Anar al contingut

Sistema de satèlits

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià


Un sistema de satèlits és un conjunt d'objectes lligats gravitacionalmente en òrbita al voltant d'un objecte de massa planetària (incloses les subenanas marrons i planetes errantes) o planeta menor, o el seu baricentre. En general, és un conjunt de satèlits naturals (llunes), encara que dits sistemes també poden incloure cossos com a discs circumplanetarios, sistemes d'anells, lunetas, llunes de planetes menors i satèlits artificials, alguns dels quals poden tindre els seus propis sistemes de satèlits (vejau Subsatélites). Alguns cossos també posseïxen cuasisatélites que tenen òrbites influenciades gravitacionalmente pel seu primari, pero generalment no es consideren part d'un sistema de satèlits. Els sistemes de satèlits poden tindre interaccions complexes, incloses interaccions magnètiques, de marea, atmosfèriques i orbitales, com resonància orbitalés i libración. Els principals satèlits individuals es designen en números romans. Els sistemes de satèlits es denominen usant els adjectius possessius del seu primari (per eixemple, «sistema joviano»), o menys comunament pel nom del seu primari (per eixemple, «sistema de Júpiter»). Quan solament es coneix un satèlit, o és un binario en un centre de gravetat comuna, pot denominar-se usant els noms del primari i del satèlit principal units per un guion (per eixemple, el «sistema Terra-Lluna»).

Molts objectes del sistema solar posseïxen sistemes de satèlits, encara que el seu orige encara no està clar. Eixemples notables inclouen el sistema joviano, en 95 llunes conegudes[1] (incloses les grans llunes galileanas) i el sistema saturniano, el més gran, en 274 llunes conegudes (incloent Titán i els anells més visibles del sistema solar). Abdós sistemes de satèlits són grans i diversos; de fet, tots els planetes jagants del sistema solar posseïxen sistemes de satèlits extensos, aixina com anells planetaris, i es infiere que este és un patró general. Varis objectes més alluntats del Sol també tenen sistemes de satèlits en múltiples llunes, inclós el complex sistema plutoniano, a on múltiples objectes orbitan un centre de massa comuna, aixina com molts asteroides i plutinos. A banda del sistema Terra-Lluna i el sistema de Mart en dos menuts satèlits naturals, els atres planetes terrestres generalment no es consideren sistemes de satèlits, encara que alguns han segut orbitados per satèlits artificials provinents de la Terra.

Se sap poc sobre els sistemes de satèlits més allà del sistema solar, encara que es infiere que els satèlits naturals són comuns. S'han detectat possibles indicis d'exolunas al voltant d'exoplanetes com Kepler-1625b. També es teoriza que els planetes errantes expulsats del seu sistema planetari podrien retindre un sistema de satèlits.[2]

Formació i evolució natural

[editar | editar còdic]

Els sistemes de satèlits, de la mateixa manera que els sistemes planetaris, són el producte de l'atracció gravitacional, pero també se sostenen per mig de forces fictícies. Encara que el consens general és que la majoria dels sistemes planetaris es formen a partir de discs d'acreció, la formació de sistemes de satèlits és menys clara. L'orige de moltes llunes s'investiga cas per cas, i es creu que els sistemes més grans es varen formar per mig d'una combinació d'un o més processos.

Estabilitat del sistema

[editar | editar còdic]

l'esfera d'Hill és la regió en la que un cos astronòmic domina l'atracció de satèlits. Dels planetes del sistema solar, Neptú i Urà tenen les esferes d'Hill més grans per la menor influència gravitacional del Sol en les seues òrbites lluntanes; no obstant, tots els planetes jagants tenen esferes d'Hill en un radi propenc als 100 millons de quilómetros. En contrast, les esferes d'Hill de Mercurio i Ceres, en estar més prop del Sol, són prou menudes. Fòra de l'esfera d'Hill, el Sol domina l'influència gravitacional, en l'excepció dels punts de Lagrange.

Els satèlits són estables en els punts de Lagrange L4 i L5. Estos es troben en els cantons dels dos triànguls equiláteros en el pla de l'òrbita la base comuna de la qual és la llínea entre els centres de les dos masses, de modo que el punt està darrere (L5) o davant (L4) de la massa menor sobre la seua òrbita al voltant de la massa major. Els punts triangulars (L4 i L5) són equilibris estables, sempre que la relació de M1/M2 siga aproximadament 24,96.[nota 1][3] Quan un cos en estos punts és pertorbat, s'allunta del punt, pero el factor opost al que s'incrementa o disminuïx pel destorbament (ya siga la gravetat o la velocitat induïda pel moment angular) també aumenta o disminuïx, curvant la trayectòria de l'objecte en una òrbita estable en forma de fesol al voltant del punt (vista en el marc de referència corrotante).

Generalment es pensa que els satèlits naturals deuen orbitar en la mateixa direcció en que trencada el planeta (conegut com a òrbita prograda). Per això, s'utilisa el terme lluna regular per a estes òrbites. No obstant, també és possible una òrbita retrògrada (en la direcció oposta al planeta), i el terme lluna irregular s'usa per a descriure les excepcions conegudes a esta regla; es creu que les llunes irregulars han segut insertades en òrbita per mig de captura gravitacional.[4]

Teories d'acreció

[editar | editar còdic]

Els discs d'acreció al voltant de planetes jagants poden formar-se de manera similar als discs al voltant d'estreles, dels quals es formen planetes (per eixemple, esta és una de les teories per a la formació dels sistemes de satèlits d'Urà,[5] Saturn i Júpiter). Este núvol primerenc de gas és un tipo de disc circumplanetario[6][7] conegut com a disc protosatelital (en el cas del sistema Terra-Lluna, el disc protolunar). Els models de gas durant la formació de planetes coincidixen en una regla general d'una proporció de massa planeta-satèlit(s) de 10.000:1[8] (una excepció notable és Neptú). L'acreció també es propon com una teoria per a l'orige del sistema Terra-Lluna; no obstant, el moment angular del sistema i el núcleu de ferro més chicotet de la Lluna no s'expliquen fàcilment per esta teoria.[9]

Discs d'enrunes

[editar | editar còdic]

Atre mecanisme propost per a la formació de sistemes de satèlits és l'acreció a partir d'enrunes. Alguns científics teorizan que les llunes galileanas són considerades per alguns com una generació més recent de llunes formades a partir de la desintegració de generacions anteriors de llunes acrecionadas.[10] Els sistemes d'anells són un tipo de disc circumplanetario que pot resultar de satèlits desintegrats prop del llímit de Roche. Estos discs podrien, en el temps, coalescer per a formar satèlits naturals.

Teories de colisió

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Teoria del gran impacte.


La colisió és una de les principals teories per a la formació de sistemes de satèlits, particularment els de la Terra i Plutó. Els objectes en un sistema d'este tipo poden ser part d'una família colisional i este orige pot verificar-se comparant els seus elements orbitales i composició. Les simulacions per computadora han demostrat que els impactes jagants podrien haver segut l'orige de la Lluna. Es pensa que la Terra primerenca va tindre múltiples llunes resultants de l'impacte jagant. Models similars s'han utilisat per a explicar la creació del sistema plutoniano, aixina com els de uns atres objectes del cinturó de Kuiper i asteroides. Esta també és una teoria predominant per a l'orige de les llunes de Mart. Abdós conjunts de troballes recolzen un orige de Fobos a partir de material expulsat per un impacte en Mart que es reacretó en l'òrbita marcianana.[11] La colisió també s'usa per a explicar peculiaritats en el sistema uraniano.[12][13] Models desenrollats en 2018 expliquen el gir inusual del planeta i recolzen una colisió oblicua en un objecte del doble del tamany de la Terra, que provablement es re-coalesció per a formar les llunes gelades del sistema.[14]

Teories de captura gravitacional

[editar | editar còdic]

Algunes teories sugerixen que la captura gravitacional és l'orige de la lluna principal de Neptú, Salamandra,[15] les llunes de Mart,[16] i la lluna de Saturn Febe.[17][18] Alguns científics han propost atmòsfera esteses al voltant de planetes jóvens com un mecanisme per a ralentisar el moviment d'objectes que passen per a facilitar la captura. Esta hipòtesis s'ha plantejat per a explicar les òrbites irregulars dels satèlits de Júpiter i Saturn, per eixemple.[19] Una senyal reveladora de la captura és una òrbita retrògrada, que pot resultar d'un objecte que s'acosta al costat del planeta cap al que està rotando.[4] La captura també s'ha propost com l'orige de la Lluna de la Terra. No obstant, en este últim cas, les proporcions d'isòtops casi idèntiques trobades en mostres de la Terra i la Lluna no s'expliquen fàcilment per esta teoria.[20]

Captura temporal

[editar | editar còdic]

S'ha trobat evidència del procés natural de captura de satèlits en l'observació directa d'objectes capturats per Júpiter. S'han observat cinc captures d'este tipo, la més llarga durant aproximadament dotze anys. Basat en models computacionals, es prediu que la futura captura del cometa 111P/Helin-Roman-Crockett durant 18 anys començarà en 2068.[21][22] No obstant, les òrbites capturades temporalment són altament irregulars i inestables, i els processos teorizados darrere de la captura estable poden ser excepcionalment rars.

Característiques i interaccions

[editar | editar còdic]

Els sistemes de satèlits naturals, particularment aquells que involucren múltiples objectes de massa planetària, poden tindre interaccions complexes que afecten a varis cossos o al sistema en general.

Sistemes d'anells

[editar | editar còdic]

Els sistemes d'anells són coleccions de pols còsmica, lunetas o atres objectes menuts. Els eixemples més notables són els de Saturn, pero els atres tres jagants gaseosos (Júpiter, Urà i Neptú) també tenen sistemes d'anells.

Atres objectes també han mostrat posseir anells. Haumea va ser el primer planeta nano i objecte transneptuniano en el que es va descobrir un sistema d'anells.[23] El centauro 10199 Chariklo, en un diàmetro d'aproximadament Error de Lua: expandTemplate: template "es:formatnum" does not exist., és l'objecte més chicotet en anells jamai descobert,[24] compost per dos bandes estretes i denses, de 6–7 km i 2–4 km d'ample, separades per un espai de Error de Lua: expandTemplate: template "es:formatnum" does not exist..[24][25] La lluna de Saturn Rea pot tindre un tènue sistema d'anells compost per tres bandes estretes i relativament denses dins d'un disc de partícules, el primer predit al voltant d'una lluna.[26]

Es pensava que la majoria dels anells eren inestables i es dissipaven en el transcurs de decenes o centenars de millons d'anys. No obstant, estudis dels anells de Saturn indiquen que podrien datar dels primers dies del sistema solar.[27] Les teories actuals sugerixen que alguns sistemes d'anells poden formar-se en cicles repetitius, acrecionándose en satèlits naturals que es desintegren tan pronte com alcancen el llímit de Roche.[28] Esta teoria s'ha utilisat per a explicar la longevitat dels anells de Saturn, aixina com les llunes de Mart.

Interaccions gravitacionals

[editar | editar còdic]

Configuracions orbitales

[editar | editar còdic]

Les lleis de Cassini descriuen el moviment dels satèlits dins d'un sistema[29] en els seus precesiones definides pel pla de Laplace.[30] La majoria dels sistemes de satèlits orbitan en el pla eclíptico del primari. Una excepció és la Lluna de la Terra, que orbita en el pla equatorial del planeta.[29]

Quan els cossos en òrbita eixercixen una influència gravitacional regular i periòdica entre sí, es coneix com a resonància orbital. Les resonàncies orbitales estan presents en varis sistemes de satèlits:

Atres possibles interaccions orbitales inclouen la libración i la configuració co-orbital. Les llunes de Saturn Jano i Epimeteo compartixen les seues òrbites, en una diferència en els semieixos majors menor que el diàmetro mig de qualsevol d'elles. La libración és un moviment oscilante percebut dels cossos en òrbita entre sí. El sistema de satèlits Terra-Lluna és conegut per produir este efecte.

Varis sistemes orbitan un centre de massa comuna i es coneixen com a companyers binarios. El sistema més notable és el sistema plutoniano, que també és un binario de planeta nano. Varis planetes menors també compartixen esta configuració, inclosos els «binarios verdaders» en masses casi iguals, com 90 Antiope i (66063) 1998 RO1. Algunes interaccions orbitales i configuracions binarias han causat que llunes més chicotetes adopten formes no esfèriques i «tomben» caóticamente en lloc de rotar, com en el cas de Nix, Hidra (llunes de Plutó) i Hiperión (lluna de Saturn).[32]

Interacció de marea

[editar | editar còdic]

L'energia de marea, inclosa l'acceleració de marea, pot tindre efectes tant en el primari com en els satèlits. Les forces de marea de la Lluna deformen la Terra i la hidrosfera; de manera similar, la calor generada per la fricció de marea en les llunes d'atres planetes és responsable de les seues característiques geològicament actives. Un eixemple extrem de deformitat física és l'enorme cresta equatorial de l'asteroide propenc a la Terra (66391) Moshup, creada per les forces de marea de la seua lluna; estes deformitat poden ser comunes entre els asteroides propencs a la Terra.[33]

Les interaccions de marea també fan que les òrbites estables canvien en el temps. Per eixemple, l'òrbita de Salamandra al voltant de Neptú està decaent, i es prediu que dins de 3.600 millons d'anys, açò farà que Salamandra passe dins del llímit de Roche de Neptú,[34] resultant en una colisió en l'atmòsfera de Neptú o en la ruptura de Salamandra, formant un gran anell similar al que es troba al voltant de Saturn.[34] Un procés similar està acostant a Fobos a Mart, i es prediu que en 50 millons d'anys colisionarà en el planeta o es trencarà en un anell planetari.[35] l'acceleració de marea, per un atre costat, allunta gradualment a la Lluna de la Terra, de modo que eventualment podria lliberar-se de la seua unió gravitacional i eixir del sistema.[36]

Destorbament i inestabilitat

[editar | editar còdic]

Encara que les forces de marea del primari són comuns en els satèlits, la majoria dels sistemes de satèlits permaneixen estables. La destorbament entre satèlits pot ocórrer, particularment en la formació primerenca, ya que la gravetat dels satèlits s'afecta mútuament, i pot resultar en l'expulsió del sistema o en colisions entre satèlits o en el primari. Les simulacions mostren que tals interaccions causen que les òrbites de les llunes internes del sistema d'Urà siguen caòtiques i possiblement inestables.[37] Part de l'activitat d'Ío es pot explicar pel destorbament de la gravetat d'Europa per la resonància de les seues òrbites. El destorbament s'ha sugerit com una raó per la qual Neptú no seguix la proporció de massa de 10.000:1 entre el planeta progenitor i les llunes colectives, com s'observa en tots els demés planetes jagants coneguts.[38] Una teoria del sistema Terra-Lluna sugerix que un segon companyer que es va formar al mateix temps que la Lluna va ser pertorbat per esta enjorn en l'història del sistema, causant que impactara en la Lluna.[39]

Interacció atmosfèrica i magnètica

[editar | editar còdic]

Alguns sistemes de satèlits han mostrat interaccions gaseoses entre objectes. Eixemples notables inclouen els sistemes de Júpiter, Saturn i Plutó. El bou de plasma de Ío és una transferència d'oxigen i sofre des de la tènue atmòsfera de la lluna volcànica de Júpiter, Ío, i atres objectes, inclosos Júpiter i Europa. Un bou d'oxigen i hidrogen produït per la lluna de Saturn, Encélado, forma part de l'anell I al voltant de Saturn. També s'ha modelat la transferència de gas nitrogen entre Plutó i Caronte[40] i s'espera que siga observable per la sonda New Horizons. Es prediuen bous similars produïts per la lluna de Saturn Titán (nitrogen) i la lluna de Neptú Salamandra (hidrogen).

S'han observat interaccions magnètiques complexes en els sistemes de satèlits. Més notablement, l'interacció del fort camp magnètic de Júpiter en els de Ganímedes i Ío. Les observacions sugerixen que tals interaccions poden causar la pèrdua de atmòsfera de les llunes i la generació de auroras espectaculars.

Història

[editar | editar còdic]

La noció de sistemes de satèlits és anterior a l'història. La Lluna va ser coneguda pels primers humans. Els primers models d'astronomia es basaven en cossos celests (o una «esfera celest») orbitando la Terra. Esta idea es coneixia com geocentrismo (a on la Terra és el centre de l'univers). No obstant, el model geocéntrico generalment no acomodava la possibilitat de que els cossos celests orbitaran atres planetes observats, com Venus o Mart.

Seleuco de Seleucia (190 a. C.) va fer observacions que podrien haver inclós el fenomen de les mareas,[41] que supostament teorizó que eren causades per l'atracció de la Lluna i per la revolució de la Terra al voltant d'un centre de massa Terra-Lluna.

A mida que el heliocentrismo (la doctrina de que el Sol és el centre de l'univers) va començar a guanyar popularitat en el sigle XVI, l'enfocament es va traslladar als planetes i l'idea de sistemes de satèlits planetaris va perdre favor general. No obstant, en alguns d'estos models, el Sol i la Lluna haurien segut satèlits de la Terra.

Nicolás Copérnico va publicar un model en el que la Lluna orbitaba al voltant de la Terra en el Dē revolutionibus orbium coelestium (Sobre les revolucions de les esferes celests), en l'any de la seua mort, 1543.

No va ser fins al descobriment de les llunes galileanas en 1609 o 1610 per Galileo, que es va trobar la primera prova definitiva de cossos celests orbitando planetes.

La primera sugerència d'un sistema d'anells va ser en 1655, quan Christiaan Huygens va pensar que Saturn estava rodejat d'anells.[42]

La primera sonda en explorar un sistema de satèlits distint al de la Terra va ser Mariner 7 en 1969, que va observar Fobos. Les sondes bessones Voyager 1 i Voyager 2 varen ser les primeres en explorar el sistema joviano en 1979.

Zones i habitabilitat

[editar | editar còdic]

Basat en models de calfament per marea, els científics han definit zones en els sistemes de satèlits de manera similar als dels sistemes planetaris. Una d'estes zones és la zona habitable circumplanetaria (o «vora habitable»). Segons esta teoria, les llunes més propenques al seu planeta que la vora habitable no poden soportar aigua líquida en la seua superfície. Quan s'inclouen els efectes dels eclipses, aixina com les restriccions de l'estabilitat orbital d'un satèlit, es troba que, depenent de l'excentricitat orbital d'una lluna, hi ha una massa mínima d'aproximadament 0,2 masses solars per a que les estreles alberguen llunes habitables dins de la zona habitable estelar.[43]

L'entorn magnètic de les exolunas, que és críticament desencadenat pel camp magnètic intrínsec del planeta amfitrió, s'ha identificat com un atre efecte en l'habitabilitat de les exolunas.[44] Més notablement, es va trobar que les llunes a distàncies d'entre aproximadament 5 i 20 radis planetaris d'un planeta jagant poden ser habitables des del punt de vista de l'allumenament i el calfament per marea, pero l'magnetosfera planetària influiria críticament en la seua habitabilitat.

Vore també

[editar | editar còdic]

Notes

[editar | editar còdic]
  1. ↑ Més precisament, 25+6212 ≈ 24,9599357944

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ Sheppard, Scott S.. «The Jupiter Satellite and Moon Page» (en anglés).
  2. ↑ Wayback Machine.
  3. ↑ «The Lagrange Points» (en anglés).The Lagrange Points , Neil J. Cornish with input from Jeremy Goodman
  4. ↑ 4,0 4,1 Encyclopedia of the solar system.Academic Press.
  5. ↑ Mousis, O. (2004). “Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition”. Astronomy & Astrophysics 413: 373–380. doi:10.1051/0004-6361:20031515. Bibcode: 2004A&A...413..373M.
  6. ↑ D'Angelo, G.. “Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks”. The Astrophysical Journal 806 (1): 29pp. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. Bibcode: 2015ApJ...806..203D.
  7. ↑ “Circumplanetary Disk Formation” (2010). The Astronomical Journal 140 (5): 1168–1193. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1168. ISSN 0004-6256. Bibcode: 2010AJ....140.1168W.
  8. ↑ Bat et al 2003 (Monthly Notices of RSA, vol. 341, pp. 213-229)
  9. ↑ «The Formation of the Moon» (en anglés).
  10. ↑ Chown, Marcus. «Cannibalistic Jupiter nugue its early moons» (en anglés). New Scientist. Consultat el 18 de març de 2009.
  11. ↑ «Mars Moon Phobos Likely Forged by Catastrophic Blast» (en anglés). space.com. Consultat el 1 d'octubre de 2010.
  12. ↑ Hunt, Garry I. (1989). Atles of Uranus (en anglés), Cambridge University Press, pp. 78–85. ISBN 978-0-521-34323-7.
  13. ↑ “Explaining why the uranian satellites have equatorial prograde orbits despite the large planetary obliquity” (2012). Icarus 219 (2): 737–740. doi:10.1016/j.icarus.2012.03.025. ISSN 0019-1035. Bibcode: 2012Icar..219..737M.
  14. ↑ “Consequences of Giant Impacts on Early Uranus for Rotation, Internal Structure, Debris, and Atmospheric Erosion” (2018). The Astrophysical Journal 861 (1): 52. doi:10.3847/1538-4357/aac725. ISSN 1538-4357. Bibcode: 2018ApJ...861...52K.
  15. ↑ “Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter” (2006). Nature 441 (7090): 192–4. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. Bibcode: 2006Natur.441..192A.
  16. ↑ Wayback Machine.
  17. ↑ “Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System” . Nature 435 (7038): 69–71. doi:10.1038/nature03384. PMID 15875015. Bibcode: 2005Natur.435...69J.
  18. ↑ Martinez, C.. «Scientists Discover Pluto Kin Is a Member of Saturn Family» (en anglés). Cassini–Huygens News Releases.
  19. ↑ «Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System».Annual Review of Astronomy and Astrophysics.45(1)
    261–295.doi:10.1146/annurev.astre.44.051905.092459.
  20. ↑ Wiechert, O.. “Oxygen Isotopes and the Moon-Forming Giant Impact”. Science 294 (12): 345–348. doi:10.1126/science.1063037. PMID 11598294. Bibcode: 2001Sci...294..345W.
  21. ↑ “Quasi-Hilda comet 147P/Kushida-Muramatsu. Another long temporary satellite capture by Jupiter” . Astronomy and Astrophysics 489 (3): 1355–1362. doi:10.1051/0004-6361:200810321. Bibcode: 2008A&A...489.1355O.
  22. ↑ Kerensa McElroy. «Captured comet becomes moon of Jupiter» (en anglés). Cosmos Online. Consultat el 14 de setembre de 2009.
  23. ↑ “The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation” (2017). Nature 550 (7675): 219–223. doi:10.1038/nature24051. PMID 29022593. Bibcode: 2017Natur.550..219O.
  24. ↑ 24,0 24,1 “A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo” . Nature 508 (7494): 72–75. doi:10.1038/nature13155. PMID 24670644. Bibcode: 2014Natur.508...72B.
  25. ↑ Klotz, Irene (27 de març de 2014). «Step aside Saturn: Little asteroid has rings too» (en anglés). Thomson Reuters. Consultat el 28 de març de 2014.
  26. ↑ Jones, Geraint H.. “The Dust Halo of Saturn's Largest Icy Moon, Rhea”. Science 319 (5868): 1380–1384. AAAS. doi:10.1126/science.1151524. PMID 18323452. Bibcode: 2008Sci...319.1380J.
  27. ↑ «Saturn's Rings May Be Old Timers» (en anglés). NASA (News Release 2007-149). Consultat el 11 d'abril de 2008.
  28. ↑ «Saturn's moons could reassemble after a cosmic smash-up» (en anglés).
  29. ↑ 29,0 29,1 V V Belet︠s︡kiĭ. Essays on the Motion of Celestial Bodies (en anglés), Birkhäuser, p. 183. ISBN 978-3-7643-5866-2.
  30. ↑ “Satellite dynamics on the Laplace surface” (2009). The Astronomical Journal 137 (3): 3706–3717. doi:10.1088/0004-6256/137/3/3706. Bibcode: 2009AJ....137.3706T.
  31. ↑ Matson, J.. «New Moon for Pluto: Hubble Telescope Espots a 5th Plutonian Satellite» (en anglés). Scientific American web site. Consultat el 12 de juliol de 2012.
  32. ↑ «Pluto's Moons Llaure Even Weirder Than Thought» (en anglés).
  33. ↑ “Radar Imaging of Binary Near-Earth Asteroid (66391) 1999 KW4” (2006). Science 314 (5803): 1276–1280. doi:10.1126/science.1133622. ISSN 0036-8075. PMID 17038586. Bibcode: 2006Sci...314.1276O.
  34. ↑ 34,0 34,1 “Tidal evolution in the Neptune-Triton system” . Astronomy and Astrophysics 219 (1–2): L23–L26. Bibcode: 1989A&A...219L..23C.
  35. ↑ «NASA – Phobos» (en anglés). Solarsystem.nasa.gov. Consultat el 4 d'agost de 2014.
  36. ↑ Robert Roy Britt. «Earth's moon could become a planet» (en anglés). CNN Science & Space. Consultat el 25 de novembre de 2009.
  37. ↑ “The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics” . Science 311 (5763): 973–977. doi:10.1126/science.1122882. PMID 16373533. Bibcode: 2006Sci...311..973S.
  38. ↑ Naeye, R.. “How Moon Mass is Maintained”. Sky & Telescope 112 (3). Bibcode: 2006S&T...112c..19N.
  39. ↑ “Forming the llunar farside highlands by accretion of a companion moon” (2011). Nature 476 (7358): 69–72. doi:10.1038/nature10289. ISSN 0028-0836. PMID 21814278. Bibcode: 2011Natur.476...69J.
  40. ↑ “Gas transfer in the Pluto–Charon system: A Charon atmosphere” (2015). Icarus 246: 291–297. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.002. ISSN 0019-1035. Bibcode: 2015Icar..246..291T.
  41. ↑ Russo, Lucio (2003). Flussi i riflussi (en Italià), Feltrinelli. ISBN 88-07-10349-4.
  42. ↑ Alexander, A. F. O'D.. “The Planet Saturn”. Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society 88 (377): 108–109. Faber and Faber Limited. doi:10.1002/qj.49708837730. Bibcode: 1962QJRMS..88..366D.
  43. ↑ Heller, René. “Exomoon habitability constrained by energy flux and orbital stability”. Astronomy and Astrophysics 545: L8. doi:10.1051/0004-6361/201220003. Bibcode: 2012A&A...545L...8H.
  44. ↑ Heller, René. “Magnetic shielding of exomoons beyond the circumplanetary habitable edge”. The Astrophysical Journal Letters 776 (2): L33. doi:10.1088/2041-8205/776/2/L33. Bibcode: 2013ApJ...776L..33H.

Referències

[editar | editar còdic]
Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Sistema_de_satèlits&oldid=902794»