¿Conoces el Límite de Roche? Descúbrelo Aquí

Podemos mencionar que el límite de Roche es una especie de frontera que delimita la distancia permita mínima, la cual es capaz de tolerar y soportar a distintos elementos-objetos los cuales son capaces de mantener intacta su composición estructural.

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¿Qué es el límite de roche?

En astronomía, se llama a Roche limitar la distancia mínima que puede soportar un objeto que mantiene su estructura sólo por su propia gravedad y orbitando un cuerpo macizo, sin empezar a desmoronarse debido a las fuerzas de corriente generadas por el objeto principal.

En el marco de Roche, la potencia de gravedad del cuerpo central en los extremos más cercanos y distantes del satélite supera la gravedad del satélite, y esto puede ser destruido por las fuerzas de marea. El nombre proviene del astrónomo francés Rdo-border Édouard Roche, quien sugirió este efecto por primera vez y calculó este límite teórico en 1848.

Se estableció que el límite de Roche depende, por tanto, de la gravedad de un cuerpo central significativamente, pero también las características de densidad por satélite, pues no debe confundirse con el lóbulo de Roche, un concepto teórico, también propuesto por Edward Roche y describiendo el límite en el que un objeto de masa baja en un mercado dominado por dos mayor sistema de cuerpos es capturado por uno de ellos.

Sin embargo, cualquier objeto en su superficie puede ser bombardeado por fuerzas de marea. Un cuerpo con menos cohesión, como un cometa, será destruido cuando cruce su límite de Roche. El Shoemaker-Levy 9 cometa atravesó el límite de la Roche de Júpiter en julio de 1992, rompiendo en numerosos fragmentos. En 1994, los restos del cometa alcanzaron la superficie del planeta.

Lóbulo de roche

El lóbulo de Roche es la región en el espacio alrededor de una estrella en un sistema binario en el que el material circulante se une gravitacionalmente a esa estrella. Si la estrella se expande más allá de su lóbulo de Roche, el material del lóbulo exterior se atrae hacia la segunda estrella, que puede caer en una acumulación de disco. (Ver Articulo: Manantiales)

Concepto

El concepto de lóbulo de Roche apareció en una publicación de 1873, Essai sur la constitución et l  ‘origine du système sola.

Roche lóbulo difiere del límite de Roche en el último representa la distancia en la que una órbita maciza objeto un cuerpo central se romper debido a los efectos de las fuerzas de marea. Ambos conceptos fueron formulados y estudiados matemáticamente por el astrónomo francés Édouard Roche (1820-1883).

Formas de potencial

El lóbulo de Roche es similar a una gota de agua estirada con el vértice apuntando gota y el objeto secundario ubicado en la forma punto L1 Lagrange.

El lóbulo de Roche se define como el área de ecualización de gravedad máxima de un solo sistema binario. Casi todas las estrellas de igual potencial gravitatorio son aproximadamente esféricas y concéntricas en cada estrella y, lejos del sistema binario, las superficies elipsoidales equipotentes se extienden paralelas a los centros de dos estrellas. La superficie equipotencial crítica entre los dos casos en forma de ocho define los dos lóbulos de Roche.

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Cálculo del potencial

Para calcular la energía potencial, es necesario utilizar un sistema de referencia que gira con el sistema binario. Como este sistema de referencia no es inercial, los potenciales gravitatorios de cada estrella deben ser complementados por un representante pseudopotencial de la fuerza centrífuga. El pseudopotencial es proporcional al cuadrado de la distancia en cada punto al eje de rotación del sistema.

La materia que se mueve en el sistema de referencia rotativo experimenta los efectos de una fuerza de Coriolis no conservadora y, por lo tanto, no puede derivarse de un potencial escalar.

Cuando uno de los dos cuerpos centrales crece más allá del lóbulo de Roche, el material fuera del lóbulo penetra en el interior del lóbulo de Roche del otro objeto. Este proceso puede ser destructivo para el primer objeto y que la masa pierde, su lóbulo de Roche se encoge dejando aún más material hacia el exterior y acelerando la desintegración en favor de un aumento en la masa de otro objeto, se expande lóbulo de Roche progresivamente.

Flujo de masa entre las estrellas

El flujo de material a través del lóbulo de Roche es responsable de una serie de fenómenos, tales como astronómicas nuevas y recurrentes (estrellas binarias con un gigante rojo y un enano blanco suficientemente cerca para el material de los movimientos gigantes para la enana blanca), Binarios de rayos X y pulsares de milisegundos.

Puntos de Lagrange

Los puntos de Lagrange, también llamados puntos L o puntos de libración, se trata de una de las cinco posiciones en un sistema orbital en el cual un objeto de normalmente dimensiones pequeñas, solo se ve afectado por la gravedad, teóricamente puede ser estacionario con relación a dos objetos relacionados y fusionados entre sí, como un satélite artificial con respecto a la Tierra y la Luna.

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Los puntos de Lagrange marcan posiciones donde la gravedad combinada de los dos cuerpos proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar de forma sincrónica con el más pequeño de ellos. Son análogos con rutas geoestacionarias que permiten que un objeto esté en una posición «fija» en el espacio en lugar de una ruta donde su posición relativa cambia continuamente.

Para una definición un tanto mas simplificada y mas sencilla, pero técnica es que los puntos lagrangianos son las soluciones estacionarias al problema de los tres órganos limitados a las trayectorias circulares. Por ejemplo, si puede haber dos cuerpos en una trayectoria circular alrededor de su centro de masa común, hay cinco posiciones en el espacio donde se pueden colocar terceros cuerpos de masa insignificante en comparación con los otros dos y mantener su posición en relación con los dos cuerpos grandes .

Visto desde un marco de referencia giratorio que gira con el mismo período que los dos circuitos que interactúan, el campo de gravedad de los cuerpos grandes en combinación con la fuerza centrífuga se compensa en los puntos de Lagrange, lo que hace que el tercer cuerpo permanezca estacionario con respecto a los dos primeros. (Ver Articulo: Minerales)

Historia y conceptos

En 1772, el matemático franco-francés Joseph-Louis Lagrange trabajó en el problema conocido con los tres cuerpos cuando descubrió una característica interesante. Originalmente, traté de descubrir una forma de calcular fácilmente la interacción gravitacional de un número arbitrario de cuerpos en un sistema.

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La mecánica de Newton determina que un sistema de este tipo gira caótico hasta que se produce una colisión o se descarga uno de los cuerpos del sistema y se logra el equilibrio mecánico. Es muy fácil resolver el caso con dos cuerpos que giran alrededor del centro de gravedad común. Sin embargo, si se introduce un tercer cuerpo o más, los cálculos matemáticos son muy complicados, ya que debe calcularse la suma de todas las interacciones de gravedad de cada objeto en cada punto a lo largo de su trayectoria.

Sin embargo, Lagrange lo haría más fácil, y lo hizo con una hipótesis simple: el camino de un objeto se determina al encontrar un rumbo que minimice la acción a lo largo del tiempo. Esto se calcula restando la energía potencial de la energía cinética.

El desarrollo de esta hipótesis, reformó la mecánica clásica de Lagrange Newton para dar lugar a la mecánica lagrangiana. Con su nueva forma de calcular el trabajo de Lagrange fue predecir un tercer cuerpo de masa insignificante en circulación alrededor de dos cuerpos más grandes que ya giraban en su camino casi circular.

En un sistema de referencia que gira con los cuerpos más grandes, encontró cinco puntos fijos específicos en los que el tercer cuerpo que sigue la circulación de aquellos con masas más grandes está expuesto a fuerza cero. Estos puntos se llaman puntos de Lagrange a su gloria.

Tanto la tierra como el sol se afectan mutuamente a través de sus fuerzas de gravedad. Esto significa que incluso si el sol causa mareas en el suelo, lo que a su vez causa perturbaciones en el movimiento del sol. De hecho, ambos cuerpos (sistemas Sol-Tierra) se mueven alrededor del punto denominado centro de masa o centro de gravedad, que está cerca del centro del Sol debido a las diferentes masas de ambos cuerpos y mucha más influencia del Sol debido a su masa.

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En el caso del sistema Sun-Jupiter, el centro de gravedad está cerca de la superficie del sol. Además, dado que la masa de un satélite artificial es insignificante en relación con los cuerpos mencionados anteriormente, su masa no tiene un impacto significativo en el peso de los tres.

Las leyes de Kepler describen fácilmente el comportamiento de dos cuerpos que giran alrededor uno del otro. La tercera ley que dice que el cuadrado de su período orbital (el tiempo requerido para caminar alrededor del sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia promedio con el sol. Por esta razón, el aumento en el radio provoca un aumento en el período orbital, por lo tanto, dos cuerpos ubicados a diferentes distancias del sol nunca tendrán un movimiento sincronizado.

Las simplicidades de las leyes de Kepler no son válidas si se consideran las interacciones entre varios cuerpos en lugar de dos o tres, como en el sistema solar.

Incluso si solo se considera un grupo de tres, el sol, la tierra y un satélite artificial, las predicciones son complicadas. Así, un satélite que está en la línea Sol-Tierra y entre ellos tiene un período orbital de menos de un año, pero si está a una distancia de 1.5 millones de kilómetros del suelo, en lo que más adelante se llamará L1, Atracción de el suelo disminuye la salida del sol y su período es el mismo que el de la tierra. Las distancias más pequeñas no significan un período más corto.

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