stringtranslate.com

Юпитер троян

Астероиды внутренней части Солнечной системы и Юпитер . Троянцы Юпитера делятся на две группы: греческий лагерь перед Юпитером и троянский лагерь , следующий за Юпитером на своей орбите.

Трояны Юпитера , обычно называемые троянскими астероидами или просто троянами , 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 , находящейся на 60 ° впереди планеты на ее орбите, либо L 5 , на 60 ° позади. Трояны 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 Ахиллес , был замечен в 1906 году немецким астрономом Максом Вольфом . [2] По состоянию на май 2021 года обнаружено более 9800 троянов Jupiter . [3] По соглашению, каждый из них назван в греческой мифологии в честь деятеля Троянской войны , отсюда и название «троян». Общее количество троянов Юпитера диаметром более 1 км, как полагают, составляет около 1 миллиона , [1] примерно равно числу 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 трояны Юпитера отображались наблюдательным инструментам как темные тела с красноватыми, невыразительными спектрами . Никаких убедительных доказательств присутствия воды или какого-либо другого специфического соединения на их поверхности получено не было, но считается, что они покрыты толинами , органическими полимерами, образованными под действием солнечного излучения. [6] Плотность троянов Юпитера (измеренная путем изучения двойных систем или кривых блеска вращения) варьируется от 0,8 до 2,5 г·см -3 . [5] Считается, что трояны 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, находящимся на одной орбите с Юпитером, но общий термин « троян » иногда более широко применяется к другим небольшим телам Солнечной системы , имеющим аналогичные отношения с более крупными телами: троянами Марса , троянами Нептуна , троянами Урана. и земные трояны, как известно, существуют. [7] [8] [9] Под термином «троянский астероид» обычно понимают троянов Юпитера, поскольку первые трояны были обнаружены вблизи орбиты Юпитера, а на Юпитере в настоящее время находятся самые известные трояны. [3]

История наблюдений

Максимилиан Франц Йозеф Корнелиус Вольф (1890 г.) — первооткрыватель первого трояна.

В 1772 году математик итальянского происхождения Жозеф-Луи Лагранж , изучая ограниченную задачу трех тел , предсказал, что небольшое тело, разделяющее орбиту с планетой, но лежащее на 60° впереди или позади нее, будет захвачено вблизи этих точек. [2] Захваченное тело будет медленно вибрировать вокруг точки равновесия по орбите головастика или подковы . [10] Эти ведущие и конечные точки называются точками Лагранжа L 4 и L 5 . [11] [Примечание 1] Первые астероиды, попавшие в точки Лагранжа, наблюдались более чем через столетие после появления гипотезы Лагранжа. Те, что связаны с Юпитером, были открыты первыми. [2]

Э. Э. Барнард сделал первое зарегистрированное наблюдение трояна (12126) 1999 RM 11 (идентифицированного в то время как A904 RD) в 1904 году, но ни он, ни другие не оценили его значение в то время. [12] Барнард полагал, что он видел недавно открытый спутник Сатурна Феба , который в то время находился на небе всего в двух угловых минутах , или, возможно, астероид. Идентичность объекта не была понятна до тех пор, пока в 1999 году не была рассчитана его орбита. [12]

Первое общепризнанное открытие трояна произошло в феврале 1906 года, когда астроном Макс Вольф из Гейдельбергско-Кенигштульской государственной обсерватории обнаружил в лагранжевой точке L 4 системы Солнце - Юпитер астероид , позже названный 588 Ахиллесом . [2] В 1906–1907 годах еще два трояна Юпитера были обнаружены немецким астрономом Августом Копфом ( 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 известным астероидом, находящимся в точке Лагранжа L 5 («позади» планеты). [13] К 1938 году было обнаружено 11 троянов Юпитера. [14] Это число увеличилось до 14 только в 1961 году. [2] По мере совершенствования инструментов скорость открытий быстро росла: к январю 2000 года было обнаружено в общей сложности 257 инструментов; [11] к маю 2003 года их число выросло до 1600. [15] По состоянию на октябрь 2018 года известно 4601 троян Юпитера на L 4 и 2439 на L 5 . [16]

Номенклатура

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

Астероиды на передней (L 4 ) орбите названы в честь греческих героев («Греческий узел или лагерь» или « группа Ахиллеса »), а на задней (L 5 ) орбите — в честь героев Трои («Троянский узел» или «Троянская орбита»). узел или лагерь»). [2] Астероиды 617 Патрокл и 624 Гектор были названы до того, как было разработано правило Греции/Трои, в результате чего «греческий шпион» Патрокл находился в Троянском узле, а «Троянский шпион» Гектор — в греческом узле. [14] [17]

Числа и масса

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

Оценки общей численности троянов Юпитера основаны на глубоких исследованиях ограниченных участков неба. [1] Считается, что рой L 4 содержит от 160 000 до 240 000 астероидов диаметром более 2 км и около 600 000 астероидов диаметром 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 показателям сопоставимых астероидов в поясе астероидов. [1] Общая масса троянов Юпитера оценивается в 0,0001 массы Земли или в одну пятую массы пояса астероидов. [11]

Еще два недавних исследования показывают, что приведенные выше цифры могут в несколько раз преувеличивать численность троянов Юпитера. Это завышение вызвано (1) предположением, что все трояны Юпитера имеют низкое альбедо , около 0,04, тогда как у малых тел среднее альбедо может достигать 0,12; [18] (2) неверное предположение о распространении троянов Юпитера на небе. [19] Согласно новым оценкам, общее количество троянов Юпитера диаметром более 2 км составляет 6300 ± 1000 и 3400 ± 500 в роях L4 и L5 соответственно. [19] Эти цифры были бы уменьшены в два раза, если бы маленькие трояны Юпитера были более отражающими, чем большие. [18]

Число троянов Юпитера, наблюдаемых в рое L 4 , немного больше, чем в L 5 . Поскольку самые яркие трояны Юпитера демонстрируют небольшие различия в численности между двумя популяциями, это несоответствие, вероятно, связано с погрешностью наблюдений. [5] Некоторые модели показывают, что рой L 4 может быть немного более стабильным, чем рой L 5 . [10]

Самый крупный троян Юпитера — 624 Hektor , средний диаметр которого составляет 203 ± 3,6 км. [15] Крупных троянов Юпитера немного по сравнению с общей популяцией. С уменьшением размеров число троянов Юпитера очень быстро растёт до 84 км, гораздо больше, чем в поясе астероидов. Диаметр 84 км соответствует абсолютной звездной величине 9,5 при условии, что альбедо равно 0,04. В диапазоне 4,4–40 км распределение размеров троянов Юпитера напоминает распределение астероидов главного пояса. О массах меньших троянов Юпитера ничего не известно. [10] Распределение по размерам позволяет предположить, что более мелкие трояны могут быть продуктом столкновений с более крупными троянами Юпитера. [5]

Орбиты

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

Трояны 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 примерно равна двум радиусам Хилла , что в случае Юпитера составляет около 0,6 а.е. [10] Многие из троянов Юпитера имеют большие наклоны орбит относительно плоскости орбиты Юпитера — до 40°. [11]

Трояны Юпитера не поддерживают фиксированное расстояние от Юпитера. Они медленно колеблются вокруг соответствующих точек равновесия, периодически приближаясь к Юпитеру или удаляясь от него. [10] Трояны Юпитера обычно следуют путям, 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°, в среднем около 33°. [10] Моделирование показывает, что трояны Юпитера могут следовать еще более сложным траекториям при движении от одной точки Лагранжа к другой — это называются подковообразные орбиты (в настоящее время не известно ни одного трояна Юпитера с такой орбитой, хотя один известен для Нептуна ). [10]

Динамические семейства и бинарные файлы

Выявить динамические семейства в популяции троянов Юпитера сложнее, чем в поясе астероидов, поскольку трояны Юпитера ограничены гораздо более узким диапазоном возможных положений. Это означает, что кластеры имеют тенденцию перекрываться и сливаться с общим рой. К 2003 году было выявлено около дюжины динамичных семей. Семьи юпитерианских троян значительно меньше по размеру, чем семейства в поясе астероидов; Самая крупная идентифицированная семья, группа Менелая, состоит всего из восьми членов. [5]

В 2001 году 617 Патрокл стал первым трояном Юпитера, который был идентифицирован как двойной астероид . [20] Орбита двойной системы чрезвычайно близка и составляет 650 км по сравнению с 35 000 км для основной сферы Хилла . [21] Самый крупный троян Юпитера — 624 Гектор — вероятно, представляет собой контактную двойную систему со спутником. [5] [22] [23]

Физические свойства

Троян 624 Гектор (обозначен) по яркости похож на карликовую планету Плутон .

Трояны Юпитера представляют собой 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. [18] Астероид 4709 Энномос имеет самое высокое альбедо (0,18) среди всех известных троянов Юпитера. [15] Мало что известно о массах, химическом составе, вращении и других физических свойствах троянов Юпитера. [5]

Вращение

Вращательные свойства троянов Юпитера малоизвестны. Анализ вращательных кривых блеска 72 троянов Юпитера дал средний период вращения около 11,2 часа, тогда как средний период контрольной выборки астероидов в поясе астероидов составил 10,6 часа. [24] Распределение периодов вращения троянов Юпитера оказалось хорошо аппроксимируемым функцией Максвелла , [Примечание 2] , тогда как распределение для астероидов главного пояса оказалось немаксвелловским, с дефицитом периодов в диапазоне 8–10 часов. [24] Максвелловское распределение периодов вращения троянов Юпитера может указывать на то, что они претерпели более сильную столкновительную эволюцию по сравнению с поясом астероидов. [24]

В 2008 году команда из Кэлвин-колледжа исследовала кривые блеска искаженной выборки из десяти троянов Юпитера и обнаружила, что средний период вращения составляет 18,9 часов. Это значение было значительно выше, чем для астероидов главного пояса аналогичного размера (11,5 часов). Разница может означать, что трояны Юпитера обладают более низкой средней плотностью, что может означать, что они сформировались в поясе Койпера (см. Ниже). [25]

Состав

Спектроскопически трояны Юпитера в основном представляют собой астероиды D-типа , которые преобладают во внешних областях пояса астероидов. [5] Небольшое количество астероидов классифицируется как P или C-тип . [24] Их спектры красные (это 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, органических веществ или других химических соединений . Альбедо 4709 Энномоса немного выше, чем в среднем у трояна Юпитера, что может указывать на наличие водяного льда. Некоторые другие трояны Юпитера, такие как 911 Агамемнон и 617 Патрокл , показали очень слабое поглощение на длинах волн 1,7 и 2,3 мкм, что может указывать на присутствие органических веществ. [26] Спектры троянов Юпитера аналогичны спектрам неправильных спутников Юпитера и, в определенной степени, ядрам комет , хотя трояны Юпитера спектрально сильно отличаются от более красных объектов пояса Койпера. [1] [5] Спектр трояна Юпитера можно сопоставить со смесью водяного льда, большого количества богатого углеродом материала ( древесного угля ) [5] и, возможно, силикатов , богатых магнием . [24] Состав популяции троянцев Юпитера, по-видимому, заметно однороден, различия между двумя роями практически отсутствуют. [27]

В 2006 году группа из обсерватории Кека на Гавайях объявила, что она измерила плотность двойного трояна Юпитера 617 Патрокл как меньшую, чем плотность водяного льда (0,8 г/см 3 ), предполагая, что эта пара и, возможно, многие другие трояны объекты по составу больше напоминают кометы или объекты пояса Койпера (водяной лед со слоем пыли), чем астероиды главного пояса. [21] Вопреки этому аргументу, плотность Гектора, определенная по его вращательной кривой блеска (2,480 г/см 3 ), значительно выше, чем у 617 Патрокла. [23] Такая разница в плотности предполагает, что плотность не может быть хорошим индикатором происхождения астероида. [23]

Происхождение и эволюция

Появились две основные теории, объясняющие формирование и эволюцию троянов Юпитера. Первая предполагает, что трояны Юпитера сформировались в той же части Солнечной системы , что и Юпитер, и вышли на свои орбиты во время его формирования. [10] Последняя стадия формирования Юпитера включала безудержный рост его массы за счет аккреции большого количества водорода и гелия из протопланетного диска ; за время этого роста, продолжавшегося всего около 10 000 лет, масса Юпитера увеличилась в десять раз. Планетезимали , имевшие примерно те же орбиты , что и Юпитер, были захвачены возросшей гравитацией планеты. [10] Механизм захвата был очень эффективным — около 50% всех оставшихся планетезималей оказались в ловушке. У этой гипотезы есть две основные проблемы: количество захваченных тел превышает наблюдаемую популяцию троянов Юпитера на четыре порядка , а нынешние астероиды-трояны Юпитера имеют больший наклон орбит, чем предсказывает модель захвата. [10] Моделирование этого сценария показывает, что такой способ формирования также будет препятствовать созданию подобных троянов для Сатурна , и это было подтверждено наблюдениями: на сегодняшний день вблизи Сатурна не обнаружено никаких троянов. [28] В одном из вариантов этой теории Юпитер захватывает троянов во время своего первоначального роста, а затем мигрирует по мере продолжения роста. Во время миграции Юпитера орбиты объектов на подковообразных орбитах искажаются, в результате чего сторона L4 этих орбит оказывается перегруженной. В результате избыток троянов оказывается на стороне L4, когда подковообразные орбиты смещаются на орбиты головастика по мере роста Юпитера. Эта модель также оставляет популяцию троянцев Юпитера на 3–4 порядка слишком большой. [29]

Вторая теория предполагает, что трояны Юпитера были захвачены во время миграции планет-гигантов, описанных в модели Ниццы . В модели Ниццы орбиты планет-гигантов стали нестабильными через 500–600 миллионов лет после формирования Солнечной системы, когда Юпитер и Сатурн пересекли резонанс среднего движения 1:2 . Столкновения между планетами привели к тому, что Уран и Нептун были рассеяны в первозданный пояс Койпера , разрушив его и выбросив миллионы объектов внутрь. [30] Когда Юпитер и Сатурн были близки к резонансу 1:2, орбиты ранее существовавших троянов Юпитера становились нестабильными во время вторичного резонанса с Юпитером и Сатурном. Это произошло, когда период либрации троянов вокруг их точки Лагранжа имел соотношение 3:1 к периоду, в котором положение, в котором Юпитер проходит Сатурн, вращалось относительно его перигелия. Этот процесс также был обратимым, позволяя части многочисленных объектов, рассеянных внутрь Урана и Нептуна, войти в этот регион и быть захваченным при разделении орбит Юпитера и Сатурна. Эти новые трояны обладали широким диапазоном наклонностей, что стало результатом многочисленных встреч с планетами-гигантами до того, как они были захвачены. [31] Этот процесс также может произойти позже, когда Юпитер и Сатурн пересекают более слабые резонансы. [32]

В пересмотренной версии модели Ниццы трояны Юпитера фиксируются, когда Юпитер сталкивается с ледяным гигантом во время нестабильности. В этой версии модели Ниццы один из ледяных гигантов (Уран, Нептун или потерянная пятая планета ) рассеивается внутрь на орбите, пересекающей Юпитер, и рассеивается Юпитером наружу, вызывая быстрое разделение орбит Юпитера и Сатурна. Когда во время этих встреч большая полуось Юпитера прыгает, существующие трояны Юпитера могут ускользнуть, а новые объекты с большими полуосями, аналогичными новой большой полуоси Юпитера, могут быть захвачены. После своей последней встречи ледяной гигант может пройти через одну из точек либрации и нарушить свои орбиты, оставив эту точку либрации истощенной относительно другой. После окончания столкновений некоторые из этих троянов Юпитера теряются, а другие захватываются, когда Юпитер и Сатурн находятся вблизи слабых резонансов среднего движения, таких как резонанс 3:7, через механизм исходной модели Ниццы. [32]

Долгосрочное будущее троянов Юпитера под вопросом, поскольку множественные слабые резонансы с Юпитером и Сатурном заставляют их со временем вести себя хаотично. [33] Столкновительное разрушение медленно истощает популяцию троянов Юпитера по мере выбрасывания фрагментов. Выброшенные Юпитером трояны могут стать временными спутниками Юпитера или кометами семейства Юпитера . [5] Моделирование показывает, что орбиты до 17% троянов Юпитера нестабильны в зависимости от возраста Солнечной системы. [34] Левисон и др. полагают, что примерно 200 выброшенных юпитерианских троянов диаметром более 1 км могут путешествовать по Солнечной системе, причем некоторые из них, возможно, находятся на орбитах, пересекающих Землю. [35] Некоторые из сбежавших троянов Юпитера могут стать кометами семейства Юпитера, когда они приближаются к Солнцу и их поверхностный лед начинает испаряться. [35]

Исследование

4 января 2017 года НАСА объявило, что Люси была выбрана в качестве одной из следующих двух миссий программы Discovery . [36] Люси собирается исследовать семь [37] троянов Юпитера. Он был запущен 16 октября 2021 года и прибудет к троянскому облаку L 4 в 2027 году после двух гравитационных усилий Земли и пролета астероида главного пояса. Затем он вернется в окрестности Земли для еще одной гравитационной помощи, чтобы доставить его к троянскому облаку L 5 на Юпитере , где он посетит 617 Патрокла . [38]

Смотрите также

Примечания

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

Рекомендации

  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 Тихоокеанского общества . 8 (381): 239–46. Бибкод : 1961ASPL....8..239N.
  3. ^ ab "Троянские малые планеты". Центр малых планет. Архивировано из оригинала 29 июня 2017 года . Проверено 14 октября 2018 г.
  4. ^ Тедеско, EF; Пустыня, Ф.-Х. (2002). «Инфракрасная космическая обсерватория по поиску глубоких астероидов». Астрономический журнал . 123 (4): 2070–2082. Бибкод : 2002AJ....123.2070T. дои : 10.1086/339482 .
  5. ^ abcdefghijklm Джуитт, Дэвид К.; Шеппард, Скотт; Порко, Кэролин К. (2004). «Внешние спутники Юпитера и трояны» (PDF) . В Багенале, Фрэн; Даулинг, Тимоти Э.; Маккиннон, Уильям Б. (ред.). Юпитер: Планета, спутники и магнитосфера . Издательство Кембриджского университета. S2CID  53962019. Архивировано из оригинала 9 ноября 2019 года . Проверено 30 апреля 2021 г.{{cite book}}: CS1 maint: bot: исходный статус URL неизвестен ( ссылка )
  6. ^ Дотто, Э; Форназье, С; Баруччи, Массачусетс; Лисандро, Дж; Бенхардт, Х; Эно, О; Марзари, Ф; Де Берг, К; Де Луиза, Ф (2006). «Поверхностный состав троянцев Юпитера: обзор динамических семейств в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне». Икар . 183 (2): 420–434. Бибкод : 2006Icar..183..420D. дои : 10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  7. ^ Шеппард, СС; Калифорния Трухильо (28 июля 2006 г.). «Густое облако троянцев Нептуна и их цвета» (PDF) . Наука . Нью-Йорк. 313 (5786): 511–514. Бибкод : 2006Sci...313..511S. дои : 10.1126/science.1127173. OCLC  110021198. PMID  16778021. S2CID  35721399. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 года.
  8. ^ «Миссия НАСА WISE обнаружила первый троянский астероид, разделяющий орбиту Земли, 27 июля 2011 г.» . Архивировано из оригинала 2 мая 2017 года . Проверено 29 июля 2011 г.
  9. ^ Коннорс, Мартин; Вигерт, Пол; Вейе, Кристиан (28 июля 2011 г.). «Троянский астероид Земли». Природа . 475 (7357): 481–483. Бибкод : 2011Natur.475..481C. дои : 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.
  11. ^ abcdefg Джуитт, Дэвид С.; Трухильо, Чедвик А.; Луу, Джейн X. (2000). «Население и распределение по размерам небольших троянских астероидов Юпитера». Астрономический журнал . 120 (2): 1140–7. arXiv : astro-ph/0004117 . Бибкод : 2000AJ....120.1140J. дои : 10.1086/301453. S2CID  119450236.
  12. ^ AB Брайан Г. Марсден (1 октября 1999 г.). «Самое раннее наблюдение трояна». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики (CfA). Архивировано из оригинала 14 ноября 2008 года . Проверено 20 января 2009 г.
  13. ^ Эйнарссон, Стурла (1913). «Малые планеты Троянской группы». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 25 (148): 131–3. Бибкод : 1913PASP...25..131E. дои : 10.1086/122216. S2CID  122428016.
  14. ^ ab Wyse, AB (1938). «Троянская группа». Листовки Астрономического общества Тихоокеанского общества . 3 (114): 113–19. Бибкод : 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». Центр малых планет. Архивировано из оригинала 12 июня 2018 года . Проверено 14 октября 2018 г.
  17. ^ «Троянские астероиды». Космос . Суинбернский технологический университет. Архивировано из оригинала 23 июня 2017 года . Проверено 13 июня 2017 г.
  18. ^ abc Фернандес, Ю.Р.; Джуитт, Д.; Зиффер, Дж. Э. (2009). «Альбедо малых троянцев-юпитеров». Астрономический журнал . 138 (1): 240–250. arXiv : 0906.1786 . Бибкод : 2009AJ....138..240F. дои : 10.1088/0004-6256/138/1/240. S2CID  5592793.
  19. ^ 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 .
  20. ^ Мерлин, WJ (2001). «IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2». Архивировано из оригинала 19 июля 2011 года . Проверено 25 октября 2010 г.
  21. ^ аб Марчис, Франк; Хестроффер, Дэниел; Декамп, Паскаль; и другие. (2006). «Низкая плотность 0,8 г см -3 для троянского бинарного астероида 617 Патрокл». Природа . 439 (7076): 565–567. arXiv : astro-ph/0602033 . Бибкод : 2006Natur.439..565M. дои : 10.1038/nature04350. PMID  16452974. S2CID  4416425.
  22. ^ "IAUC 8732: S/2006 (624) 1" . Архивировано из оригинала 19 июля 2011 года . Проверено 23 июля 2006 г.(Спутниковое открытие)
  23. ^ abc Ласерда, Педро; Джуитт, Дэвид К. (2007). «Плотность объектов Солнечной системы по их вращательным кривым блеска». Астрономический журнал . 133 (4): 1393–1408. arXiv : astro-ph/0612237 . Бибкод : 2007AJ....133.1393L. дои : 10.1086/511772. S2CID  17735600.
  24. ^ abcde Баруччи, Массачусетс; Круйкшанк, ДП; Моттола С.; Лазарин М. (2002). «Физические свойства астероидов Троян и Кентавр». Астероиды III . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 273–87.
  25. ^ Молнар, Лоуренс А.; Хагерт, Мелисса Дж.; Хугебум, Кэтлин М. (апрель 2008 г.). «Анализ кривых блеска объективного образца троянских астероидов». Бюллетень малой планеты . Ассоциация лунных и планетарных наблюдателей. 35 (2): 82–84. Бибкод : 2008МПБу...35...82М. ОКЛК  85447686.
  26. ^ Ян, Бин; Джуитт, Дэвид (2007). «Спектроскопический поиск водяного льда на троянских астероидах Юпитера». Астрономический журнал . 134 (1): 223–228. Бибкод : 2007AJ....134..223Y. дои : 10.1086/518368 . Проверено 19 января 2009 г.
  27. ^ Дотто, Э.; Форназье, С.; Баруччи, Массачусетс; и другие. (август 2006 г.). «Поверхностный состав троянов Юпитера: обзор динамических семейств в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне». Икар . 183 (2): 420–434. Бибкод : 2006Icar..183..420D. дои : 10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  28. ^ Марзари, Ф.; Шолль, Х. (1998). «Рост Юпитера и Сатурна и пленение троянцев». Астрономия и астрофизика . 339 : 278–285. Бибкод : 1998A&A...339..278M.
  29. ^ Пирани, С.; Йохансен, А.; Битч, Б.; Мастилл, Эй Джей; Туррини, Д. (2019). «Последствия планетарной миграции на малых телах ранней Солнечной системы». Астрономия и астрофизика . 623 : А169. arXiv : 1902.04591 . Бибкод : 2019A&A...623A.169P. дои : 10.1051/0004-6361/201833713. S2CID  119546182.
  30. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаэрховен, Криста; и другие. (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.
  31. ^ Морбиделли, А.; Левисон, ХФ; Цыганис, К.; Гомес, Р. (26 мая 2005 г.). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе» (PDF) . Природа . 435 (7041): 462–465. Бибкод : 2005Natur.435..462M. дои : 10.1038/nature03540. OCLC  112222497. PMID  15917801. S2CID  4373366. Архивировано из оригинала (PDF) 31 июля 2009 года . Проверено 19 января 2009 г.
  32. ^ аб Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Бибкод : 2013ApJ...768...45N. дои : 10.1088/0004-637X/768/1/45. S2CID  54198242.
  33. ^ Робутал, П.; Габерн, Ф.; Джорба А. (2005). «Наблюдаемые трояны и глобальная динамика вокруг точек лагранжа системы Солнце – Юпитер» (PDF) . Небесная механика и динамическая астрономия . 92 (1–3): 53–69. Бибкод : 2005CeMDA..92...53R. doi : 10.1007/s10569-004-5976-y. S2CID  5759776. Архивировано из оригинала (PDF) 31 июля 2009 года.
  34. ^ Клеоменис Циганис; Гарри Варвоглис; Рудольф Дворжак (апрель 2005 г.). «Хаотическая диффузия и эффективная стабильность троянов Юпитера». Небесная механика и динамическая астрономия . Спрингер. 92 (1–3): 71–87. Бибкод : 2005CeMDA..92...71T. дои : 10.1007/s10569-004-3975-7. S2CID  123648472.
  35. ^ Аб Левисон, Гарольд Ф.; Шумейкер, Юджин М.; Шумейкер, Кэролайн С. (1997). «Динамическая эволюция троянских астероидов Юпитера». Природа . 385 (6611): 42–44. Бибкод : 1997Natur.385...42L. дои : 10.1038/385042a0. S2CID  4323757.
  36. ↑ Нортон, Карен (4 января 2017 г.). «НАСА выбирает две миссии для исследования ранней Солнечной системы». НАСА . Архивировано из оригинала 5 января 2017 года . Проверено 5 января 2017 г.
  37. ^ "Тур". Веб-сайт миссии Люси . НАСА . Проверено 5 октября 2021 г.
  38. ^ Драйер, Кейси; Лакдавалла, Эмили (30 сентября 2015 г.). «НАСА объявляет о пяти предложениях Discovery, выбранных для дальнейшего изучения». Планетарное общество . Архивировано из оригинала 2 октября 2015 года . Проверено 1 октября 2015 г.

Внешние ссылки

На Wikimedia Commons есть СМИ, связанные с троянами Юпитера .