JyQ
Madmaxista
- Desde
- 29 Jul 2009
- Mensajes
- 9.434
- Reputación
- 14.070
Posible explicación:
Ley de Resonancia Orbital Gravitatoria
Ley de Resonancia Orbital Gravitatoria
Todo cuerpo planetario en órbita, dentro de un sistema estelar, que tenga un período orbital X, tiende a sacar de sus órbitas a los planetas de menor tamaño cuyo período orbital sea un múltiplo o fracción entera de X.
Para comprender esta ley examinemos detenidamente el siguiente caso: El planeta A orbita en torno al Sol en un período de 600 días. El planeta B, más pequeño, tarda 300 días en orbitar en torno al Sol.
Cada vez que A da una vuelta al Sol, B ha dado dos vueltas. En su momento de mayor acercamiento existe una apreciable fuerza gravitatoria entre ambos planetas, y eso hace que ambos planetas alteren ligeramente sus órbitas, aunque lógicamente el planeta B, que tiene menos masa, sufre una desviación mayor que el A. Cuando B ha dado una vuelta completa, A ha dado sólo media, es decir que se encontrará al otro extremo del Sol y en esa ocasión no se producirá deformación de la órbita, pero al año siguiente B volverá a pasar a la distancia más corta del planeta A y de nuevo volverá a producirse esa pequeña deformación.
El planeta A tenderá a deformar ligeramente su órbita, achatándose en la zona donde cada 600 días se cruza con B, mientras que el planeta B tiende a estirar su órbita, y al ser más pequeño la deformación que sufre es mayor.
Tarde o temprano la órbita de B es tan alargada que podrá llegar a chocar con otro cuerpo planetario o incluso con el mismo planeta A.
El tiempo necesario para que esto ocurra dependerá de las masas de los planetas implicados, de las distancias entre ellos y de si hay otros planetas en el sistema, pero puede rondar entre unos millones de años y miles de millones.
Volvamos a tomar el caso de A, pero ahora supongamos que B necesita 400 días en hacer su recorrido, es decir, dos tercios de la órbita de A. Esto también significa, tengámoslo en cuenta, que ambas órbitas están más cercanas entre sí, y por consiguiente el tirón gravitatorio en cada acercamiento será también mayor.
Mientras B completa una órbita, A recorrerá dos tercios de la suya, al recorrer B la segunda órbita, A habrá completado una vuelta y un tercio, y exactamente al cumplir la tercera vuelta volverán a coincidir en su punto de máximo acercamiento. Es decir, que A y B solo se acercarán cada 1200 días, pero el hecho de que la órbita de B sea más cercana implicará que el tiempo necesario para desestabilizar la órbita de B también será un tiempo similar al primer caso.
Tomemos ahora el caso de que B necesite solo 200 días (un tercio de A) para completar su órbita. Mientras B da su primera vuelta, A solo ha recorrido un tercio de órbita. Al recorrer media vuelta más se cruza con A pero esta vez en el extremo opuesto de la órbita solar, y trescientos días más tarde volverán a acercarse en la posición de origen. Vemos pues que en este caso se producen dos cruces en dos lugares distintos de la órbita, en lugares diametralmente opuestos, y por consiguiente se producen dos tirones gravitatorios por ciclo, en dos lugares opuestos del sistema solar pero ambos tienden a estirar la órbita de B, por lo que el efecto es mayor.
Y este efecto mayor también se compensa con el hecho de que entre una órbita de 600 días y otra de 200 la distancia es bastante mayor y por consiguiente el tirón gravitatorio es más débil.
Tomemos ahora el caso de que B orbite en 250 días. En este caso la razón entre los períodos orbitales es de 250/600. Para calcular el tiempo que ambos planetas volverán a su posición de origen buscaremos el Mínimo Común Múltiplo, que en este caso es 3000 días, habiendo dado A cinco vueltas mientras que B habrá dado doce. En esta carrera vemos que A y B han estado a la mínima distancia en siete ocasiones distintas, y habrán sufrido siete tirones gravitatorios, pero esos siete tirones se habrán producido en siete direcciones diferentes y el resultado no será como en los anteriores casos de un estiramiento de la órbita, sino más bien que la órbita tenderá a hacerse más circular y estable.
Si ahora realizásemos los mismos cálculos suponiendo en B períodos orbitales mayores que los de A, es decir, siendo B un planeta exterior a A, veríamos que también en este caso las órbitas coincidentes tenderán ser deformadas y eliminadas mientras que permanecerán estables aquellas órbitas cuyos períodos impliquen muchos cruces en todas direcciones antes de volver a la posición original.
En el caso particular de nuestro sistema solar, consideremos que en el origen del mismo se formaron miles de planetesimales a muy diferentes distancias del Sol y con diversos períodos orbitales. El planetesimal que dio origen a Júpiter fue limpiando durante millones de años las órbitas resonantes más coincidentes con la suya y los planetesimales cribados chocaron con otros que aún siendo más estables pudieron ver alterada su órbita debido a los gigantescos choques planetarios que se produjeron. Y a su vez, cada uno de los planetesimales menores hacía su criba particular, eliminando a los planetesimales aún menores cuyo período orbital fuera resonante con el mismo.
Y el proceso aún no ha terminado.
El mismo cinturón de asteroides es una prueba de que en algún momento más o menos reciente (quizás 65 millones de años) dos planetas chocaron provocando un cataclismo que cambió el aspecto de nuestro sistema solar.
Los planetas que conocemos actualmente ocupan órbitas que tienen muy poca resonancia entre sí, de ahí que puedan pasar muchos millones de años antes de que seamos testigos de una nueva colisión planetaria.
