Carme skupina - Carme group

The Carme skupina je skupina retrográdní nepravidelné satelity z Jupiter které následují podobně oběžné dráhy na Carme a předpokládá se, že mají společný původ.

Jejich poloviční hlavní osy (vzdálenosti od Jupiteru) se pohybují mezi 22.9 a 24.1 Gm, jejich orbitální sklony mezi 164,9 ° a 165,5 ° a jejich orbitální výstřednosti mezi 0,23 a 0,27 (až na jednu výjimku).

Tento diagram ilustruje největší nepravidelné satelity Jupitera. Umístění skupiny Carme je ilustrováno přítomností Carme ve spodní polovině. Poloha objektu na vodorovné ose označuje jeho vzdálenost od Jupitera. Svislá osa označuje jeho sklon. Excentricita je označeno žlutými pruhy ilustrujícími maximální a minimální vzdálenost objektu od Jupiteru. Kruhy ilustrují velikost objektu ve srovnání s ostatními.


Mezi hlavní členy patří (negativní období označuje retrográdní oběžnou dráhu):[1][2]

Tento diagram porovnává orbitální prvky a relativní velikosti hlavních členů skupiny Carme. Vodorovná osa ilustruje jejich průměrnou vzdálenost od Jupitera, svislá osa jejich oběžný sklon a kruhy jejich relativní velikosti.
názevPrůměr
(km)		Doba
(dny)		Poznámky
Carme46.7−756.09největší prototyp člena a skupiny
Taygete5−691.62
Eukelade[3]4−735.03
Eirene[3]3−739.53
Chaldene4−691.25
Isonoe4−727.65
Kalyke6.9−697.41podstatně červenější než ostatní
Erinome3−739.53
Aitne3−727.95
Kapusta2−685.07
Pasithee2−699.28
S / 2003 J 9 (pravděpodobně)[3]1−739.29
(–701.85)[4]		ztracený

The Mezinárodní astronomická unie (IAU) si vyhrazuje jména končící na -E pro všechny retrográdní měsíce.

Původ

Velmi nízká disperze z znamenat1 orbitální prvky mezi členy jádra (skupina je oddělena méně než 700 000 km v polohlavní ose a sklonem méně než 0,7 °) naznačuje, že skupina Carme mohla být kdysi jediným tělem, které bylo nárazem rozbité. Disperzi lze vysvětlit velmi malým rychlostním impulzem (5 <δV <50 m / s).[5] Mateřské tělo bylo pravděpodobně velké jako Carme, průměr 46 km; 99% hmoty skupiny se stále nachází v Carme.[6]

Další podpora původu jednoho těla pochází ze známých barev: vše2 satelity vypadají světle červené, s barevné indexy B-V = 0,76 a V-R = 0,47[7]a infračervený spektra, podobný Asteroidy typu D..[8]Tyto údaje jsou v souladu s předkem z Hilda rodina nebo Jupiter trojský.

1Oscilační orbitální parametry nepravidelných satelitů Jupitera se v krátkých intervalech široce mění kvůli silné perturbaci Jupitera. Byly hlášeny například změny až 1 Gm v polohlavní ose za 2 roky, 0,5 v excentricitě za 12 let a až 5 ° za 24 let. Průměrné orbitální prvky jsou průměry vypočtené numerickou integrací aktuálních prvků po dlouhou dobu, které se používají k určení dynamických rodin.
2S výjimkou Kalyke, podstatně červenější.

Tento diagram ukazuje skupinu Ananke ve stejném měřítku jako druhý diagram, což ilustruje její širokou disperzi ve srovnání s kompaktní skupinou Carme (viz související diagram).
Tento diagram ukazuje kompaktnost skupiny Carme.

Reference

  1. ^ Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Carolyn Porco Vnější satelity Jupitera a trojské koně, V: Jupiter. Planeta, satelity a magnetosféra. Editoval Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon. Cambridge planetary science, sv. 1, Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press, ISBN  0-521-81808-7, 2004, s. 263 - 280Celý text (pdf). Archivováno 14. Června 2007 v Wayback Machine
  2. ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé a Luke DonesKolizní původ rodin nepravidelných satelitů, The Astronomical Journal, 127 (2004), str. 1768–1783 Celý text.
  3. ^ A b C Uveden Nesvorným 2004 jako a možný člen, který není uveden v seznamu Sheppard 2004; orbitální prvky potvrzené Jacobsonem 2004
  4. ^ Gray, Bille. „Pseudo-MPEC pro S / 2003 J 4“. projectpluto.com. Citováno 18. července 2018.
  5. ^ David Nesvorný, Jose L. A. Alvarellos, Luke Dones a Harold F. LevisonOrbitální a kolizní vývoj nepravidelných satelitů, The Astronomical Journal,126 (2003), strany 398–429. (pdf)
  6. ^ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (5. května 2003). "Bohatá populace malých nepravidelných satelitů kolem Jupiteru". Příroda. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003 Natur.423..261S. doi:10.1038 / nature01584. PMID  12748634.
  7. ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J .; Gladman, Brett J .; Aksnes, Kaare Fotometrický průzkum nepravidelných satelitů, Icarus, 166, (2003), str. 33-45. Předtisk
  8. ^ Tommy Grav a Matthew J. HolmanFotometrie blízkých infračervených paprsků nepravidelných satelitů Jupitera a Saturnu, The Astrophysical Journal, 605, (2004), str. L141 – L144 Předtisk