✖


Jump to content

Юпитер троян

Астероиды . внутренней части Солнечной системы и Юпитер
  Трояны Юпитера
  Хильда астероиды 		  Пояс астероидов
  Орбиты планет ​
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 Юпитера вокруг одной из стабильных точек Лагранжа : 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 полуосью около 5,2 а.е. большой [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 оценивается примерно в 1 миллион . [1] примерно равно числу астероидов размером более 1 км в поясе астероидов . [4] Подобно астероидам главного пояса, трояны Юпитера образуют семьи . [5]

По состоянию на 2004 год Многие трояны Юпитера представлялись наблюдательным приборам как темные тела с красноватыми, безликими 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 этапах 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

[ редактировать ]
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 L4 и L5 точками Лагранжа . [11] [Примечание 1] Первые астероиды, захваченные точками 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 видел недавно открытый спутник Сатурна Феба , который в то время находился всего в двух угловых минутах от нас, или, возможно, астероид. Идентичность объекта не была понятна до тех пор, пока в 1999 году не была рассчитана его орбита. [12]

общепризнанное открытие трояна произошло в феврале 1906 года, когда астроном Макс Вольф из Гейдельбергско-Кенигштульской государственной обсерватории обнаружил астероид L 4 в лагранжевой точке системы Солнце Первое - Юпитер , позже названный 588 Ахиллесом . [2] В 1906–1907 годах коллегой немецкого астронома Августа Копфа были обнаружены еще два трояна Юпитера ( 624 Гектор и 617 Патрокл ). [2] Гектор, как и Ахилл, 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 троянов Юпитера. [14] Только в 1961 году это число увеличилось до 14. [2] По мере совершенствования инструментов скорость открытий быстро росла: к январю 2000 г. всего было обнаружено 257 инструментов; [11] к маю 2003 года их число выросло до 1600. [15] По состоянию на октябрь 2018 г. известно 4601 троян Юпитера на L4 и 2439 на L5 . [16]

Номенклатура

[ редактировать ]

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 рассчитал 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 лагерь»). [2] Астероиды 617 Патрокл и 624 Гектор были названы до того, как было разработано правило Греции/Трои, в результате чего «греческий шпион» Патрокл оказался в Троянском узле, а «Троянский шпион» Гектор — в греческом узле. [14] [17]

В 2018 году на своей 30-й Генеральной ассамблее в Вене Международный астрономический союз внес поправки в соглашение об именах троянов Юпитера, разрешив астероиды с H больше 12 (то есть со средним диаметром менее примерно 22 километров с предполагаемым альбедо 0,057). ) быть названным в честь олимпийских спортсменов, потому что сейчас известно гораздо больше троянов Юпитера, чем доступных имен греческих и троянских воинов , сражавшихся в Троянской войне. [18]

Числа и масса

[ редактировать ]
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] L 4 содержит от 160 000 до 240 000 астероидов диаметром более 2 км и около 600 000 астероидов диаметром более 1 км. Считается, что рой [1] [11] Если рой L 5 содержит сопоставимое количество объектов, то насчитывается более 1 миллиона троянов Юпитера размером 1 км и более. Для объектов ярче абсолютной величины 9,0 популяция, вероятно, полная. [15] Эти числа аналогичны числу сопоставимых астероидов в поясе астероидов. [1] Общая масса троянцев Юпитера оценивается в 0,0001 массы Земли или одной пятой 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; [19] (2) неверное предположение о распространении троянов Юпитера на небе. [20] По новым оценкам, общее количество троянов Юпитера диаметром более 2 км составляет 6300 ± 1000 и 3400 ± 500 в роях L 4 и L 5 соответственно. [20] Эти цифры были бы уменьшены в два раза, если бы маленькие трояны Юпитера были более отражающими, чем большие. [19]

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 предвзятостью 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] По сравнению с общей популяцией крупных троянов Юпитера немного. 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 продуктами столкновений с более крупными троянами Юпитера. [5]

Самые крупные трояны Юпитера
Троян Диаметр (км)
624 Гектор 225
617 Патрокл 140
911 Агамемнон 131
588 Ахиллес 130
3451 Наставник 126
3317 Париж 119
1867 Деифоб 118
1172 Эней 118
1437 Диомед 118
1143 Одиссей 115
Источник: База данных малых корпусов JPL, NEOWISE. данные

Орбиты

[ редактировать ]
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 трояны 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 по траекториям, называемым орбитами головастиков, 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

[ редактировать ]

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 . [21] Орбита двойной системы чрезвычайно близка и составляет 650 км по сравнению с 35 000 км для основной сферы Хилла . [22] Самый крупный троян Юпитера — 624 Гектор — вероятно, представляет собой контактную двойную систему со спутником. [5] [23] [24]

Физические свойства

[ редактировать ]
Троян 624 Гектор похож (обозначен) по яркости 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 радиусов менее 25 км. [19] 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

[ редактировать ]

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. [25] Распределение периодов вращения троянов Юпитера, по-видимому, хорошо аппроксимировалось функцией Максвелла . [Примечание 2] тогда как распределение астероидов главного пояса оказалось немаксвелловским, с дефицитом периодов в диапазоне 8–10 часов. [25] Максвелловское распределение периодов вращения троянов Юпитера может указывать на то, что они претерпели более сильную столкновительную эволюцию по сравнению с поясом астероидов. [25]

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). [26]

Состав

[ редактировать ]

Спектроскопически трояны Юпитера в основном представляют собой астероиды D-типа , которые преобладают во внешних областях пояса астероидов. [5] Небольшое их количество классифицируется как астероиды P или C-типа . [25] 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 троянцы 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. [27] Спектры троянов Юпитера аналогичны спектрам неправильных спутников Юпитера и, в некоторой 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, магнием , богатые силикаты . [25] Состав популяции троянцев Юпитера, по-видимому, заметно однороден, различия между двумя роями практически отсутствуют. [28]

В 2006 году группа из обсерватории Кека на Гавайях объявила, что, по измерениям, плотность двойного трояна Юпитера 617 Патрокл оказалась меньше плотности водяного льда (0,8 г/см2). 3 ), что позволяет предположить, что эта пара и, возможно, многие другие троянские объекты по составу больше напоминают кометы или объекты пояса Койпера (водяной лед со слоем пыли), чем астероиды главного пояса. [22] Вопреки этому аргументу, плотность Гектора, определенная по его вращательной кривой блеска (2,480 г/см 3 ) значительно выше, чем у 617 Патрокла. [24] Такая разница в плотности предполагает, что плотность не может быть хорошим индикатором происхождения астероида. [24]

Происхождение и эволюция

[ редактировать ]

Появились две основные теории, объясняющие формирование и эволюцию троянов Юпитера. Первая предполагает, что трояны Юпитера образовались 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 оказался очень эффективным: в ловушку попало около 50% всех оставшихся планетезималей. 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. [29] 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. [30]

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. [31] Когда Юпитер и Сатурн были близки к резонансу 1:2, орбиты ранее существовавших троянов Юпитера стали 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 Ураном и Нептуном, войти в эту область 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. [32] Этот процесс может произойти и позже, когда Юпитер и Сатурн пересекут более слабые резонансы. [33]

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 своего последнего столкновения 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. [33]

Долгосрочное будущее троянов Юпитера под вопросом, поскольку множественные слабые резонансы с Юпитером и Сатурном заставляют их со временем вести себя хаотично. [34] Столкновительное разрушение медленно истощает популяцию троянцев 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 с течением времени Солнечной системы. [35] Левисон и др. полагают, что около 200 выброшенных юпитерианских троянов диаметром более 1 км могут путешествовать по Солнечной системе, причем некоторые из них, возможно, находятся на орбитах, пересекающих Землю. [36] Некоторые из сбежавших юпитерианских троянов могут стать кометами семейства Юпитера, когда они приближаются к Солнцу и их поверхностный лед начинает испаряться. [36]

Разведка

[ редактировать ]

4 января 2017 года НАСА объявило, что Люси была выбрана в качестве одной из следующих двух миссий программы Discovery . [37] Люси собирается исследовать семь [38] Трояны 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 . [39]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

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

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б с д и ж г 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. ^ Jump up to: а б с д и ж г час Николсон, Сет Б. (1961). «Троянские астероиды». Листовки Астрономического общества Тихоокеанского общества . 8 (381): 239–46. Бибкод : 1961ASPL....8..239N .
  3. ^ Jump up to: а б «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. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м Джуитт, Дэвид С.; 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 . 313 (5786). Нью-Йорк: 511–514. Бибкод : 2006Sci...313..511S . дои : 10.1126/science.1127173 . ОСЛК   110021198 . ПМИД   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 года» . 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 . ПМИД   21796207 . S2CID   205225571 .
  10. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к 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. ^ Jump up to: а б с д и ж г 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. ^ Jump up to: а б 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. ^ Jump up to: а б Вайз, AB (1938). «Троянская группа». Листовки Астрономического общества Тихоокеанского общества . 3 (114): 113–19. Бибкод : 1938ASPL....3..113W .
  15. ^ Jump up to: а б с д и ж 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. ^ «МПЭК 2020-Т164:» . minorplanetcenter.net . Проверено 20 июля 2024 г.
  19. ^ Jump up to: а б с 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 .
  20. ^ Jump up to: а б 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. ^ 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.
  22. ^ Jump up to: а б Марчис, Франк; Хестроффер, Дэниел; Декамп, Паскаль; и др. (2006). «Низкая плотность 0,8 г см. −3 для троянского бинарного астероида 617 Патрокл». Nature . 439 (7076): 565–567. arXiv : -ph/0602033 . Bibcode : 2006Natur.439..565M . doi : 10.1038/nature04350 . PMID   16452974. . S2CID   4416425 astro
  23. ^ «IAUC 8732: S/2006 (624) 1» . Архивировано из оригинала 19 июля 2011 года . Проверено 23 июля 2006 г. (Спутниковое открытие)
  24. ^ Jump up to: а б с 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 .
  25. ^ Jump up to: а б с д и 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.
  26. ^ Молнар, Лоуренс А.; Хагерт, Мелисса Дж.; Хугебум, Кэтлин М. (апрель 2008 г.). «Анализ кривых блеска объективного образца троянских астероидов». Бюллетень малой планеты . 35 (2). Ассоциация лунных и планетарных наблюдателей: 82–84. Бибкод : 2008МПБу...35...82М . OCLC   85447686 .
  27. ^ 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.
  28. ^ Дотто, Э.; Форназье, С.; Баруччи, Массачусетс; и др. (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 .
  29. ^ Марзари, Ф.; Шолль, Х. (1998). «Рост Юпитера и Сатурна и пленение троянцев». Астрономия и астрофизика . 339 : 278–285. Бибкод : 1998A&A...339..278M .
  30. ^ 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 .
  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. ^ 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 . ПМИД   15917801 . S2CID   4373366 . Архивировано из оригинала (PDF) 31 июля 2009 года . Проверено 19 января 2009 г.
  33. ^ Jump up to: а б 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 .
  34. ^ 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 . дои : 10.1007/s10569-004-5976-y . S2CID   5759776 . Архивировано из оригинала (PDF) 31 июля 2009 года.
  35. ^ Клеоменис Циганис; Гарри Варвоглис; Рудольф Дворжак (апрель 2005 г.). «Хаотическая диффузия и эффективная стабильность троянов Юпитера». Небесная механика и динамическая астрономия . 92 (1–3). Спрингер: 71–87. Бибкод : 2005CeMDA..92...71T . дои : 10.1007/s10569-004-3975-7 . S2CID   123648472 .
  36. ^ Jump up to: а б 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 .
  37. ^ 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.
  38. ^ «Тур» . Веб-сайт миссии Люси . НАСА. Архивировано из оригинала 8 сентября 2018 года . Проверено 5 октября 2021 г.
  39. ^ 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.
[ редактировать ]
На Wikimedia Commons есть СМИ, связанные с троянами Юпитера .

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Jupiter_trojan&oldid=1235677277"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: cc97bc2ce84b90a4ab76247577b1dd29__1721480160
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/cc/29/cc97bc2ce84b90a4ab76247577b1dd29.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Jupiter trojan - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)