stringtranslate.com

Юпитер троян

Астероиды внутренней части Солнечной системы и Юпитер Троянцы Юпитера делятся на две группы: греческий лагерь, расположенный впереди, и троянский лагерь, расположенный позади Юпитера на своей орбите.

Троянцы Юпитера , обычно называемые троянскими астероидами или просто троянцами , представляют собой большую группу астероидов , которые разделяют орбиту планеты Юпитер вокруг Солнца . Относительно Юпитера каждый троян совершает либрацию вокруг одной из стабильных точек Лагранжа Юпитера : либо L 4 , существующей на 60° впереди планеты на ее орбите, либо L 5 , на 60 ° позади. Троянцы Юпитера распределены в двух вытянутых, изогнутых областях вокруг этих точек Лагранжа со средней большой полуосью около 5,2  а.е. [1]

Первый обнаруженный троян Юпитера, 588 Achilles , был замечен в 1906 году немецким астрономом Максом Вольфом . [2] По состоянию на май 2021 года было обнаружено более 9800 троянов Юпитера . [3] По соглашению, каждый из них назван из греческой мифологии в честь персонажа Троянской войны , отсюда и название «троян». Считается, что общее количество троянов Юпитера диаметром более 1 км составляет около 1 миллиона , [1] что примерно равно количеству астероидов размером более 1 км в поясе астероидов . [4] Как и астероиды главного пояса, трояны Юпитера образуют семьи . [5]

По состоянию на 2004 год многие троянцы Юпитера были видны наблюдательным приборам как темные тела с красноватыми, невыразительными спектрами . Не было получено никаких убедительных доказательств присутствия воды или какого-либо другого специфического соединения на их поверхности, но считается, что они покрыты толинами , органическими полимерами, образованными солнечным излучением. [6] Плотность троянцев Юпитера (измеренная путем изучения двойных звезд или вращательных кривых блеска) варьируется от 0,8 до 2,5 г·см −3 . [5] Считается, что троянцы Юпитера были захвачены на свои орбиты на ранних стадиях формирования Солнечной системы или немного позже, во время миграции планет-гигантов. [5]

Термин «Троянский астероид» конкретно относится к астероидам, соорбитальным с Юпитером, но общий термин « троянский » иногда более широко применяется к другим небольшим телам Солнечной системы , имеющим схожие отношения с более крупными телами: известно, что существуют троянские астероиды Марса , Нептуна , Урана и Земли . [7] [8] [9] Термин «Троянский астероид» обычно понимается как конкретно обозначающий троянские астероиды Юпитера, поскольку первые троянские астероиды были обнаружены вблизи орбиты Юпитера, а на Юпитере в настоящее время находится наибольшее количество известных троянских астероидов. [3]

История наблюдений

Максимилиан Франц Йозеф Корнелиус Вольф (1890) — первооткрыватель первого троянца

В 1772 году итальянский математик Жозеф-Луи Лагранж , изучая ограниченную задачу трех тел , предсказал, что небольшое тело, разделяющее орбиту с планетой, но находящееся на 60° впереди или позади нее, будет захвачено вблизи этих точек. [2] Захваченное тело будет медленно вращаться вокруг точки равновесия по орбите головастика или подковы . [10] Эти ведущие и замыкающие точки называются точками Лагранжа L 4 и L 5 . [11] [Примечание 1] Первые астероиды, захваченные в точках Лагранжа, были обнаружены более чем через столетие после гипотезы Лагранжа. Первыми были обнаружены те, которые связаны с Юпитером. [2]

EE Barnard сделал первое зарегистрированное наблюдение трояна, (12126) 1999 RM 11 (в то время идентифицированного как A904 RD), в 1904 году, но ни он, ни другие не оценили его значимости в то время. [12] Barnard считал, что он видел недавно открытый спутник Сатурна Фебу , который в то время находился всего в двух угловых минутах в небе, или, возможно, астероид. Идентичность объекта не была понята, пока его орбита не была рассчитана в 1999 году. [12]

Первое признанное открытие трояна произошло в феврале 1906 года, когда астроном Макс Вольф из Государственной обсерватории Гейдельберг-Кёнигштуль обнаружил астероид в точке Лагранжа L 4 системы Солнце – Юпитер , позже названный 588 Ахиллес . [2] В 1906–1907 годах еще два трояна Юпитера были обнаружены немецким астрономом Августом Копффом ( 624 Гектор и 617 Патрокл ). [2] Гектор, как и Ахиллес, принадлежал к рою L 4 («впереди» планеты на ее орбите), тогда как Патрокл был первым астероидом, который, как известно, находился в точке Лагранжа L 5 («позади» планеты). [13] К 1938 году было обнаружено 11 троянцев Юпитера. [14] Это число возросло до 14 только в 1961 году. [2] По мере совершенствования инструментов скорость обнаружения быстро росла: к январю 2000 года было обнаружено в общей сложности 257 объектов; [11] к маю 2003 года их число выросло до 1600. [15] По состоянию на октябрь 2018 года известно о 4601 трояне Юпитера на L4 и 2439 на L5 . [ 16]

Номенклатура

Обычай называть все астероиды в точках L 4 и L 5 Юпитера именами знаменитых героев Троянской войны был предложен Иоганном Палисой из Вены , который первым точно вычислил их орбиты. [2]

Астероиды на ведущей (L 4 ) орбите названы в честь греческих героев («Греческий узел или лагерь» или « группа Ахиллеса »), а астероиды на ведомой (L 5 ) орбите названы в честь героев Трои («Троянский узел или лагерь»). [2] Астероиды 617 Патрокл и 624 Гектор были названы до того, как было разработано правило Греция/Троя, в результате чего в троянском узле оказался «греческий шпион» Патрокл , а в греческом узле — «троянский шпион» Гектор . [14] [17]

В 2018 году на своей 30-й Генеральной ассамблее в Вене Международный астрономический союз внес поправки в соглашение об именах троянских астероидов Юпитера, разрешив астероидам с H больше 12 (то есть средним диаметром менее примерно 22 километров при предполагаемом альбедо 0,057) называться в честь олимпийских спортсменов, поскольку в настоящее время известно гораздо больше троянских астероидов Юпитера, чем доступных имен греческих и троянских воинов, сражавшихся в Троянской войне. [18]

Числа и масса

Контурный график гравитационного потенциала , показывающий точки Лагранжа Земли; L 4 и L 5 находятся впереди (выше) и позади (ниже) планеты соответственно. Точки Лагранжа Юпитера расположены аналогичным образом на его гораздо большей орбите.

Оценки общего числа троянов Юпитера основаны на глубоких исследованиях ограниченных областей неба. [1] Считается, что рой L 4 содержит от 160 000 до 240 000 астероидов с диаметрами более 2 км и около 600 000 с диаметрами более 1 км. [1] [11] Если рой L 5 содержит сопоставимое количество объектов, то существует более 1 миллиона троянов Юпитера размером 1 км или больше. Для объектов ярче абсолютной величины 9,0 популяция, вероятно, полная. [15] Эти цифры аналогичны числу сопоставимых астероидов в поясе астероидов. [1] Общая масса троянов Юпитера оценивается в 0,0001 массы Земли или в одну пятую массы пояса астероидов. [11]

Два более поздних исследования показывают, что приведенные выше цифры могут завышать количество троянов Юпитера в несколько раз. Эта завышенная оценка вызвана (1) предположением, что все трояны Юпитера имеют низкое альбедо около 0,04, тогда как малые тела могут иметь среднее альбедо до 0,12; [19] (2) неверным предположением о распределении троянов Юпитера в небе. [20] Согласно новым оценкам, общее количество троянов Юпитера с диаметром более 2 км составляет 6300 ± 1000 и 3400 ± 500 в роях L 4 и L 5 соответственно. [20] Эти цифры будут уменьшены в 2 раза, если малые трояны Юпитера будут иметь большую отражательную способность, чем большие. [19]

Число троянских астероидов Юпитера, наблюдаемых в рое L 4 , немного больше, чем в L 5. Поскольку самые яркие троянские астероиды Юпитера показывают небольшую разницу в численности между двумя популяциями, это несоответствие, вероятно, вызвано смещением наблюдений. [5] Некоторые модели указывают на то, что рой L 4 может быть немного более стабильным, чем рой L 5. [10]

Самый большой троян Юпитера — 624 Hektor , средний диаметр которого составляет 203 ± 3,6 км. [15] По сравнению с общей популяцией крупных троянов Юпитера немного. С уменьшением размера число троянов Юпитера очень быстро растёт до 84 км, что намного больше, чем в поясе астероидов. Диаметр 84 км соответствует абсолютной величине 9,5, предполагая альбедо 0,04 . В диапазоне 4,4–40 км распределение размеров троянов Юпитера напоминает распределение размеров астероидов главного пояса. О массах более мелких троянов Юпитера ничего не известно. [10] Распределение размеров предполагает, что более мелкие троянцы могут быть продуктами столкновений более крупных троянов Юпитера. [5]

Орбиты

Анимация орбиты 624 Гектора (синяя) на фоне орбиты Юпитера (внешний красный эллипс)

Троянцы Юпитера имеют орбиты с радиусами от 5,05 до 5,35 а.е. (средняя большая полуось составляет 5,2 ± 0,15 а.е.) и распределены по вытянутым, изогнутым областям вокруг двух точек Лагранжа; [1] каждый рой простирается примерно на 26° вдоль орбиты Юпитера, что составляет общее расстояние около 2,5 а.е. [11] Ширина роев приблизительно равна двум радиусам Хилла , что в случае Юпитера составляет около 0,6 а.е. [10] Многие из троянцев Юпитера имеют большие наклоны орбиты относительно плоскости орбиты Юпитера — до 40°. [11]

Троянцы Юпитера не сохраняют фиксированного расстояния от Юпитера. Они медленно либрируют вокруг своих соответствующих точек равновесия, периодически приближаясь к Юпитеру или удаляясь от него. [10] Троянцы Юпитера обычно следуют по траекториям, называемым орбитами головастика , вокруг точек Лагранжа; средний период их либрации составляет около 150 лет. [11] Амплитуда либрации (вдоль орбиты Юпитера) варьируется от 0,6° до 88°, при этом среднее значение составляет около 33°. [10] Моделирование показывает, что троянцы Юпитера могут следовать даже по более сложным траекториям при движении из одной точки Лагранжа в другую — они называются подковообразными орбитами (в настоящее время не известно ни одного троянца Юпитера с такой орбитой, хотя один известен для Нептуна ). [10]

Динамические семейства и двоичные файлы

Распознавание динамических семейств в популяции троянцев Юпитера сложнее, чем в поясе астероидов, поскольку троянцы Юпитера заперты в гораздо более узком диапазоне возможных положений. Это означает, что кластеры имеют тенденцию перекрываться и сливаться с общим роем. К 2003 году было идентифицировано около дюжины динамических семейств. Семейства троянцев Юпитера намного меньше по размеру, чем семейства в поясе астероидов; крупнейшее идентифицированное семейство, группа Менелая, состоит всего из восьми членов. [5]

В 2001 году 617 Патрокл был первым трояном Юпитера, который был идентифицирован как двойной астероид . [21] Орбита двойного астероида чрезвычайно близка, 650 км, по сравнению с 35 000 км для сферы Хилла основного астероида . [22] Самый большой троян Юпитера — 624 Гектор — вероятно, является контактным двойным астероидом с небольшим спутником. [5] [23] [24]

Физические свойства

Троян 624 Гектор (указан) по яркости схож с карликовой планетой Плутон .

Троянцы Юпитера — это темные тела неправильной формы. Их геометрическое альбедо обычно варьируется от 3 до 10%. [15] Среднее значение составляет 0,056 ± 0,003 для объектов размером более 57 км, [5] и 0,121 ± 0,003 (R-диапазон) для объектов размером менее 25 км. [19] Астероид 4709 Ennomos имеет самое высокое альбедо (0,18) из всех известных троянов Юпитера. [15] Мало что известно о массе, химическом составе, вращении или других физических свойствах троянов Юпитера. [5]

Вращение

Вращательные свойства троянцев Юпитера изучены недостаточно. Анализ кривых вращательного блеска 72 троянцев Юпитера дал средний период вращения около 11,2 часов, тогда как средний период контрольной выборки астероидов в поясе астероидов составил 10,6 часов. [25] Распределение периодов вращения троянцев Юпитера, по-видимому, хорошо аппроксимируется функцией Максвелла , [Примечание 2], тогда как распределение для астероидов главного пояса оказалось немаксвелловским, с дефицитом периодов в диапазоне 8–10 часов. [25] Максвелловское распределение периодов вращения троянцев Юпитера может указывать на то, что они претерпели более сильную эволюцию столкновений по сравнению с поясом астероидов. [25]

В 2008 году группа ученых из колледжа Кэлвина исследовала кривые блеска десмещенной выборки из десяти троянских астероидов Юпитера и обнаружила медианный период вращения 18,9 часов. Это значение было значительно выше, чем у астероидов главного пояса аналогичного размера (11,5 часов). Разница может означать, что троянские астероиды Юпитера обладают более низкой средней плотностью, что может означать, что они сформировались в поясе Койпера (см. ниже). [26]

Состав

Спектроскопически троянцы Юпитера в основном являются астероидами D-типа , которые преобладают во внешних областях пояса астероидов. [5] Небольшое количество классифицируется как астероиды P или C-типа . [25] Их спектры красные (что означает, что они отражают больше света на более длинных волнах) или нейтральные и невыразительные. [15] По состоянию на 2007 год не было получено никаких убедительных доказательств наличия воды, органики или других химических соединений . 4709 Ennomos имеет альбедо немного выше, чем среднее значение для троянцев Юпитера, что может указывать на наличие водяного льда. Некоторые другие троянцы Юпитера, такие как 911 Agamemnon и 617 Patroclus , показали очень слабое поглощение на 1,7 и 2,3 мкм, что может указывать на присутствие органики. [27] Спектры троянских астероидов Юпитера похожи на спектры нерегулярных лун Юпитера и, в определенной степени, на ядра комет , хотя троянские астероиды Юпитера спектрально сильно отличаются от более красных объектов пояса Койпера. [1] [5] Спектр троянских астероидов Юпитера можно сопоставить со смесью водяного льда, большого количества богатого углеродом материала ( древесного угля ) [5] и, возможно, богатых магнием силикатов . [25] Состав популяции троянских астероидов Юпитера, по-видимому, заметно однороден, с небольшой или нулевой дифференциацией между двумя роями. [28]

Группа ученых из обсерватории Кека на Гавайях в 2006 году объявила, что измерила плотность двойного троянца Юпитера 617 Патрокл , которая оказалась меньше плотности водяного льда (0,8 г/см3 ) , что говорит о том, что пара и, возможно, многие другие троянские объекты по составу больше похожи на кометы или объекты пояса Койпера — водяной лед со слоем пыли, — чем на астероиды главного пояса. [22] В противовес этому аргументу, плотность Гектора, определенная по его вращательной кривой блеска (2,480 г/см3 ) , значительно выше, чем у 617 Патрокл. [24] Такая разница в плотностях предполагает, что плотность может быть не лучшим индикатором происхождения астероида. [24]

Происхождение и эволюция

Появились две основные теории, объясняющие формирование и эволюцию троянцев Юпитера. Первая предполагает, что троянцы Юпитера образовались в той же части Солнечной системы, что и Юпитер, и вышли на их орбиты во время его формирования. [10] Последняя стадия формирования Юпитера включала в себя неуправляемый рост его массы за счет аккреции большого количества водорода и гелия из протопланетного диска ; во время этого роста, который длился всего около 10 000 лет, масса Юпитера увеличилась в десять раз. Планетезимали , которые имели примерно те же орбиты, что и Юпитер, были захвачены возросшей гравитацией планеты. [10] Механизм захвата был очень эффективным — около 50% всех оставшихся планетезималей были захвачены. Эта гипотеза имеет две основные проблемы: количество захваченных тел превышает наблюдаемую популяцию троянцев Юпитера на четыре порядка величины , и нынешние троянские астероиды Юпитера имеют большие наклоны орбит, чем предсказываются моделью захвата. [10] Моделирование этого сценария показывает, что такой режим формирования также будет препятствовать созданию подобных троянцев для Сатурна , и это было подтверждено наблюдением: на сегодняшний день троянцы не были обнаружены вблизи Сатурна. [29] В вариации этой теории Юпитер захватывает троянцев во время своего первоначального роста, а затем мигрирует по мере своего дальнейшего роста. Во время миграции Юпитера орбиты объектов на подковообразных орбитах искажаются, в результате чего сторона L4 этих орбит оказывается перенаселенной. В результате избыток троянцев оказывается захваченным на стороне L4, когда подковообразные орбиты смещаются в орбиты головастика по мере роста Юпитера. Эта модель также оставляет популяцию троянских астероидов Юпитера на 3–4 порядка больше, чем нужно. [30]

Вторая теория предполагает, что троянцы Юпитера были захвачены во время миграции гигантских планет, описанной в модели Ниццы . В модели Ниццы орбиты гигантских планет стали нестабильными через 500–600 миллионов лет после образования Солнечной системы, когда Юпитер и Сатурн пересекли свой резонанс среднего движения 1:2 . Встречи между планетами привели к тому, что Уран и Нептун были рассеяны наружу в первичный пояс Койпера , нарушив его и выбросив миллионы объектов внутрь. [31] Когда Юпитер и Сатурн были близки к своему резонансу 1:2, орбиты уже существовавших троянцев Юпитера стали нестабильными во время вторичного резонанса с Юпитером и Сатурном. Это произошло, когда период либрации троянцев вокруг их точки Лагранжа имел отношение 3:1 к периоду, в течение которого положение, в котором Юпитер проходит Сатурн, обращалось относительно его перигелия. Этот процесс также был обратимым, позволяя части многочисленных объектов, рассеянных внутрь Ураном и Нептуном, войти в этот регион и быть захваченными, когда орбиты Юпитера и Сатурна разделились. Эти новые троянцы имели широкий диапазон наклонов, что стало результатом множественных столкновений с гигантскими планетами до того, как они были захвачены. [32] Этот процесс также может происходить позже, когда Юпитер и Сатурн пересекают более слабые резонансы. [33]

В пересмотренной версии модели Nice троянцы Юпитера захватываются, когда Юпитер сталкивается с ледяным гигантом во время нестабильности. В этой версии модели Nice один из ледяных гигантов (Уран, Нептун или потерянная пятая планета ) рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, и рассеивается Юпитером наружу, заставляя орбиты Юпитера и Сатурна быстро разделяться. Когда большая полуось Юпитера прыгает во время этих столкновений, существующие троянцы Юпитера могут вырваться, и захватываются новые объекты с большими полуосями, похожими на новую большую полуось Юпитера. После своего последнего столкновения ледяной гигант может пройти через одну из точек либрации и возмутить их орбиты, оставив эту точку либрации истощенной относительно другой. После окончания столкновений некоторые из этих троянских объектов Юпитера теряются, а другие захватываются, когда Юпитер и Сатурн находятся вблизи слабых резонансов среднего движения, таких как резонанс 3:7, посредством механизма оригинальной модели Ниццы. [33]

Долгосрочное будущее троянцев Юпитера остается под вопросом, поскольку множественные слабые резонансы с Юпитером и Сатурном заставляют их вести себя хаотично с течением времени. [34] Столкновительное дробление медленно истощает популяцию троянцев Юпитера по мере выброса фрагментов. Выброшенные трояны Юпитера могут стать временными спутниками Юпитера или комет семейства Юпитера . [5] Моделирование показывает, что орбиты до 17% троянцев Юпитера нестабильны на протяжении жизни Солнечной системы. [35] Левисон и др. полагают, что примерно 200 выброшенных троянцев Юпитера диаметром более 1 км могут путешествовать по Солнечной системе, а некоторые, возможно, находятся на орбитах, пересекающих орбиту Земли. [36] Некоторые из выброшенных троянцев Юпитера могут стать кометами семейства Юпитера, когда они приближаются к Солнцу, и их поверхностный лед начинает испаряться. [36]

Исследование

4 января 2017 года НАСА объявило, что Люси была выбрана в качестве одной из двух следующих миссий программы Discovery . [37] Люси должна исследовать семь [38] троянских объектов Юпитера. Она была запущена 16 октября 2021 года и прибудет в троянское облако L 4 в 2027 году после двух гравитационных маневров Земли и пролета астероида главного пояса. Затем она вернется в окрестности Земли для еще одного гравитационного маневра, чтобы доставить ее в троянское облако L 5 Юпитера , где она посетит 617 Патрокл . [39]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Три другие точки — L 1 , L 2 и L 3 — нестабильны. [10]
  2. ^ Функция Максвелла имеет вид , где — средний период вращения, — дисперсия периодов.

Ссылки

  1. ^ abcdefg Ёсида, Ф.; Накамура, Т. (2005). «Распределение размеров слабых троянских астероидов L4». Астрономический журнал . 130 (6): 2900–11. Бибкод : 2005AJ....130.2900Y. дои : 10.1086/497571 .
  2. ^ abcdefgh Николсон, Сет Б. (1961). «Троянские астероиды». Листовки астрономического общества Тихого океана . 8 (381): 239–46. Bibcode : 1961ASPL....8..239N.
  3. ^ ab "Trojan Minor Planets". Minor Planet Center. Архивировано из оригинала 29 июня 2017 года . Получено 14 октября 2018 года .
  4. ^ Тедеско, Э. Ф.; Дезерт, Ф.-Х. (2002). «Глубокий поиск астероидов инфракрасной космической обсерваторией». The Astronomical Journal . 123 (4): 2070–2082. Bibcode : 2002AJ....123.2070T. doi : 10.1086/339482 .
  5. ^ abcdefghijklm Jewitt, David C.; Sheppard, Scott; Porco, Carolyn C. (2004). "Внешние спутники Юпитера и троянцы" (PDF) . В Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Cambridge University Press. S2CID  53962019. Архивировано из оригинала 9 ноября 2019 г. . Получено 30 апреля 2021 г. .{{cite book}}: CS1 maint: bot: original URL status unknown (link)
  6. ^ Dotto, E; Fornasier, S; Barucci, MA; Licandro, J; Boehnhardt, H; Hainaut, O; Marzari, F; De Bergh, C; De Luise, F (2006). «Состав поверхности троянцев Юпитера: обзор динамических семейств в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах». Icarus . 183 (2): 420–434. Bibcode :2006Icar..183..420D. doi :10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  7. ^ Sheppard, SS; CA Trujillo (28 июля 2006 г.). «Густое облако троянцев Нептуна и их цвета» (PDF) . Science . 313 (5786). Нью-Йорк: 511–514. Bibcode :2006Sci...313..511S. doi :10.1126/science.1127173. OCLC  110021198. PMID  16778021. S2CID  35721399. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 г.
  8. ^ "Миссия NASA WISE обнаружила первый троянский астероид на орбите Земли 27 июля 2011 года". Архивировано из оригинала 2 мая 2017 года . Получено 29 июля 2011 года .
  9. ↑ Коннорс, Мартин; Вигерт, Пол; Вейе, Кристиан (28 июля 2011 г.). «Троянский астероид Земли». Nature . 475 (7357): 481–483. Bibcode :2011Natur.475..481C. doi :10.1038/nature10233. PMID  21796207. S2CID  205225571.
  10. ^ abcdefghijk Марзари, Ф.; Шолль, Х.; Мюррей С.; Лагерквист К. (2002). «Происхождение и эволюция троянских астероидов» (PDF) . Астероиды III . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 725–38. Архивировано (PDF) из оригинала 6 июня 2011 года . Проверено 17 января 2009 г.
  11. ^ abcdefg Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (2000). «Популяция и распределение размеров малых троянских астероидов-гигантов». The Astronomical Journal . 120 (2): 1140–7. arXiv : astro-ph/0004117 . Bibcode : 2000AJ....120.1140J. doi : 10.1086/301453. S2CID  119450236.
  12. ^ ab Brian G. Marsden (1 октября 1999 г.). "The Earlyest Observation of a Trojan". Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики (CfA). Архивировано из оригинала 14 ноября 2008 г. Получено 20 января 2009 г.
  13. ^ Эйнарссон, Стурла (1913). «Малые планеты Троянской группы». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 25 (148): 131–3. Bibcode : 1913PASP...25..131E. doi : 10.1086/122216. S2CID  122428016.
  14. ^ ab Wyse, AB (1938). «Троянская группа». Листовки астрономического общества Тихого океана . 3 (114): 113–19. Bibcode : 1938ASPL....3..113W.
  15. ^ abcdef Фернандес, Янга Р.; Шеппард, Скотт С.; Джуитт, Дэвид К. (2003). «Распределение альбедо троянских астероидов Юпитера». Астрономический журнал . 126 (3): 1563–1574. Бибкод : 2003AJ....126.1563F. CiteSeerX 10.1.1.7.5611 . дои : 10.1086/377015. S2CID  15977388. 
  16. ^ "Список троянов Юпитера". Minor Planet Center. Архивировано из оригинала 12 июня 2018 года . Получено 14 октября 2018 года .
  17. ^ "Троянские астероиды". Космос . Технологический университет Суинберна. Архивировано из оригинала 23 июня 2017 года . Получено 13 июня 2017 года .
  18. ^ "MPEC 2020-T164". minorplanetcenter.net . Получено 20 июля 2024 г. .
  19. ^ abc Fernández, YR; Jewitt, D.; Ziffer, JE (2009). «Альбедо малых троянцев-гигантов». The Astronomical Journal . 138 (1): 240–250. arXiv : 0906.1786 . Bibcode : 2009AJ....138..240F. doi : 10.1088/0004-6256/138/1/240. S2CID  5592793.
  20. ^ аб Накамура, Цуко; Ёсида, Фуми (2008). «Новая модель поверхностной плотности троянов Юпитера вокруг треугольных точек либрации». Публикации Астрономического общества Японии . 60 (2): 293–296. Бибкод : 2008PASJ...60..293N. дои : 10.1093/пасж/60.2.293 .
  21. ^ Merline, WJ (2001). "IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2". Архивировано из оригинала 19 июля 2011 года . Получено 25 октября 2010 года .
  22. ^ ab Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; et al. (2006). «Низкая плотность 0,8 г см −3 для троянского двойного астероида 617 Патрокл». Nature . 439 (7076): 565–567. arXiv : astro-ph/0602033 . Bibcode :2006Natur.439..565M. doi :10.1038/nature04350. PMID  16452974. S2CID  4416425.
  23. ^ "IAUC 8732: S/2006 (624) 1". Архивировано из оригинала 19 июля 2011 г. Получено 23 июля 2006 г.(Спутниковое открытие)
  24. ^ abc Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (2007). «Плотности объектов Солнечной системы по их вращательным кривым блеска». The Astronomical Journal . 133 (4): 1393–1408. arXiv : astro-ph/0612237 . Bibcode : 2007AJ....133.1393L. doi : 10.1086/511772. S2CID  17735600.
  25. ^ abcde Barucci, MA; Kruikshank, DP; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). «Физические свойства троянских и кентавровых астероидов». Астероиды III . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. С. 273–87.
  26. ^ Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (апрель 2008 г.). «Анализ кривой блеска несмещенной выборки троянских астероидов». The Minor Planet Bulletin . 35 (2). Association of Lunar and Planetary Observers: 82–84. Bibcode : 2008MPBu...35...82M. OCLC  85447686.
  27. ^ Yang, Bin; Jewitt, David (2007). «Спектроскопический поиск водяного льда на троянских астероидах-гигантах». The Astronomical Journal . 134 (1): 223–228. Bibcode : 2007AJ....134..223Y. doi : 10.1086/518368 . Получено 19 января 2009 г.
  28. ^ Дотто, Э.; Форнасьер, С.; Баруччи, МА; и др. (август 2006 г.). «Состав поверхности троянцев Юпитера: обзор динамических семейств в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах». Icarus . 183 (2): 420–434. Bibcode :2006Icar..183..420D. doi :10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  29. ^ Марзари, Ф.; Шолль, Х. (1998). «Рост Юпитера и Сатурна и захват троянцев». Астрономия и астрофизика . 339 : 278–285. Bibcode : 1998A&A...339..278M.
  30. ^ Пирани, С.; Йохансен, А.; Битч, Б.; Мустилл, А. Дж.; Туррини, Д. (2019). «Последствия миграции планет на малых телах ранней Солнечной системы». Астрономия и астрофизика . 623 : A169. arXiv : 1902.04591 . Bibcode : 2019A&A...623A.169P. doi : 10.1051/0004-6361/201833713. S2CID  119546182.
  31. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаэрховен, Криста; и др. (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности орбит Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Бибкод : 2008Icar..196..258L. дои :10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  32. ^ Morbidelli, A.; Levison, HF; Tsiganis, K.; Gomes, R. (26 мая 2005 г.). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе» (PDF) . Nature . 435 (7041): 462–465. Bibcode :2005Natur.435..462M. doi :10.1038/nature03540. OCLC  112222497. PMID  15917801. S2CID  4373366. Архивировано из оригинала (PDF) 31 июля 2009 г. . Получено 19 января 2009 г. .
  33. ^ ab Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013). "Capture of Trojans by Jumping Jupiter". The Astrophysical Journal . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Bibcode :2013ApJ...768...45N. doi :10.1088/0004-637X/768/1/45. S2CID  54198242.
  34. ^ Робутал, П.; Габерн, Ф.; Джорба А. (2005). «Наблюдаемые троянцы и глобальная динамика вокруг точек Лагранжа системы Солнце–Юпитер» (PDF) . Небесная механика и динамическая астрономия . 92 (1–3): 53–69. Bibcode :2005CeMDA..92...53R. doi :10.1007/s10569-004-5976-y. S2CID  5759776. Архивировано из оригинала (PDF) 31 июля 2009 г.
  35. ^ Клеоменис Циганис; Гарри Варвоглис; Рудольф Дворак (апрель 2005 г.). «Хаотическая диффузия и эффективная устойчивость троянцев Юпитера». Небесная механика и динамическая астрономия . 92 (1–3). Springer: 71–87. Bibcode : 2005CeMDA..92...71T. doi : 10.1007/s10569-004-3975-7. S2CID  123648472.
  36. ^ ab Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (1997). «Динамическая эволюция троянских астероидов Юпитера». Nature . 385 (6611): 42–44. Bibcode :1997Natur.385...42L. doi :10.1038/385042a0. S2CID  4323757.
  37. ^ Нортон, Карен (4 января 2017 г.). «NASA выбирает две миссии для исследования ранней Солнечной системы». NASA . Архивировано из оригинала 5 января 2017 г. . Получено 5 января 2017 г. .
  38. ^ "Tour". Сайт миссии Люси . НАСА. Архивировано из оригинала 8 сентября 2018 года . Получено 5 октября 2021 года .
  39. ^ Дрейер, Кейси; Лакдавалла, Эмили (30 сентября 2015 г.). «NASA объявляет о пяти предложениях Discovery, выбранных для дальнейшего изучения». Планетарное общество . Архивировано из оригинала 2 октября 2015 г. Получено 1 октября 2015 г.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Трояны Юпитера» .