Si te gusta la astronomía, es posible que en cuanto hayas comenzado a curiosear sobre el Sistema Solar y las mecánicas orbitales, te hayas encontrado con un término un tanto críptico: la resonancia orbital. Además, para empeorarlo, es posible que hasta te lo hayas encontrado sin muchas explicaciones… por ejemplo: La Luna está en resonancia 1:1. ¿Qué significa?

Es un fenómeno gravitacional

Un Sistema Solar caótico. Crédito: Dana Berry, National Geographic
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Un Sistema Solar caótico.
Crédito: Dana Berry, National Geographic

En su concepto más simple, la resonancia orbital es simplemente el nombre que recibe un fenómeno gravitacional en el que dos objetos celestes orbitan alrededor de otro en sincronía. El caso más conocido seguramente sea el de Plutón y Neptuno, que están en una resonancia orbital 2:3. Es decir, por cada 2 vueltas alrededor del Sol de Plutón, Neptuno da 3. En este caso, el objeto de referencia es el Sol.

Otro muy conocido es el de los satélites galileanos (fueron descubiertos por Galileo): Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. De estos 4, Ganímedes, Europa e Ío están en resonancia 1:2:4. Como son satélites de Júpiter, lo que queremos decir es que por cada vuelta de Ganímedes, Europa completa 2, e Ío 4 (y sin tener más información al respecto, esto también te sirve para concluir que el objeto más cercano de los tres es Ío, el siguiente es Europa, y el más lejano es Ganímedes).

El efecto de la resonancia orbital

En el hueco de Colombo hay un "ringlet" (esa zona más brillante) que está gobernada por la resonancia orbital de Titán con Saturno. Crédito: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute
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En el hueco de Colombo hay un “ringlet” (esa zona más brillante e dentro del hueco) que está gobernada por la resonancia orbital de Titán con Saturno.
Crédito: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute

Las resonancias pueden tener efectos en un lapso de tiempo en particular (tanto a corto como a largo plazo), y pueden tanto estabilizar las órbitas de los objetos en cuestión, como desestabilizarlas. Por ejemplo, volviendo a la resonancia 3:2 de Plutón y Neptuno, se trata de una resonancia estabilizadora. Es decir, cada vez que Plutón (y los plutinos, objetos menores en la órbita de Plutón) se acercan al perihelio, y por tanto a la órbita de Neptuno, Neptuno siempre está lejos.

Hubo muchos otros objetos en esta misma región, que cruzaban la órbita de Neptuno, y que fueron expulsados por las perturbaciones gravitacionales del planeta por no estar en esa resonancia (hay otras resonancias que permiten que los objetos transneptunianos no sean expulsados del Sistema Solar, no es la única que funciona). Del mismo modo, en el cinturón de asteroides hay regiones en los que se dan resonancias de 3:2, 4:3 y 1:1 con Júpiter (recuerda, el número menor es siempre el del objeto más alejado respecto a nuestra referencia, en este caso Júpiter está más lejos que el cinturón de asteroides). En concreto, en la resonancia 3:2 se encuentran los asteroides de la familia Hilda, en la resonancia 4:3 los asteroides de la familia Thule… y la resonancia orbital 1:1, en realidad, no se refiere al cinturón de asteroides, si no a los asteroides troyanos. Es decir, aquellos que orbitan en la misma distancia de Júpiter, dentro de los puntos de Lagrange L4 y L5 y tardan lo mismo en completar una vuelta alrededor del Sol.

En esta imagen puedes ver la distribución de asteroides en el cinturón. Como verás, los huecos de Kirkwood son fácilmente identificables por su baja densidad de asteroides. Crédito: Alan Chamberlain, JPL/Caltech
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En esta imagen puedes ver la distribución de asteroides en el cinturón. Como verás, los huecos de Kirkwood son fácilmente identificables por su baja densidad de asteroides.
Crédito: Alan Chamberlain, JPL/Caltech

¿Qué sucede cuando los dos objetos en cuestión no se mueven en una sincronización que haga que nunca estén demasiado cerca? La órbita se desestabiliza (y en realidad, es lo más habitual para los objetos celestes pequeños). De hecho, volviendo al cinturón de asteroides, hay regiones a las que llamamos huecos de Kirkwood porque la densidad de asteroides es mucho más baja que en el resto del cinturón. Es especialmente visible en las zonas que tendrían resonancias 3:1, 5:2, 7:3 y 2:1 con Júpiter.

Los asteroides que se encontraban allí han sido expulsados por las interacciones gravitacionales con Júpiter (aunque hay asteroides de cuando en cuando, terminan teniendo una órbita muy excéntrica que provoca que terminen teniendo algún encuentro cercano con los planetas interiores, lo que hace que pierdan la resonancia (y la órbita) con Júpiter. En los anillos de Saturno sucede lo mismo, pero el responsable son los satélites pastores, que tienen resonancias 1:1 y 2:1 con Saturno.

Resonancia de giro-orbital

Pero no siempre verás menciones a resonancias de varios planetas en relación a un astro en común. A veces leerás que, por ejemplo, la Luna está en rotación síncrona, que es una resonancia de giro-orbital 1:1. Aquí a lo que nos referimos es que la Luna tarda lo mismo en dar una vuelta sobre sí misma que en darla alrededor del planeta (por eso siempre vemos la misma cara desde la Tierra). Mercurio, por ejemplo, está en resonancia 3:2 con el Sol, y nos referimos a que Mercurio rota sobre sí mismo 3 veces por cada 2 órbitas alrededor del Sol.

Es decir, una resonancia de giro-orbital se refiere a la cantidad de giros y órbitas que hace un objeto celeste alrededor de otro.

Resonancia de Laplace

En esta imagen puedes ver la resonancia de Laplace. Crédito: Usuario WolfmanSF de Wikipedia
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En esta imagen puedes ver la resonancia de Laplace.
Crédito: Usuario WolfmanSF de Wikipedia

Al principio del artículo he explicado que Ío, Europa y Ganímedes están en resonancia 4:2:1. A este tipo de resonancia (en la que podemos expresar las órbitas de tres objetos celestes con números enteros) se la denomina resonancia de Laplace. En el Sistema Solar sólo tenemos este caso, aunque las lunas Miranda, Ariel, Titania y Umbriel (de Urano) estuvieron en diferentes resonancias entre sí en el pasado (por ejemplo, Ariel y Miranda estuvieron en resonancia 3:5, Umbriel y Miranda en 1:3…) que explican por qué ahora se encuentran en órbitas relativamente excéntricas (es decir, poco circulares), y por supuesto no podemos descartar que este tipo de resonancias orbitales exista en otros sistemas planetarios.

Resonancia secular

Ésta quizá sea la más complicada de entender. La resonancia secular ocurre cuando la precesión de dos órbitas está sincronizada (la imagen debajo de este texto muestra qué es la precesión orbital). Un planeta pequeño en resonancia secular con uno mucho más grande experimentará la precesión al mismo ritmo que el planeta grande. En escalas de tiempo suficientemente grandes (un millón de años), una resonancia secular provocará que la excentricidad y la inclinación de la órbita del objeto más pequeño cambien.

Los planetas describen órbitas elípticas alrededor del Sol. Con el tiempo, el perihelio (el punto más cercano al Sol) precede. Moviéndose en el espacio con el paso del tiempo. En esta imagen, tanto el efecto como la órbita está exagerada, en realidad las órbitas de los planetas son casi circulares y la precesión no es muy pronunciada. Crédito: Usuario WillowW de Wikipedia
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Los planetas describen órbitas elípticas alrededor del Sol. Con el tiempo, el perihelio (el punto más cercano al Sol) precede. Moviéndose en el espacio con el paso del tiempo. En esta imagen, tanto el efecto como la órbita está exagerada, en realidad las órbitas de los planetas son casi circulares y la precesión no es muy pronunciada.
Crédito: Usuario WillowW de Wikipedia

Hay varios ejemplos de resonancias seculares en los que participa Saturno. Hemos identificado una resonancia en la que la precesión del eje de rotación de Saturno, y la del eje orbital de Neptuno (ambas suceden cada 1,87 millones de años, más o menos) parece la causa más probable de la notable inclinación del eje de Saturno (de unos 26,7º). Inicialmente, su inclinación debía ser mucho más similar a la de Júpiter (tan sólo 3,1º), pero a medida que el Cinturón de Kuiper se fue vaciando, la precesión de la órbita de Neptuno también se redujo, hasta que su frecuencia encajó con la de Saturno (el momento angular de la órbita de Neptuno es mil veces mayor que la rotación de Saturno, por eso es su eje el que se ve afectado, en vez de la órbita de Neptuno).

También hay una resonancia secular entre Saturno y el cinturón de asteroides, que ayuda a darle ese aspecto a esa región del espacio. Los asteroides que se acercan a esa resonancia ven cómo va aumentando su excentricidad hasta que se convierten en asteroides con una órbita que se cruza con la de Marte. A partir de ese momento, suelen terminar siendo expulsados del cinturón de asteroides después de pasar demasiado cerca del planeta rojo…

 

Por último, creemos que Mercurio puede estar en resonancia secular con Júpiter. Si es así, en un futuro lejano provocaría que, en los 4.500 o 5.000 millones de años siguientes, el planeta más pequeño del Sistema Solar pudiese tener un 1% de posibilidades de colisionar con Venus.

Referencias: Wikipedia