Grupul Carme
Grupul Carme este un grup de sateliți neregulați retrograzi ai lui Jupiter care urmează orbite similare cu Carme și despre care se crede că au o origine comună.
Semiaxele lor mari (distanțele de la Jupiter) variază între 22,9 și 24,1 Gm, înclinațiile lor orbitale între 164,9 ° și 165,5 ° și excentricitățile lor orbitale între 0,23 și 0,27 (cu o singură excepție).
Membrii de bază includ (perioada negativă indică orbita retrogradă): [1]
| Nume | Diametru (km) |
Perioadă (zile) |
Note |
|---|---|---|---|
| Carme | 46,7 | −693,17 | cel mai mare membru și prototip de grup |
| Taygete | 5 | −691,62 | |
| Eukelade [2] | 4 | −693,02 | |
| Eirene [2] | 3 | −743,88 | |
| Chaldene | 4 | −759,88 | |
| Isonoe | 4 | −688,61 | |
| Kalyke | 6.9 | −766,61 | substanțial mai roșii decât ceilalți |
| Erinome | 3 | −682,80 | |
| Aitne | 3 | −712,04 | |
| Kale | 2 | −736,55 | |
| Pasithee | 2 | −711,12 | |
| S/2003 J 9 (probabil) [2] | 1 | −767,60 |
Uniunea Astronomică Internațională (IAU) rezervă nume care se termină în -e pentru toți sateliții retrograzi.
Origine
[modificare | modificare sursă]Dispersia foarte scăzută a elementelor orbitale medii 1 între membrii de bază (grupul este separat de mai puțin de 700.000 km în semiaxa mare și mai puțin de 0,7° în înclinație) sugerează că grupul Carme ar fi putut odată să fi fost un singur corp care a fost spart de un impact. Dispersia poate fi explicată printr-un impuls de viteză foarte mic (5 < δV < 50 m/s). [3] Corpul părinte era probabil de mărimea lui Carme, 46 de km în diametru; 99% din masa grupului este inca situata în Carme. [4]
Un sprijin suplimentar pentru originea dintr-un singur corp vine din culorile cunoscute: toți 2 sateliții apar roșu deschis, cu indici de culoare BV= 0,76 și VR= 0,47 [5] și spectre infraroșii, similare asteroizilor de tip D. [6] Aceste date sunt în concordanță cu un progenitor din familia Hilda sau cu un troian Jupiter.
1 Parametrii orbitali osculatori ai sateliților neregulați ai lui Jupiter se modifică pe scară largă în intervale scurte din cauza perturbării puternice a Soarelui. De exemplu, au fost raportate modificări de până la 1 Gm în semi-axa majoră în 2 ani, 0,5 în excentricitate în 12 ani și până la 5° în 24 de ani. Elementele medii orbitale sunt mediile calculate prin integrarea numerică a elementelor curente pe o perioadă lungă de timp, utilizate pentru determinarea familiilor dinamice.2 Cu excepția lui Kalyke, substanțial mai roșu.
Referințe
[modificare | modificare sursă]- ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 Full text.
- ^ a b c Listed by Nesvorný 2004 as a possible member, not listed by Sheppard 2004; the orbital elements confirmed by Jacobson 2004
- ^ David Nesvorný, Jose L. A. Alvarellos, Luke Dones, and Harold F. Levison Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites, The Astronomical Journal,126 (2003), pages 398–429. (pdf) Arhivat în , la Wayback Machine.
- ^ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (). „An abundant population of small irregular satellites around Jupiter”. Nature. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003Natur.423..261S. doi:10.1038/nature01584. PMID 12748634.
- ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint
- ^ Tommy Grav and Matthew J. Holman Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn,The Astrophysical Journal, 605, (2004), pp. L141–L144 Preprint
