Curvas de potencial en un sistema de dos-cuerpos (aquí el Sol y la Tierra), mostrando los cinco puntos de Lagrange. Las flechas indican pendientes alrededor de los puntos L – acercándose o alejándose de ellos. Contra la intuición, los puntos L₄ y L₅ son máximos.

Los puntos de Lagrange, también denominados puntos L o puntos de libración, son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño sólo afectado por la gravedad puede estar teóricamente estacionario respecto a dos objetos más grandes, como es el caso de un satélite artificial con respecto a la Tierra y la Luna. Los puntos de Lagrange marcan las posiciones donde la atracción gravitatoria combinada de las dos masas grandes proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar sincrónicamente con la menor de ellas. Son análogos a las órbitas geosincrónicas que permiten a un objeto estar en una posición "fija" en el espacio en lugar de en una órbita en que su posición relativa cambia continuamente.

Una definición más precisa pero técnica es que los puntos de Lagrange son las soluciones estacionarias del Problema de los tres cuerpos restringido a órbitas circulares. Si, por ejemplo, se tienen dos cuerpos grandes en órbita circular alrededor de su centro de masas común, hay cinco posiciones en el espacio donde un tercer cuerpo, de masa despreciable frente a la de los otros dos, puede estar situado y mantener su posición relativa respecto a los dos cuerpos grandes. Visto desde un sistema de referencia giratorio que rota con el mismo período que los dos cuerpos co-orbitales, el campo gravitatorio de dos cuerpos grandes combinado con la fuerza centrífuga se compensa en los puntos de Lagrange, permitiendo al tercer cuerpo estar estacionario con respecto a los dos primeros.

Historia y conceptos

En 1772 el matemático ítalo-francés Joseph-Louis Lagrange estaba trabajando en el célebre Problema de los tres cuerpos cuando descubrió una interesante peculiaridad. Originalmente trataba de descubrir una manera de calcular fácilmente la interacción gravitatoria de un número arbitrario de cuerpos en un sistema. La mecánica newtoniana determina que un sistema así gira caóticamente hasta que, o bien se produce una colisión, o alguno de los cuerpos es expulsado del sistema y se logra el equilibrio mecánico. Es muy fácil de resolver el caso de dos cuerpos que orbitan alrededor del centro común de gravedad. Sin embargo, si se introduce un tercer cuerpo, o más, los cálculos matemáticos son muy complicados. Una situación en la que se tendría que calcular la suma de todas las interacciones gravitatorias sobre cada objeto en cada punto a lo largo de su trayectoria.

Sin embargo, Lagrange quería hacer esto más sencillo, y lo logró mediante una simple hipótesis: La trayectoria de un objeto se determina encontrando un camino que minimice la acción con el tiempo. Esto se calcula substrayendo la energía potencial de la energía cinética. Con esta manera de pensar, Lagrange reformuló la mecánica clásica de Newton para dar lugar a la mecánica lagrangiana. Con su nueva forma de calcular, el trabajo de Lagrange lo llevó a plantear la hipótesis de un tercer cuerpo de masa despreciable en órbita alrededor de dos cuerpos más grandes que ya estuvieran girando a su vez en órbita cuasi circular. En un sistema de referencia que gira con los cuerpos mayores, encontró cinco puntos fijos específicos en los que el tercer cuerpo, al seguir la órbita de los de mayor masa, se halla sometido a fuerza cero. Estos puntos fueron llamados puntos de Lagrange en su honor.

En el caso más general de órbitas elípticas no hay ya puntos estacionarios sino que más bien se trata de un "área" de Lagrange. Los puntos de Lagrange sucesivos, consideradas en cada instante circulares las órbitas, forman órbitas elípticas estacionarias, geométricamente semejante a la órbita de los cuerpos mayores. Esto se debe a la segunda ley de Newton (), dónde p = mv (p es la cantidad de movimiento, m la masa y v la velocidad). p es un invariante si la fuerza y posición se multiplican por un mismo factor. Un cuerpo en un punto de Lagrange orbita con el mismo período que los dos cuerpos grandes en el caso circular, implicando, como sucede, que tienen la misma proporción entre fuerza gravitatoria y distancia radial. Este hecho es independiente de la circularidad de las órbitas e implica que las órbitas elípticas descritas por los puntos de Lagrange son soluciones de la ecuación de movimiento del tercer cuerpo.

Complicaciones a las leyes de Kepler

Tanto la Tierra como el Sol se influencian mutuamente a través de sus fuerzas gravitacionales. Esto hace que, si bien el Sol causa mareas sobre la Tierra, ésta a su vez causa perturbaciones en el movimiento del Sol. De hecho ambos cuerpos (el sistema Sol-Tierra) se mueven alrededor de un punto llamado centro de masas o baricentro, que está ubicado cerca de la superficie solar. Por otra parte, debido a que la masa de un satélite artificial es insignificante respecto de los cuerpos mencionados, no tiene influencia alguna sobre éstos.

Las Leyes de Kepler describen de forma simple el comportamiento de dos cuerpos orbitando uno alrededor del otro. La tercera ley que dice que el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol. Por esta razón, el aumento del radio da lugar a un incremento del período orbital, por tanto, dos cuerpos situados a diferentes distancias del Sol nunca tendrán un movimiento sincronizado.

Las simplicidades de las leyes de Kepler no son válidas si se tienen en cuenta las interacciones de varios cuerpos, como sucede en el Sistema Solar. Incluso si se considerara un grupo de tres, el Sol, la Tierra y un satélite artificial, las predicciones se complican. Así un satélite situado en la línea Sol-Tierra y entre ellos debería tener un periodo orbital menor de 1 año, pero si está a la distancia de 1,5 millones de km de la Tierra, en lo que luego se llamará L₁, la atracción de la Tierra disminuye la atracción solar y su periodo es el mismo que el de la Tierra. Menor distancia no significa menor periodo.

Los puntos de Lagrange

Diagrama mostrando los cinco puntos de Lagrange en un sistema de dos-cuerpos de masa muy diferente (por ejemplo el Sol y la Tierra). En un sistema así, L₃–L₅ parece que giran en la misma órbita que el cuerpo segundo, aunque de hecho lo hace ligeramente más alejado del primero.

Los cinco puntos lagrangianos se llaman y definen como sigue:

El punto L₁

El punto L₁ está entre las dos masas grandes M₁ y M₂ en la recta que las une. Es el más intuitivo de los puntos de Lagrange: aquel en que las atracciones opuestas de los dos cuerpos mayores se compensan.

• Ejemplo: Un objeto que orbite alrededor del Sol más cerca que la Tierra tendría un período orbital más corto que la Tierra, pero eso ignora el efecto de atracción gravitatoria de la Tierra. Si el objeto está directamente entre la Tierra y el Sol, entonces el efecto de la gravedad de la Tierra es el de debilitar la fuerza que tira del objeto hacia el Sol y, por lo tanto, aumenta el período orbital del objeto. Cuanto más cerca está el objeto de la Tierra, mayor es este efecto. En el punto L₁, el período orbital del objeto es precisamente igual al período orbital de la Tierra.

El punto L₁ del sistema Sol-Tierra es ideal para hacer observaciones del Sol. Los objetos aquí situados nunca son eclipsados por la Tierra o la Luna. El Observatorio Solar y de la Helioesfera (SOHO) se estaciona en punto L₁, y el Advanced Composition Explorer (ACE) está en una órbita Lissajous alrededor también del punto L₁. El punto L₁ del sistema Tierra-Luna permite un acceso fácil a la órbita lunar y de la Tierra con un mínimo cambio de velocidad, delta-v, y sería ideal para una estación espacial tripulada a medio camino pensada para ayudar al transporte de carga y personal hacia y desde la Luna.

El punto L₂

Diagrama del sistema Sol-Tierra, que muestra el punto L₂, más alejado que la órbita lunar.

El punto L₂ está en la línea definida por las dos masas grandes M₁ y M₂, y más allá de la más pequeña de las dos. En él la atracción gravitatoria de los dos cuerpos mayores compensa la fuerza centrífuga causada por el menor

• Ejemplo: Un objeto que orbite el Sol más lejos que la Tierra tendría un período orbital más largo que el de la Tierra. La fuerza adicional de la gravedad de la Tierra hace disminuir el período orbital del objeto, y precisamente el punto L₂ es aquel en que el período orbital es igual al de la Tierra.

El punto L₂ del sistema Sol-Tierra es un buen punto para los observatorios espaciales, porque un objeto alrededor de L₂ mantendrá la misma orientación con respecto al Sol y la Tierra y la calibración y blindaje son más sencillos. El Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ya está en la órbita alrededor del punto L₂, del sistema Sol-Tierra. El futuro Observatorio Espacial Herschel, así como el Telescopio Espacial James Webb, se situarán en el punto L₂ del sistema Sol- Tierra. El punto L₂ del sistema Tierra-Luna sería una buena localización para un satélite de comunicaciones que cubriera la cara oculta de la Luna.

Si M₂ es mucho más pequeño que M₁, entonces L₁ y L₂ están a distancias aproximadamente iguales r de M₂, igual al radio de la esfera de Hill, dado por:

donde R es la distancia entre los dos cuerpos.

Esta distancia puede describirse como aquella en la que el período orbital correspondiente a una órbita circular con esta distancia alrededor de M₂ y en ausencia de M₁, es el tiempo que tarda en girar M₂ alrededor de M₁, dividido por .

Ejemplos:

• Sistema Sol y Tierra: 1.500.000 km de la Tierra
• Sistema Tierra y Luna: 61.500 km de la Luna

El punto L₃

El punto L₃ está en la línea definida por las dos masas grandes M₁ y M₂, y más allá de la mayor de las dos.

• Ejemplo: El punto L₃ en el sistema de Sol–Tierra está en el lado opuesto del Sol, un poco más cerca del Sol que la propia Tierra. Esta aparente contradicción se explica porque el Sol está también afectado por la gravedad terrestre, y así gira en torno al centro de masas común o baricentro que, no obstante, se encuentra dentro del Sol. En L₃ la fuerza gravitatoria combinada de la Tierra y del Sol hace que el objeto orbite con el mismo período que la Tierra. El punto L₃ en el sistema de Sol–Tierra fue un lugar popular utilizado para ubicar una "Contra-Tierra", en libros de ciencia ficción o en comics; aunque la observación directa por sondas y satélites demostró luego su inexistencia. En la realidad, L₃ en el sistema Sol-Tierra es muy inestable, pues las fuerzas gravitatorias de los demás planetas pueden llegar a superar a la de la Tierra, (Venus, por ejemplo, pasa a 0.3 AU de L₃ cada 20 meses).

Los puntos L₄ y L₅

Acciones Gravitatorias en L₄.

El punto L₄ y el punto L₅ están en el tercer vértice de sendos triángulos equiláteros cuya base común es la recta que une las dos masas, de forma que el punto L₄ precede al cuerpo pequeño un angulo de 60º visto desde la masa grande, mientras que L₅ gira detrás del cuerpo pequeño, aunque con radio mayor que éste, con un retraso de 60º visto a su vez desde el cuerpo grande. Estos puntos, así como el cuerpo menor de masa M₂, no giran sobre el cuerpo grande, sino sobre el baricentro de ambos cuerpos marcado como b en la figura. El cuerpo grande también gira sobre b con un radio r₁

El radio r de la órbita común a los puntos L₄ y L₅ puede deducirse de la figura mediante razonamientos geométricos:

Teniendo en cuenta que los radios de las órbitas de los cuerpos grandes r₁ y r₂ están en relación inversa de sus masas: , se resuelve el triangulo formado por L₄, b y el centro de masa del cuerpo menor; resultando:

Expresando el resultado en función de γ resulta:

Este radio, como se aprecia en la figura es generalmente mayor que el radio r₂ del cuerpo pequeño.

El ángulo de precesión verdadero de L₄, es decir el angulo que forma L₄con el cuerpo pequeño visto desde el centro de giro b, también puede calcularse con procedimientos geométricos sencillos; obteniendose:

Ejemplos:

• Para el sistema Tierra-Luna tenemos.

Distancia Tierra-Luna: d = r₁ + r₂ = 3,844·10⁸ m

Masa Tierra: M₁ = 5,974·10²⁴ kg

Masa Luna: M₂ = 7,35·10²² kg

Valor de γ = M₂/M₁ = 12,30·10^-3

Entonces, como:

,

se tiene:

.

Con estos datos y la formula anterior se evalúa:

Para α, usando la otra formula, se tiene: α = 60,3061º

Es decir; la órbita común de L₄ y L₅ excede a la de la Luna en 2360 km y dichos puntos forman con ella angulos de 60º 18' 22" con respecto al baricentro b del sistema

• Si M₁ = M₂, caso de las estrellas dobles simétricas, el parámetro gamma se hace igual a uno.

En estas condiciones las dos masas ocupan una órbita común, el ángulo α aumenta hasta 90º y el radio de la órbita de L₄ y L₅ se hace igual al radio de la órbita común de las estrellas multiplicado por la raiz de 3. Este radio coincide con la altura del triangulo equilátero cuya base coincide con la distancia entre las estrellas.

La razón de que estos puntos estén en equilibrio es que el punto L₄ y el punto L₅ están a la misma distancia de las dos masas. Por ello, las fuerzas gravitatoria de los dos cuerpos están en la misma relación que sus masas respectivas, y la fuerza resultante actúa a través del baricentro del sistema; además, la geometría de triángulo hace que la aceleración resultante esté a la distancia del baricentro en la misma proporción que para los dos cuerpos mayores. Y siendo el baricentro centro de masas y centro de rotación del sistema, esta fuerza resultante es exactamente la que se requiere para mantener un cuerpo en el punto de Lagrange en equilibrio con el resto del sistema.

L₄ y L₅ son llamadosa veces puntos triangulares de Lagrange o puntos Troyanos. El nombre de puntos Troyanos viene de los asteroides Troyanos del sistema Sol–Jupiter, nombrados según personajes de la Ilíada de Homero(la legendaria guerra de Troya). Los asteroides del punto L₄, que preceden a Júpiter, son el 'campamento griego', los "griegos", mientras que los del punto L₅ son el 'campamento troyano', los "troyanos". Los nombres están mayormente extraídos de personajes de ambos ejércitos.

Ejemplos:

• Los puntos L₄ y L₅ del sistema Sol-Tierra, sólo contienen polvo interplanetario.
• Los puntos L₄ y L₅ del sistema Tierra-Luna cuya ubicación se ha calculado antes, contienen polvo interplanetario, la llamada nube de Kordylewski.
• Los puntos L₄ y L₅ del sistema Sol-Júpiter están ocupados por los asteroides troyanos.
• Neptuno tiene objetos Troyanos del Cinturón de Kuiper en sus puntos L₄ y L₅.
• La luna de Saturno Tetis tiene dos satélite más pequeños en sus puntos L₄ y L₅, de nombre Telesto y Calipso respectivamente.
• La luna de Saturno Dione tiene lunas menores, Helena y Pollux, en sus puntos L₄ y L₅ respectivamente.
• La hipótesis del Gran Impacto sugiere que un objeto (Theia) se formó en L₄ o L₅ y se estrelló contra la Tierra al entrar en órbita inestable, dando origen así a la Luna.

Estabilidad

Los primeros tres puntos de Lagrange son técnicamente estables sólo en el plano perpendicular a la línea entre los dos cuerpos. Esto puede verse más fácilmente considerando el punto L₁. Una masa de prueba desplazada perpendicularmente de la línea central sentiría una fuerza atrayéndola hacia el punto de equilibrio. Esto es así porque las componentes laterales de la gravedad de las dos masas se suman para producir esta fuerza, mientras que las componentes a lo largo del eje se anulan. Sin embargo, si un objeto situado en el punto L₁ fuera llevado hacia una de las masas, la atracción gravitatoria que siente por esa masa sería más grande, y sería atraído hacia ella (el modelo es muy similar al de la fuerza de marea).

Aunque los puntos L₁, L₂ y L₃ son nominalmente inestables, resulta que es posible encontrar órbitas periódicas estables alrededor de estos puntos, por lo menos en el problema restringido de los tres-cuerpos. Estas órbitas perfectamente periódicas, denominadas órbitas de "halo", no existen en un sistema dinámico de n-cuerpos como el Sistema Solar. Sin embargo, sí existen las órbitas Lissajous cuasi-periódicas, y son las órbitas que se han usado en todas las misiones espaciales a los puntos de libración. Aunque las órbitas no son perfectamente estables, un esfuerzo relativamente modesto lo mantiene en la órbita Lissajous durante un largo período de tiempo. También resulta útil en el caso del punto L₁ del sistema Sol-Tierra poner la nave espacial en una órbita Lissajous de amplitud grande (100.000–200.000 km) en lugar de estacionarlo en el punto de la libración, porque esto mantiene la nave espacial fuera de la línea del Sol-Tierra directa y por eso reduce las interferencias solares en las comunicaciones de la Tierra con la nave espacial.

Otra propiedad útil e interesante de los puntos de equilibrio colineales y sus órbitas de Lissajous asociadas es que ellos sirven como puertas de acceso para controlar las trayectorias caóticas de una red de transporte interplanetario.

En contraste con la inestabilidad de los puntos colineales, los puntos triangulares (L₄ y L₅) tienen un equilibrio estable (ver atractor), con tal que la razón de las masas M₁/M₂ es > 24,96. Éste es el caso para los sistemas Sol/Tierra y Tierra/Luna, aunque por un margen menor en el último caso. Cuando un cuerpo en estos puntos es perturbado y se mueve fuera del punto, actúa un Efecto Coriolis que lo devuelve al punto.

Las misiones espaciales en los puntos de libración

Las órbitas en los puntos de libración tienen características únicas que les han hecho una opción buena por realizar algunos tipos de misiones. La NASA ha enviado varias naves espaciales a los puntos L₁ y L₂ del sistema Sol-Tierra:

La Sociedad de L5 es un precursor de la Sociedad Espacial Nacional, y promovió la posibilidad de establecer una colonia en los puntos alrededor del L₄ o L₅ del sistema de Tierra Luna (ver colonización espacial).

Los ejemplos naturales

En el sistema Sol–Júpiter hay varios miles de asteroides, llamados asteroide troyanos, que están en las órbitas alrededor del Sol, en los puntos L₄ o L₅ del sistema Sol–Júpiter. Pueden encontrarse otros cuerpos en los mismos puntos de los sistemas Sol–Saturno, Sol–Marte, Sol-Neptuno, Júpiter– satélites Jovianos, y Saturno-satélites de Saturno. No hay ningún cuerpo grande conocido en los puntos Troyanos del sistema de Sol–Tierra, pero en los años 1950 se descubrieron nubes de polvo que rodean los puntos L₄ y L₅. A estas nubes de polvo se las llamó Nubes de Kordylewski, y aún más débil el gegenschein, también está presente en el punto L₄ y L₅ del sistema Tierra–Luna.

La luna de Saturno Tethys tiene dos lunas más pequeñas en sus puntos L₄ y L₅ llamadas Telesto y Calypso. La luna de Saturno Dione también tiene dos satélites lagrangianos co-orbitales, Helena en su punto L₄ y Pollux en L₅. Las lunas oscilan alrededor de los puntos de Lagrange, y Polydeuces tiene las desviaciones más grandes, alejándose hasta 32 grados del punto L₅ del sistema Saturno–Dione. Tethys y Dione son centenares de veces más grandes que sus "escoltas" (ver los artículos de las lunas para las dimensiones exactas; las masas no son conocidas en varios casos), y Saturno es mucho más masivo lo cual hace muy estable el sistema.

Otros ejemplos co-orbitales

La Tierra tiene un compañero (3753) Cruithne que tiene una órbita similar a la de la Tierra. No es un verdadero Troyano. Más bien, ocupa una de las dos órbitas solares regulares, una ligeramente más pequeña y rápida que la de la Tierra y la otra ligeramente mayor y más lenta, alternando periódicamente cuando se acerca a la Tierra. Con los acercamientos del asteroide a la Tierra, por el interior de la órbita de la Tierra, toma energía orbital de la Tierra y se mueve en una órbita de energía más grande, más alta. Luego la Tierra alcanza al asteroide (que está en una órbita más grande y por tanto más lenta) ahora es la Tierra la que toma energía y hace caer al asteroide a una órbita más pequeña, y más rápida y en el futuro será el asteroide el que cogerá a la Tierra para empezar el ciclo nuevamente. Esto no tiene el impacto notable en la longitud del año, porque la masa de Tierra es más de 20.000 millones de veces más pesada que 3753 Cruithne.

Los satélites de Saturno Epimeteo y Jano tienen una relación similar, aunque ellos son de masas similares y realmente intercambian su órbita entre sí periódicamente (Janus es aproximadamente 4 veces más masivo, pero es suficiente para que su órbita sea alterada). Otra configuración similar conocida como la resonancia orbital hace que los cuerpos tienden a tener períodos que están en relaciones sencillas con otros más grandes debido a su interacción.

Véase también

• Lista de objetos en los puntos de Lagrange
• Problema de los dos cuerpos
• Problema de los tres cuerpos
• Esfera de Hill
• Nubes de Kordylewski
• Teoría del Gran Impacto

Enlaces externos

• Explicación de los puntos de Lagrange por Prof. Neil J. Cornish
• Explicación de los puntos de Lagrange por Prof. John Baez
• Derivación elemental del punto de L1 (L2 es análogo)
• Punto de Lagrange en NASA
• Derivación elemental del punto de L4 (L5 es análogo)