El telescopio espacial James Web está orbitando a una distancia de 1 millón de kilómetros es un punto de Lagrange, concretamente en el L2.
Pero ¿qué son los puntos de Lagrange?
Los puntos de Lagrange son lugares en el espacio interplanetario donde las fuerzas gravitatorias y el movimiento orbital del cuerpo se equilibran entre sí. Fueron descubiertos por el matemático francés Louis Lagrange en 1772 tratando un caso particular del problema de tres cuerpos, usando un tercer cuerpo muy pequeño (m) en órbita alrededor de las órbitas de dos cuerpos más masivos M1 y M2.
Problema de tres cuerpos
Podemos decir que los puntos de Lagrange (L1, L2, L3, L4 y L5) son las soluciones estacionarias del problema de tres cuerpos restringido a órbitas circulares.
En el caso de órbitas elípticas no hay puntos estacionarios sino que más bien se trata de una especie de «área».
Los puntos de Lagrange sucesivos forman órbitas elípticas estacionarias, geométricamente semejante a la órbita de los cuerpos mayores.
Esto se debe a la segunda ley de Newton:
(dp/dt = F), 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 órbita con el mismo período que los dos cuerpos grandes en el caso circular, implicando que tienen la misma proporción entre fuerza gravitatoria y distancia radial. Este hecho es independiente de la circularidad de las órbitas e implica por tanto que las órbitas elípticas descritas por los puntos de Lagrange son soluciones de la ecuación de movimiento del tercer cuerpo.
Por tanto en esas zonas pueden quedarse atrapados de forma estacionaria algunos asteroides. ¿Pero en qué zonas de Lagrange podemos encontrarlos?
De los cinco puntos de Lagrange, tres son inestables y dos son estables, los puntos inestables son los L1, L2 y L3, que se encuentran en la línea que une las dos grandes masas del sistema.
Los puntos de Lagrange estables – L4 y L5 – forman el ápice de dos triángulos equiláteros que tienen las grandes masas en sus vértices, formando un ángulo de 60º con la masa más grande. Por tanto en esas zonas encontraríamos acumulado algún tipo de objeto, y de hecho así es, en Júpiter encontramos lo que se denomina asteroides troyanos y griegos en estado de oscilación.
Estos asteroides siguen órbitas alargadas en forma de “gota” (ver figura anterior “áreas de Lagrange”), sus movimientos son una combinación entre el periodo de 12 años de Júpiter y otro periodo más largo de 150 a 200 años de duración. El primero descubierto fue en 1906 por el astrónomo Max Wolf que descubrió un asteroide que parecía oscilar entorno al punto L4, tal asteroide se le llamó Aquiles, no se tardó mucho en encontrar más asteroides tanto en L4 como en L5, a los que se descubrieron en L4 se les puso nombres de diversos guerreros griegos y los del punto L5 nombres de los defensores de la ciudad de Troya.
En el caso de la Tierra por ejemplo los puntos L4 y L5 están ocupados por partículas meteóricas que aparecen en condiciones de buena visibilidad como una tenue nebulosidad, a estas zonas se las denomina Nubes de Kordylewski.
En cuanto al punto L3 (opuesto al sol) aparece una luminosidad visible después de la puesta del sol en el plano de la eclíptica, este fenómeno recibe el nombre de “Gegenschein” , y se debe a la iluminación por parte del sol de partículas meteóricas en dicho punto de Lagrange.
Muchos más planetas tienen objetos en sus respectivos puntos de Lagrange L4 y L5, por ejemplo Neptuno tiene objetos troyanos del cinturón de Kuiper. Saturno tiene una luna, la luna Tetis que tiene dos satélites más pequeños en los puntos L4 y L5, de nombre Telesto y Calipso. También otra luna de Saturno, concretamente Dione tiene dos lunas menores, las lunas Helena y Pollux en los puntos de Lagrange.
Los puntos de Lagrange L4 y L5 son muy estables, si en algún momento un objeto que este en estos puntos es perturbado, volvería a la estabilidad de esa órbita debido a la fuerza de Coriolis que actuaría sobre el cuerpo, esta fuerza hace que un objeto que se desplace alejándose del eje de rotación lo empuje en sentido contrario a la rotación del sistema.
Como veis el Sistema Solar es un sistema muy complejo, en el que hay una gran cantidad de objetos ubicados en muchas zonas, no hay un vacío entre planetas, estamos rodeados de billones de objetos de todos los tamaños que hacen que nuestro Sistema Solar sea de los más fascinantes conocidos hasta la fecha.
El movimiento de corrección del telescopio espacial James Web en L2 debe ser continuo y lo hace en forma de una órbita parecida a una gota, lo podéis ver en el siguiente vídeo de la NASA:
Algunos de los programas seleccionados para estudios desde el James Web incluyen el examen de Júpiter y sus lunas, la búsqueda de moléculas orgánicas alrededor de las estrellas jóvenes, calculo de la masa de agujeros negros supermasivos que acechan en núcleos galácticos y la búsqueda de galaxias en el universo temprano.
Una de las áreas de investigación más esperadas por Webb sera estudiar planetas que orbitan alrededor de otras estrellas, los explanetas. Cuando un exoplaneta pasa frente a su estrella, la luz de la estrella se filtra a través de la atmósfera del planeta, que absorbe ciertos colores de luz dependiendo de la composición química. Webb medirá esta absorción, utilizando espectrógrafos infrarrojos, para buscar las huellas químicas de los gases de la atmósfera. Los resultados ayudarán a guiar las estrategias de observación de las super Tierras más pequeñas, en su mayoría rocosas y más similares a la Tierra, donde la composición atmosférica puede dar indicios de la potencial habitabilidad de un planeta.
Webb también observará el universo distante, examinando galaxias cuya luz se ha estirado en longitudes de onda infrarrojas mediante la expansión del espacio. Esta región infrarroja está más allá de lo que el Hubble puede detectar.
Para más información:
Una de las áreas de investigación más esperadas por Webb sera estudiar planetas que orbitan alrededor de otras estrellas, los explanetas. Cuando un exoplaneta pasa frente a su estrella, la luz de la estrella se filtra a través de la atmósfera del planeta, que absorbe ciertos colores de luz dependiendo de la composición química. Webb medirá esta absorción, utilizando 
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