Skupina Himalia - Himalia group


The Skupina Himalia je skupina postupovat nepravidelné satelity z Jupiter které následují podobně oběžné dráhy do Himálie a předpokládá se, že mají společný původ.[1]
Známí členové skupiny jsou (v pořadí rostoucí vzdálenosti od Jupitera):
název | Průměr (km) | Doba (dny) | Poznámky |
---|---|---|---|
Leda | 21.5 | 241.33 | |
Himalia | 139.6 (150 × 120) | 248.47 | největší prototyp člena a skupiny |
Ersa | 3 | 250.40 | |
Pandia | 3 | 251.77 | |
Elara | 79.9 | 258.48 | |
Lysithea | 42.2 | 258.58 | |
Dia | 4 | 276.00 |
Byly identifikovány dva další možné satelity objevené Sheppardem v roce 2017 jako pravděpodobně součást skupiny Himalia, ale byly příliš slabé (mag > 24), které mají být sledovány a potvrzeny jako satelity.[2]
The Mezinárodní astronomická unie (IAU) vyhrazuje jména pro měsíce Jupitera končící na -A (VedenýA, HimaliA a tak dále), aby měsíce v této skupině indikovaly postupné pohyby těchto těles ve vztahu k Jupiteru, jejich gravitačnímu ústřednímu objektu.[3]
Vlastnosti a původ
Předměty ve skupině Himalia mají poloviční hlavní osy (vzdálenosti od Jupitera) v rozmezí 11,15 a 11,75 Gm, sklony mezi 26,6 ° a 28,3 ° a výstřednosti mezi 0,11 a 0,25. Celá oběžná dráha. Fyzicky je skupina velmi homogenní, všechny satelity vykazují neutrální barvy (barevné indexy B − V = 0,66 a V − R = 0,36) podobné těm z Asteroidy typu C.. Vzhledem k omezenému rozptylu orbitálních parametrů a spektrální homogenita, bylo navrženo, že skupina by mohla být pozůstatkem rozpadu asteroidu z hlavní pás asteroidů.[4] Poloměr mateřského asteroidu byl pravděpodobně asi 89 km, jen o něco větší než u Himalie, která si zachovává přibližně 87% hmotnosti původního tělesa. To naznačuje, že asteroid nebyl silně narušen.[1]
Numerické integrace vykazují vysokou pravděpodobnost kolizí mezi členy progresivní skupiny během životnosti sluneční soustavy (např. v průměru 1,5 srážky mezi Himálií a Elarou). Stejné simulace navíc ukázaly poměrně vysokou pravděpodobnost kolizí mezi postupujícími a retrográdními satelity (např. Pasiphae a Himalia mají 27% pravděpodobnost kolize do 4,5 gigayears ). V důsledku toho bylo navrženo, že současná skupina může být výsledkem novější a bohaté kolizní historie mezi postupujícími a retrográdními satelity, na rozdíl od jediného rozpadu krátce po vzniku planety, který byl odvozen pro Carme a Ananke skupiny.[5]
Reference
- ^ A b Scott S. Sheppard, David C. JewittBohatá populace malých nepravidelných satelitů kolem Jupiteru, Příroda, 423 (Květen 2003), str. 261-263 (pdf) Archivováno 2006-08-13 na Wayback Machine
- ^ Sheppard, Scott; Williams, Gareth; Tholen, David; Trujillo, Chadwick; Brozovic, Marina; Thirouin, Audrey; et al. (Srpen 2018). „Nové satelity Jupiter a srážky Měsíc-Měsíc“. Výzkumné poznámky Americké astronomické společnosti. 2 (3). arXiv:1809.00700. Bibcode:2018RNAAS ... 2..155S. doi:10,3847 / 2515-5172 / aadd15. 155.
- ^ Antonietta Barucci, M. (2008). „Nepravidelné satelity obřích planet“ (PDF). V M. Antonietta Barucci; Hermann Boehnhardt; Dale P. Cruikshank; Alessandro Morbidelli (eds.). Sluneční soustava za Neptunem. p. 414. ISBN 9780816527557. Archivovány od originál (PDF) dne 10. srpna 2017. Citováno 22. července 2017.
- ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J .; Gladman, Brett J .; Aksnes, Kaare Fotometrický průzkum nepravidelných satelitů, Icarus, 166, (2003), str. 33-45. Předtisk
- ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé a Luke DonesKolizní původ rodin nepravidelných satelitů, The Astronomical Journal, 127 (2004), str. 1768–1783 (pdf).