por Fraser Cain , Universe Today
Casi todos los planetas del sistema solar tienen lunas. La Tierra tiene una luna, Marte tiene Fobos y Deimos, y Júpiter y Saturno tienen 67 y 62 lunas con nombre oficial, respectivamente. Incluso el planeta enano Plutón, recientemente destituido, tiene cinco lunas confirmadas: Caronte, Nix, Hidra, Kerberos y Estigia. E incluso asteroides como 243 Ida pueden tener satélites en su órbita (en este caso, Dactyl). Pero ¿qué pasa con Mercurio?
Si las lunas son una característica tan común en el sistema solar, ¿por qué Mercurio no tiene ninguna? Sí, si uno se preguntara cuántos satélites tiene el planeta más cercano al sol, esa sería la respuesta corta. Pero responderla más a fondo requiere que examinemos el proceso a través del cual otros planetas adquirieron sus lunas, y ver cómo se aplican (o dejan de aplicarse) a Mercurio.
Para desglosarlo todo, hay tres formas en las que un cuerpo puede adquirir un satélite natural. Estas causas se han determinado gracias a muchas décadas de astrónomos y físicos estudiando las distintas lunas del sistema solar, y aprendiendo sobre sus órbitas y composiciones. Como resultado, los científicos tienen una buena idea de la procedencia de estos satélites y de cómo llegaron a orbitar sus respectivos planetas.
Causas de los satélites naturales:
En primer lugar, un satélite (o varios) puede formarse a partir de un disco circunplanetario de material que orbita alrededor de un planeta -similar a un disco protoplanetario alrededor de una estrella-. En este escenario, el disco se une gradualmente para formar cuerpos más grandes, que pueden o no ser lo suficientemente masivos como para experimentar el equilibrio hidrostático (es decir, convertirse en esféricos). Así es como se cree que Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno adquirieron la mayoría de sus satélites más grandes.
En segundo lugar, los satélites pueden adquirirse cuando un cuerpo pequeño es capturado por la gravedad de un cuerpo mayor. Se cree que éste es el caso de las lunas de Marte, Fobos y Deimos, así como de las lunas más pequeñas e irregulares de Júpiter, Saturno, Neptuno y Urano. También se cree que la mayor luna de Neptuno, Tritón, fue en su día un objeto transneptuniano (TNO) que fue expulsado del Cinturón de Kuiper y luego capturado por la gravedad de Neptuno.
Por último, existe la posibilidad de que las lunas sean el resultado de colisiones masivas que hicieron que un planeta expulsara parte de su material al espacio, que luego se fusionó para formar un satélite en órbita. En general, se cree que fue así como se formó la Luna, cuando un objeto del tamaño de Marte (a menudo denominado Theia) colisionó con ella hace 4.500 millones de años.
Esfera de Hill:
También conocida como esfera de Roche, una esfera de Hill es una región alrededor de un cuerpo astronómico donde domina la atracción de los satélites. El borde exterior de esta región constituye una superficie de velocidad cero, es decir, una superficie que un cuerpo con una energía determinada no puede atravesar, ya que tendría una velocidad nula en la superficie. Para orbitar un planeta, una luna debe tener una órbita que se encuentre dentro de la esfera de Hill del planeta.
En otras palabras, una esfera de Hill se aproxima a la esfera de influencia gravitatoria de un cuerpo más pequeño frente a las perturbaciones de un cuerpo más masivo (es decir, la estrella madre). Así, cuando se trata de objetos del sistema solar, todo lo que esté dentro de la esfera de Hill de un planeta estará ligado a ese planeta, mientras que todo lo que esté fuera de ella estará ligado al sol.
Un ejemplo perfecto de esto es la Tierra, que es capaz de mantener a la luna en su órbita frente a la abrumadora gravedad del sol, porque orbita dentro de la esfera de Hill de la Tierra. Por desgracia, esta es la razón por la que Mercurio no tiene lunas propias. Categóricamente, no está en condiciones de formar una, capturar una o adquirir una a partir de material expulsado a la órbita. Y he aquí por qué:
Tamaño y órbita de Mercurio:
Dado el pequeño tamaño de Mercurio (el planeta más pequeño del ) y su proximidad al sol, su gravedad es demasiado débil (y su esfera de Hill demasiado pequeña) para retener un satélite natural. Básicamente, si un objeto grande se acercara a Mercurio hoy en día, hasta el punto de entrar en su esfera de Hill, probablemente sería arrebatado por la gravedad del sol en su lugar.
Otra forma en la que Mercurio no podría haber adquirido una luna tiene que ver con la escasez de material en su órbita. Esto puede deberse a los vientos solares y a los radios de condensación de los materiales más ligeros, en los que las trazas de sustancias como el hidrógeno y el metano permanecieron en forma gaseosa más cerca del sol durante la formación de Mercurio, y de ahí fueron arrastradas. Esto dejó sólo elementos como el hierro y el níquel en forma sólida, que luego se fusionaron para formar Mercurio y los otros planetas terrestres.
Durante un tiempo, a principios de la década de 1970, los astrónomos pensaron que Mercurio podría tener una luna. Los instrumentos a bordo de la nave espacial Mariner 10 de la NASA detectaron grandes cantidades de radiación ultravioleta en las proximidades de Mercurio que los astrónomos creían que no pertenecían a ese lugar. Por ello, algunos teorizaron que esta radiación procedía de una luna cercana. Por desgracia, la radiación desapareció al día siguiente, y más tarde se descubrió que la fuente era en realidad una estrella lejana.
Por desgracia, parece que los planetas que están demasiado cerca del sol, como Mercurio y Venus, están destinados a quedarse sin satélites naturales. Es bueno, entonces, que los terrícolas hayamos tenido la suerte de vivir en un mundo que está lo suficientemente lejos del sol y tiene una esfera de Hill lo suficientemente grande como para mantener un satélite. ¡También tenemos la suerte de que la colisión masiva que creó nuestra Luna ocurriera hace tanto tiempo!