb el que sí es pot mantenir orbitant al llarg de l’òrbita terrestre al mateix temps que la Terra.

Encara que una explicació rigorosa seria molt més llarga i difícil, la raó de que això sigui així és la següent, aquest mal i aviat: si només ho atragués el cos gran (en aquest cas, el Sol), el nostre petit cos patiria una força dirigida cap al centre d’aquest cos. No obstant això, en afegir el cos B (la Terra), la força total sobre el nostre cos es desvia una miqueta cap a la Terra – el just perquè la força total es dirigeixi, no cap al centre del Sol, sinó cap al centre de massa Sol-Terra, lleugerament desplaçat cap a la Terra.

La raó de que la força es dirigeixi just cap a aquí és que, ja que el nostre cos està a la mateixa distància del Sol i la Terra, la proporció entre les dues forces que patirà serà la mateixa proporció que la de les dues masses més grans entre si. Però les distàncies respectives del Sol i la Terra al centre de masses estan també en proporció a les seves masses, de manera que la força total es dirigeix ​​exactament cap al centre de masses i l’objecte orbita al voltant d’ell.

Per tant, el cos petit acaba realitzant un moviment circular idèntic al de la Terra i amb el mateix període orbital, de manera que sempre girarà al voltant del Sol “avançat” respecte a la Terra la mateixa distància, al mirar-lo des del nostre planeta sempre ho trobaríem en el mateix lloc. Per trobar aquest punt no tenim més que dibuixar un triangle equilàter els vèrtexs siguin el centre del Sol, el centre de la Terra i el centre del nostre objecte, de manera que l’objecte estigui sobre l’òrbita terrestre ia la mateixa distància del Sol que de la Terra:

Punt de Lagrange L4
Quart punt de Lagrange.

Es tracta del quart punt de Lagrange o 4 . Com que el triangle és equilàter, cada un dels seus tres ángulos és de 60 º, de manera que L 4 sempre estarà orbitant 60 º “per davant” de la Terra. Naturalment, hi ha un altre punt que compleix exactament les mateixes característiques-mateixa distància punt-Sol a quin punt-Terra i sobre l’òrbita terrestre-, però a l’altre costat, és a dir, “per darrere” d’on es troba el nostre planeta, i aquest punt no és altre que el cinquè i últim punt de Lagrange, L 5 :

Punt de Lagrange L5
Cinquè punt de Lagrange.

Els punts L 4 i L 5 es denominen de vegades punts triangulars de Lagrange per raons òbvies, o punts troians per raons que veurem en uns paràgrafs. Aquí tens els cinc punts de Lagrange junts en tot el seu esplendor:

Punts de Lagrange
Els cinc punts de Lagrange (no hi ha res a escala!).

En la realitat, naturalment, hi ha desviacions d’aquest comportament ideal, no només existeix la influència d’altres cossos més dels tres que estem estudiant, sinó que a més les òrbites no són circulars sinó el · líptiques, de manera que les coses són lleugerament més complicades. Això sí, els conceptes bàsics es mantenen, de manera que si has entès a grans trets aquesta explicació, pots comprendre el que vindria després.

El que fa especials a L 4 i L 5 és que es tracta de punts d’equilibri estable : un objecte que comenci en un d’ells i pateixi una petita pertorbació no s’allunyarà indefinidament d’aquest punt, sinó que realitzarà una mena de òrbita al voltant del punt de Lagrange, ja que al separar d’ell el desequilibri es compensa a si mateix i el torna a la regió propera a aquest punt.

Per tant, la conclusió de Joseph-Louis va ser que seria possible trobar petits cossos celestes en les òrbites de cossos més grans, ja fos avançats 60 º a la posició del cos major o retardats 60 º respecte a ell. No obstant això, això no seria igualment fàcil per a tots els cossos celestes: per començar, els punts de Lagrange tenen sentit quan la massa del cos més petit és molt menor que les dels altres dos. A més, la influència de cossos aliens al sistema de tres cossos serà tant menor com més grans siguin els dos cossos grans.

On seria lògic llavors trobar objectes en els punts de Lagrange en mirar el Sistema Solar? En aquest cas, la massa més gran és el Sol, però les masses B i C poden variar, de manera que hauríem de tenir en compte els següents factors:

  • Com més gran sigui la massa intermèdia B, menor serà la influència d’altres cossos del Sistema Solar a més del Sol i B, després caldria cercar en les òrbites de planetes grans.
  • Ja que el tercer cos ha de ser molt petit comparat amb el segon, com més gran sigui B més gran pot ser C i seguir mantenint l’aproximació de Lagrange després, una vegada més, caldria cercar en les òrbites de planetes massius.
  • Com que L 1 , L 2 i L 3 no són punts d’equilibri estable però L 4 i L 5 sí que ho són, caldria observar els voltants dels dos punts triangulars.

No cal pensar durant molt de temps per decidir cap on apuntar els telescopis, oi? Després de la predicció de Lagrange, nombrosos astrònoms van dirigir la seva mirada a les regions 60 º per davant i 60 º per darrere dels planetes gegants coneguts en aquells dies, especialment el major de tots, Júpiter.

I no van veure absolutament res.

Segons els telescopis s’anaven fent més i més potents, els astrònoms van seguir tirant cops d’ull als voltants de L 4 i L 5 de l’òrbita joviana: eren conscients que potser Lagrange tingués tota la raó però que dels cossos allà situats fossin massa petits i estiguessin massa lluny com per haver-los vist abans.

I van seguir sense veure absolutament res durant més d’un segle, el pobre Lagrange, per descomptat, mai va veure la seva hipòtesi confirmada. No obstant això, el 22 de febrer de 1906, el astrònom alemany Maximilian Wolf va descobrir, per fi!, Un asteroide a L’ abril , al que va denominar Aquil · les per l’heroi grec de la Ilíada-avui dia rep el nom de 588 Aquil · les per ser el cos nombre 588 de mida petita descobert per l’ésser humà-.

Però clar, això no significava res: al cap ia la fi, hi ha molts objectes de mida petita per tot arreu en el Sistema Solar. I si es tractava simplement d’una coincidència? Però els astrònoms del XIX tenien raó: l’únic que havia evitat descobrir tots els cossos “amagats” a L’ abril i L 5 de Júpiter havia estat la limitació en els telescopis de l’època. El descobriment de Wolf no havia estat una casualitat, sinó un signe que els telescopis de principis del segle XX havien superat el límit necessari.

A l’octubre de 1906, uns mesos després de l’observació de Wolf, un altre astrònom alemany, August Kopf, va descobrir un altre asteroide en l’òrbita joviana, però no a L’ abrilcom Aquil · les, sinó a L’ maig , al que va cridar Pàtrocle , un altre dels grecs de la Guerra de Troia. Al febrer de 1907, el mateix Kopff va descobrir un altre asteroide a L’ abril ,Héctor (en aquest cas un troià, un dels fills de Príam), i en poc temps es van anar descobrint més: al principi en petit nombre, després a dotzenes i després a centenars .

Avui dia sabem que hi ha dos autèntics eixams d’asteroides al voltant de L 4 i L 5 . Cada any es descobreixen molts nous, de manera que és difícil dir exactament quants hi ha, però pensem que al voltant de cada un dels dos punts triangulars de Lagrange s’arremolinen uns 500.000 asteroides de grandària superior a 1 km i uns 100 000 més grans de 2 km. En total, un milió d’asteroides d’1 km o més i diversos milions més petits. Lagrange estaria orgullós.

Per continuar la tradició establerta per Wolf i Kopff, es va anar nomenant a tots els asteroides descoberts en L 4 i L 5 fent referència a personatges de la Guerra de Troia narrada per Homer en la Ilíada. En conjunt els hi denomina, per tant, asteroides troians . No obstant això, ja que posteriorment s’han descobert asteroides prop dels punts triangulars d’altres planetes del Sistema Solar (incloent-hi la Terra, el primer troià es va descobrir el 2010, encara que és un minúscul asteroide d’uns 300 metres de llarg), de vegades es especifica una mica més dient asteroides troians de Júpiter .

No obstant això, hi ha una distinció més. Com que els asteroides en L 4 i els de L 5 , encara que comparteixen òrbita, mai més es troben, ja que un grup està avançat 60 º a Júpiter i l’altre retardat 60 º, com si fossin “enemics”, als asteroides de L 4 es els va denominar el “campament grec” i als de L 5 , el “campament troià”.

Així, al llarg dels anys hem anat donant noms d’herois grecs de la Ilíada als asteroides de L 4 (Aquil · les, Agamèmnon, Pàtrocle, etc.), i noms d’herois troians als de L 5 (Enees, Príam, Antenor, etc.). No obstant això, ja que aquesta tradició de separar-los en dos campaments no existia al principi, hi ha dues excepcions a ella: Héctor està a L’ abril però és troià, i Pàtrocle està en L 5 però és grec. Excepte aquests dos “infiltrats”, els altres pertanyen al bàndol corresponent.

Aquí tens una imatge en la qual s’han representat les posicions de molts dels asteroides troians de Júpiter:

Asteroides troians de Júpiter
Asteroides troians de Júpiter (domini públic).

Però hi ha una animació que em sembla molt més clarificadora i fascinant. S’hi veuen les suficients coses interessants que vull explicar-abans que et quedis embadalit mirant-la. A part dels planetes interiors (Mercuri, Venus, la Terra i Mart) i el gegant Júpiter, es mostren dos grups d’asteroides, no apareix el Cinturó Principal perquè faria la imatge molt confusa.

En verd podràs veure els campaments grec i troià, però no estàtics, sinó movent-se al so de Júpiter en la seva òrbita, com bé havia predit el genial Joseph-Louis Lagrange. A més, en vermell es pot veure una família d’asteroides que esmentem en parlar del Cinturó Principal, les Hilda . En aquell article mostrem aquesta gràfica de famílies d’asteroides amb la relació distància al Sol-inclinació sobre la eclíptica:

Famílies d'asteroides
Gràfica distància-inclinació. Les Hilda estan al voltant de 4 AU i els troians al voltant de 5,2 AU, l’òrbita de Júpiter ( Piotr Deuar / CC 3.0 Reconeixement-ShareAlike License)

Com vam dir llavors, les Hilda són una família peculiar: es troben realitzant òrbites “arriscades”, sempre en perill de caure cap a Júpiter segons passen a prop. Com veuràs en l’animació, les Hilda realitzen una òrbita ressonant amb la de Júpiter: donen tres voltes al Sol per cada dos del gegant. En cadascuna d’aquestes voltes realitzen una visita al campament grec, una altra al troià i una altra al punt oposat a la posició de Júpiter respecte al Sol, sempre sense quedar-se en cap d’ells ja que es mouen massa ràpid (els troians són més tranquils i romanen en posicions fixes relatives a Júpiter, és clar).

Com és possible tal casualitat, i que just tinguin la posició i velocitat adequades? , et pots estar preguntant. La resposta, naturalment, és que no és casualitat: tots els asteroides amb òrbites similars però sense la velocitat o la distància al Sol adequades han sucumbit a l’atracció de Zeus, han acabat en un dels dos “campaments” o han sortit acomiadats a altres regions del sistema solar. Les Hilda són les afortunades que tenien els paràmetres orbitals adequats per romandre fent alguna cosa tan bell, almenys durant uns milions d’anys.

Però el millor és que deixi de contar-rotlles i et permeti gaudir de l’animació amb els troians i les Hilda:

Animació dels satèl · lits troians de Júpiter
Animació de les Hilda i els satèl · lits troians de Júpiter ( Petr Scheirich , reproduïda amb permís explícit de l’autor).

El que no puc mostrar-són fotos impressionants de cap dels troians, ja que la seva distància a la Terra i la seva petita grandària ho fan impossible llevat que enviem alguna missió específica prop d’un d’ells, i mai hem fet això. El més gran de tots és Hèctor: té forma de cilindre de 200 km de diàmetre a la base i uns 370 km de llarg, i una massa d’uns 1,4 · 10 19 kg. No obstant això, la major part d’ells tenen uns pocs quilòmetres de grandària i masses molt menors.

624 Héctor
624 Héctor ( Kevin Heider / CC 3.0 Reconeixement-ShareAlike License ).

En realitzar l’anàlisi espectroscòpic dels asteroides troians per tractar de determinar la seva naturalesa i composició, ens vam adonar que no s’assemblen massa a la immensa majoria dels asteroides del Cinturó Principal. Pràcticament tots els troians són asteroides de tipus D : d’un color vermellós fosc, amb un albedo molt baix, compostos de silicats i carbonats i amb una mica de gel d’aigua. De fet, en general s’assemblen bastant més als asteroides del Sistema Solar exterior-al qual no hem arribat encara, però arribarem algun dia-que als objectes més interiors.

Per tant, una de les hipòtesis de l’origen dels troians és precisament aquesta: que provenen de les regions més externes, dels confins gelats i foscos del Sistema Solar molt més enllà de Júpiter. Naturalment, aquesta hipòtesi ha d’explicar per què aquests objectes han acabat tan a prop del Sol-relativament parlant, és clar-si provenen de llocs tan llunyans. Però en aquesta mateixa sèrie hem explicat un model de la joventut del Sistema Solar en què passava justament això, i si ho recordes encara em faries immensament feliç.

Una de les possibles explicacions de l’origen del Període de Intens Bombardeig Tardà que esmentem llavors postulava que els objectes exteriors podrien haver “tirat” de Júpiter i Saturn cap a fora, allunyant del Sol i provocant una ressonància 1:2 entre ells. Aquesta ressonància, de ser certa aquesta hipòtesi, va llançar multitud d’objectes en diferents direccions: alguns dels asteroides del Cinturó Principal cap a l’interior del sistema, com vam veure en aquell article, i potser altres més externs, com objectes procedents del Cinturó de Kuiper , cap a regions més properes com l’òrbita de Júpiter.

Indubtablement, molts d’aquests objectes van acabar impactant contra alguna cosa, o en òrbites molt el · líptiques o irregulars, però si realment va succeir aquesta migració massiva, multitud d’asteroides tindrien les característiques orbitals necessàries per romandre en els voltants de L 4 i L 5 , o amb aquestes òrbites perilloses però relativament estables com les de les Hilda.

Una altra possible explicació és que els troians siguin les restes de planetesimals que no van arribar a agregar-se a la massa de Júpiter: quan el gegant va créixer, la major part dels planetesimals propers van ser absorbits per la seva gravetat creixent, però alguns poden haver escapat per la ” fortuna “de trobar-se prop dels punts triangulars, de manera que orbitaven al so de Júpiter i no s’acostaven a ell. El problema d’aquesta hipòtesi és que els models associats prediuen un nombre molt menor de troians dels que hi ha, i també la presència d’un nombre considerable d’asteroides troians de Saturn, cosa que no s’ha trobat.

Sigui quin sigui el seu origen, pots imaginar l’escena: un eixam d’asteroides de mides molt diversos, en molts casos mers fragments minúsculs de roca fosca, en altres, cossos més grans, compostos de trossos de roca i pols subjectes únicament pel gel, sense el qual s’ensorrarien com un ninot de neu bruta, tots orbitant el Sol cada dotze anys i, a més, realitzant petites òrbites al voltant de L 4 i L 5 : soldats d’una guerra passada que segueixen realitzant una patrulla perenne i inútil. Ai, que em poso cursi!

No hi ha missions planejades als troians de Júpiter-si més no, que jo conegui, és clar-. No obstant això, a llarg termini pot ser interessant tenir-los en compte, per una banda, estan en una regió intermèdia del Sistema Solar, una mica més enllà de 5 UA del Sol l’altra, es tracta d’un lloc molt més pacífic i segur que els voltants de Júpiter. Com segur que recordes de les múltiples entrades dedicades al gegant, els seus voltants són terriblement perillosos. A més, encara que la major part d’aquests asteroides no siguin massa grans, molts d’ells tenen enormes quantitats de gel d’aigua: les nostres estimacions de la densitat de 617 Pàtrocle, menor que la de l’aigua, suggereixen que conté una fracció considerable de gel.

Una base “de pas” en els troians podria servir de següent parada en un viatge a les regions exteriors després aturar-se en una altra base similar al Cinturó Principal. I, després d’aquesta parada, podríem seguir grimpant lentament per la paret del pou gravitatori del Sol i allunyar-nos més i més, fins arribar a la següent estació: Saturn .

Deixa un comentari

Fill in your details below or click an icon to log in:

WordPress.com Logo

Esteu comentant fent servir el compte WordPress.com. Log Out /  Canvia )

Google photo

Esteu comentant fent servir el compte Google. Log Out /  Canvia )

Twitter picture

Esteu comentant fent servir el compte Twitter. Log Out /  Canvia )

Facebook photo

Esteu comentant fent servir el compte Facebook. Log Out /  Canvia )

S'està connectant a %s

%d bloggers like this: