La marea, la força de veí
El planeta on estan els satèl·lits, com en l'òrbita que els nens separen els dolços. I sembla que als planetes no els afecten les vicissituds dels satèl·lits. No sembla evident, per exemple, que Júpiter tingui quatre grans satèl·lits i trenta-cinc petits (trenta-cinc, que sabem). Júpiter és gegant i el major satèl·lit, Ganimide, és molt petit. Podria pensar-se que difícilment Júpiter reconeixerà la presència de Ganimide. Però això no és cert.
Ser satèl·lits afecta a Júpiter i a qualsevol altre planeta. La forma i rotació del planeta depèn dels satèl·lits de l'entorn. És una llei general. El mateix ocorre amb tot el sistema solar, en definitiva els planetes són satèl·lits al voltant del Sol.
La famosa fórmula
Per a comprendre la influència dels satèl·lits cal entendre la llei de la gravetat de Newton: dos cossos amb massa s'atreuen. Qualsevol cos. Per exemple, el llapis que tens a la mà i una zebra africana. L'única condició és que tots dos cossos han de tenir massa. Això sí, depèn de la força d'atracció. Cal tenir en compte dos factors: d'una banda, si les masses són grans o petites i per un altre, la distància entre elles.
Des del punt de vista de la gravetat, el llapis i la zebra africana tenen una massa molt reduïda i estan molt allunyats els uns dels altres per a percebre la seva força d'atracció (sobretot perquè estan envoltats d'altres cossos que els atreuen amb més força).
Amb els astres, l'efecte de la gravetat és molt major. Són casos molt especials: estrelles, planetes i satèl·lits tenen una gran massa que compensa la distància entre ells. Cal tenir en compte, per exemple, que la menor distancia pla-satèl·lit és molt superior a la distància entre el llapis i la zebra del nostre exemple. I que amb la distància la força de gravetat s'afebleix molt ràpidament. Precisament en el divisor de la famosa fórmula de Newton apareix el quadrat de la distància.
F = G x M x m/r 2
(distància representada per r, sent G un número i M i m les masses de tots dos cossos). Això significa que en augmentar dues vegades la distància entre dos cossos, la força d'atracció no és la meitat de la inicial, sinó quatre vegades menor.
El budell dels planetes
La forma en què la gravetat canvia amb la distància fa que els planetes satèl·lits no siguin esfèrics. En definitiva, els planetes són enormes; quan tenen un satèl·lit a prop, la massa del satèl·lit atreu més la part pròxima del planeta que el centre del planeta; i molt més que l'altre costat del planeta. Per exemple, un costat de la Terra es troba a 12.756 quilòmetres més prop de la Lluna que l'altre, mentre que a Júpiter la diferència és molt major, amb 142.984 quilòmetres de diàmetre. El satèl·lit tira amb força a la part més pròxima i amb menys força a l'altre costat del planeta. En conseqüència, el planeta adopta una forma d'el·lipsoide en la direcció del satèl·lit (a banda i banda, cap endavant i cap endarrere).
El planeta sofreix una deformació, sobretot si no està fet amb materials molt rígids. Júpiter, Saturn, Urà i Neptú estan composts majoritàriament per gas, que es deforma molt fàcilment. Mart, la Terra, Venus i Mercuri són molt més rígids per la seva solidesa general. No obstant això, Mercuri i Venus no tenen satèl·lit i els de Mart són molt petits. Però la Terra sí que té un gran satèl·lit a prop, la Lluna. I la Terra percep la força d'atracció de la Lluna, tant en l'atmosfera com en l'oceà i en la terra sòlida. En conseqüència, la Terra està deformada. Està estirat en el costat i en el contrari de la Lluna. Així ho demostren les marees de la mar, on els oceans es deformen més que la terra perquè són líquids, amb el que en la part marina de la Lluna i en la contrària es produeix una plenamar.
A més, rotació
Parlem de satèl·lits, però cal destacar que no totes les fonts de deformació dels planetes són satèl·lits. La rotació també deforma els planetes. Com més ràpida és la rotació i més flexible és el planeta, més deformació sofreix. L'exemple més espectacular és Saturn. Es diu que és un gegant de gas, deformable, amb una rotació molt ràpida. És evident que els costats dels dos pols estan trepitjats i l'equador s'infla.
Finalment, un planeta amb satèl·lit no és esfèric, té almenys dues deformacions: la provocada pel satèl·lit i la provocada directament per la rotació. El planeta està trepitjat i, a més, estirat en la direcció del satèl·lit. I no sols això. L'anàlisi de la deformació del planeta es complica més si es té en compte la coincidència de tots dos efectes. En definitiva, el planeta està estirat en una direcció determinada, però la rotació fa que aquesta extensió canviï de lloc des del punt de vista del planeta.
La Terra i la Lluna, per exemple. En un moment donat, si la Lluna està sobre Indonèsia, la major deformació que produeix pot estar a Borneo, per exemple (Borneo i, per descomptat, a l'altre costat del món, en la zona de Colòmbia, perquè la deformació està estesa a banda i banda). Però la rotació de la Terra fa que amb el temps l'embalum es desplaci cap a l'oest. Sis hores després, per exemple, la Lluna estarà sobre Àfrica i la major deformació serà a Congo (i en el Pacífic, prop de l'equador en la longitud de Hawaii). En tots els planetes amb lluna ocorre el mateix.
La deformació es mou com una ona alhora que la rotació, pel fet que el planeta gira, i el planeta està corregint constantment la direcció de la deformació per a orientar al satèl·lit. La correcció no és sobtada, requereix cert temps.
Per això, la deformació està lleugerament desplaçada de l'eix pla-satèl·lit, avançada quan la rotació del planeta és més ràpida que l'òrbita del satèl·lit i retardada en cas contrari. En tots dos casos, el satèl·lit tira de la deformació que està moguda i això canvia la velocitat de rotació del planeta. En definitiva, per influència del satèl·lit, la tendència del planeta és igualar la velocitat de rotació amb la velocitat de l'òrbita del satèl·lit, és a dir, després de milers de milions d'anys, el mateix costat del planeta sempre mirarà al satèl·lit.
La Lluna, per exemple, està frenant la rotació de la Terra, per la qual cosa la durada del dia és 0,0016 segons més curta per cada segle passat. És un procés molt lent, però en teoria, algun dia, la Terra sempre tindrà el mateix costat cap al costat de la Lluna. Això significa que per l'altre costat de la Terra no es veurà la Lluna. Sempre tindrà el mateix lloc sobre la Lluna. Si fos Borneo, per exemple, des d'Amèrica mai es veuria la Lluna (sense tenir en compte que per a llavors la distribució dels continents seria diferent). A més, la força mareal paralitzarà també les fluctuacions de les marees; en el nostre exemple, Borneo tindria la plenamar per sempre (fins i tot Amèrica) i Europa, per exemple, sempre la baixamar.
Mirant-se
El mateix efecte que té el satèl·lit en el moviment del planeta es produeix a l'inrevés; els planetes deformen els satèl·lits i, amb el temps, adapten la rotació per a mostrar sempre la mateixa diferència al planeta principal. També ho fan els satèl·lits artificials (encara que els materials dels satèl·lits artificials a penes es deformen). L'efecte és més fort en els satèl·lits que en el planeta principal.
La Lluna, per exemple, va sofrir fa temps la influència d'aquest efecte i avui dia ens mostra sempre la mateixa diferència. Un altre exemple més avançat és el sistema binari Pluton-Karon. A causa de la influència de la marea, tots dos s'ensenyen la mateixa cara des de fa temps. Des de Plutó es veu l'únic costat de Karon i des de Carón l'únic de Plutó.
Altres planetes i satèl·lits van pel mateix camí. I també les estrelles. Les estrelles també actuen sobre els planetes, i viceversa. Amb el temps, per tant, és d'esperar que la Terra mostri sempre la mateixa cara al Sol. No obstant això, el Sol no durarà tant. Desapareix abans (i per tant la Terra). La força de les marees és important, però no és l'única que provoca esdeveniments espacials.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
