alt=Image of two regular moons|miniaturadaimagem|303x303px|Titã (crescente maior) e Reia (crescente menor), dois satélites regulares de Saturno
Em astronomia, um satélite regular é um satélite natural que segue uma órbita relativamente próxima, estável e circular, geralmente alinhada ao equador de seu primário. Elas se formam dentro de discos de detritos e gás que antes envolviam seu primário, geralmente o resultado de uma grande colisão ou material restante acumulado do disco protoplanetário. As luas regulares jovens começam então a acumular material dentro do disco circunplanetário em um processo semelhante à acreção planetária, ao contrário dos satélites irregulares, que se formaram independentemente antes de serem capturadas em órbita ao redor do primário.
Os satélites regulares são extremamente diversificados em suas características físicas. Os maiores são maciços o suficiente para serem gravitacionalmente arredondados, sendo que duas luas regulares - Ganímedes e Titã - são maiores que o planeta Mercúrio. Os grandes satélites regulares também apresentam geologia variada e complexa. Sabe-se que vários satélites regulares têm atmosferas, embora apenas um deles - Titã - abrigue uma atmosfera significativa capaz de suportar o tempo e o clima. Como resultado de sua complexidade, os satélites regulares arredondados são frequentemente considerados planemos por cientistas planetários. Em contraste, os menores satélites regulares não têm geologia ativa. A maioria tem muitas crateras e formas irregulares, muitas vezes se assemelhando a pequenos asteroides e outros corpos menores.
Seis dos oito planetas do Sistema Solar abrigam 60 satélites regulares combinados, sendo que os quatro planetas gigantes - Júpiter, Saturno, Urano e Netuno - abrigam os sistemas de satélites regulares mais extensos e complexos. Pelo menos quatro dos nove planetas anões mais prováveis também hospedam sistemas regulares de satélites: Plutão, Eris, Haumea e Orcus.
Origem e características orbitais
Formação
Os satélites regulares têm vários mecanismos de formação diferentes. Em geral, acredita-se que os satélites regulares dos planetas gigantes tenham se formado a partir de material de acreção dentro de discos circunplanetários, crescendo progressivamente a partir de satélites lunares menores, de maneira semelhante à formação dos planetas. Várias gerações de sistemas de satélites regulares podem ter se formado em torno dos planetas gigantes antes que as interações com o disco circunplanetário e entre si resultassem em uma espiral para dentro do planeta-mãe. Quando o influxo de gás para o planeta-mãe começa a terminar, os efeitos da migração induzida por gás diminuem, permitindo que uma geração final de luas sobreviva.
Em contrapartida, acredita-se que a Lua da Terra e os cinco satélites de Plutão tenham se originado de impactos gigantes entre dois protoplanetas no início da história do Sistema Solar. Esses impactos ejetaram um disco denso de detritos em órbita, de onde os satélites podem se acrescer. O modelo de impacto gigante também foi aplicado para explicar a origem de outros sistemas de satélites de planetas anões, incluindo a lua de Éris, Dysnomia, a lua de Orcus, Vanth, e o anel e as duas luas de Haumea. Em contraste com os sistemas regulares de luas dos planetas gigantes, os impactos gigantes podem dar origem a satélites excepcionalmente maciços; a proporção de massa de Caronte em relação a Plutão é de aproximadamente 0,12.
Os satélites regulares também podem se originar de eventos de ruptura secundária, sendo fragmentos de outras satélites regulares após colisões ou devido à ruptura por maré. Os satélites regulares de Netuno são provavelmente exemplos disso, pois a captura do maior satélite de Netuno - Tritão - teria perturbado gravemente o sistema lunar primordial existente. Uma vez que Tritão foi amortecido pela maré em uma órbita de excentricidade mais baixa, os detritos resultantes da ruptura das luas primordiais foram recriados nas atuais satélites regulares de Netuno.
Satélites marcianos Apesar da extensa exploração de Marte, a origem dos dois satélites de Marte continua sendo objeto de debate contínuo. Fobos e Deimos foram originalmente propostos como asteroides capturados originários do cinturão de asteroides vizinho e, portanto, não seriam classificados como satélites regulares. Suas semelhanças com asteroides do tipo C no que diz respeito a espectros, densidade e albedo apoiaram ainda mais esse modelo.
No entanto, o modelo de captura pode ser inconsistente com as órbitas pequenas, de baixa excentricidade e baixa inclinação dos dois satélites, que são mais típicas de satélites regulares. A natureza de de Fobos apontou ainda mais contra uma origem capturada, e observações em infravermelho de Deimos pela sonda Hope revelaram que a superfície da lua é de composição basáltica, mais consistente com uma origem em torno de Marte. Como resultado, vários modelos para a formação in situ de Fobos e Deimos foram propostos para explicar melhor suas origens e configuração atual, incluindo um cenário de impacto gigante semelhante ao que formou a Lua e um modelo de “reciclagem” para Fobos.
Características orbitais alt=Animation of the Galilean moons|miniaturadaimagem|255x255px|Órbitas dos satélites regulares de Júpiter, demonstrando as órbitas organizadas e de baixa excentricidade típicas dos satélites regulares
Os satélites regulares são caracterizados por órbitas prógradas, geralmente com pouca inclinação orbital ou excentricidade em relação ao seu corpo parental. Essas características são, em grande parte, limitadas por suas origens e interações de maré subsequentes com o corpo parental. No caso dos sistemas de satélites de planetas gigantes, da mesma forma que os discos protoplanetários, o material infalível ao redor de um planeta em formação se achata em um disco alinhado com o equador do planeta devido à conservação do momento angular. Como consequência, quaisquer luas formadas a partir do disco circunplanetário orbitarão de forma aproximadamente coplanar com o equador do planeta; mesmo que perturbações futuras aumentem a inclinação de uma lua, os efeitos de maré trabalham para, eventualmente, diminuí-la de volta a um estado coplanar. Da mesma forma, a circularização das marés age para diminuir a excentricidade dos satélites regulares, dissipando a energia em direção a uma órbita circular, que é um estado de energia mínima. Vários satélites regulares se afastam desses traços orbitais, como a órbita excepcionalmente excêntrica de Hipérion e a órbita excepcionalmente inclinada de Miranda, mas, nesses casos, a excentricidade e a inclinação orbitais são frequentemente aumentadas e subsequentemente mantidas por interações ressonantes com os satélites vizinhos.
As ressonâncias orbitais são uma característica comum em sistemas de satélites regulares e são um aspecto crucial em sua evolução e estrutura. Essas ressonâncias podem excitar a excentricidade e a inclinação das luas participantes, levando a um aquecimento de maré considerável que pode sustentar a atividade geológica. Um exemplo particularmente aparente disso é a cadeia de ressonância de movimento médio (MMR) 1:2:4 da qual participam Io, Europa e Ganimedes, contribuindo para o vulcanismo de Io e o oceano líquido subsuperficial de Europa. As ressonâncias orbitais e as quase-ressonâncias também podem atuar como um mecanismo de estabilização e condução, permitindo que as luas fiquem muito próximas e, ao mesmo tempo, permaneçam estáveis, como se acredita ser o caso das pequenas luas externas de Plutão. Descobriu-se que um pequeno número de satélites regulares participa de várias , como os quatro satélites troianos de Tétis e Dione no sistema saturniano.
Satélites pastores
Os satélites regulares que orbitam perto ou em um sistema de anéis podem interagir gravitacionalmente com o material próximo, confinando o material em anéis estreitos ou limpando as lacunas dentro de um anel em um processo conhecido como “pastoreio”. As luas pastoras também podem atuar como uma fonte direta de material do anel ejetado por impactos. O material pode, então, ser encurralado pela lua em seu caminho orbital, como o anel Jano-Epimeteu ao redor de Saturno.
Características físicas
Geologia alt=image of Enceladus|miniaturadaimagem|Plumas ativas no polo sul do satélite de Saturno, Encélado, alimentadas por um oceano subsuperficial global de água líquida|293x293px
Dos dezenove satélites regulares grandes o suficiente para serem gravitacionalmente arredondados, vários deles mostram atividade geológica e muitos outros exibem sinais de atividade passada. Sabe-se que vários satélites regulares, como Europa, Titã e Encélado, abrigam oceanos subsuperficiais globais de água líquida, mantidos pelo aquecimento das marés de seus respectivos planetas primários. Esses oceanos subsuperficiais podem impulsionar uma variedade de processos geológicos, incluindo criovolcanismo generalizado, ressurgimento e tectônica, atuando como reservatórios de “criomagma” que podem ser erupcionados na superfície da lua.
Io é incomum, pois, ao contrário da maioria dos satélites regulares dos planetas gigantes, sua composição é rochosa, com pouquíssima água. Em vez disso, seus altos níveis de vulcanismo provocam a erupção de grandes fluxos basálticos que fazem o satélite ressurgir continuamente, além de ejetar grandes volumes de enxofre e dióxido de enxofre em sua tênue atmosfera. De forma análoga aos oceanos subsuperficiais de água líquida em satélites gelados como Europa, Io pode ter um oceano subsuperficial de magma de silicato abaixo de sua crosta, alimentando a atividade vulcânica de Io.
Atmosferas Atmosferas significativas em satélites regulares são raras, provavelmente devido ao tamanho comparativamente pequeno da maioria dos satélites regulares, o que leva a altas taxas de escape atmosférico. Atmosferas mais finas foram detectadas em vários satélites regulares; todas as luas galileanas têm atmosferas conhecidas. As atmosferas esparsas de Europa, Ganimedes e Calisto são compostas em grande parte por oxigênio expelido de suas superfícies geladas devido ao intemperismo espacial. A atmosfera de Io é produzida endogenamente por desgaseificação vulcânica, criando uma atmosfera fina composta principalmente de dióxido de enxofre (SO2). Como a temperatura da superfície de Io está abaixo do ponto de deposição do dióxido de enxofre, a maior parte do material desgaseificado congela rapidamente em sua superfície, embora permaneça incerto se a desgaseificação vulcânica ou a sublimação é o principal sustentador da atmosfera de Io.
Um dos satélites regulares, Titã, abriga uma atmosfera densa dominada por nitrogênio, bem como lagos de hidrocarbonetos estáveis em sua superfície. As complexas interações entre a atmosfera espessa e nebulosa de Titã, sua superfície e seu “ciclo de hidrocarbonetos” levaram à criação de muitas características incomuns, incluindo cânions e planícies de inundação erodidas por rios, possível topografia cárstica e extensos campos de dunas equatoriais.
Rotação