Группа Карме

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Группа Карме — группа ретроградных нерегулярных спутников Юпитера, имеющих одинаковые орбиты и, возможно, общее происхождение. Название группы взято по названию крупнейшего объекта в группе.

Их большие полуоси (расстояния от Юпитера) имеют диапазон между 22,9 и 24,1 Гм, их наклонения орбиты — между 164,9° и 165,5°, эксцентриситет их орбиты — между 0,23 и 0,27 (с одним исключением).

Основные члены группы включают (от самых больших к наименьшим):[1][2]

Международный астрономический союз (IAU) зарезервировал имена с окончанием -e для всех лун с обратным (ретроградным) вращением, включая эту группу.

Происхождение[править | править вики-текст]

Очень низкая дисперсия средних 1 орбитальных элементов среди основных членов группы (разделена менее чем 700000 км в большой полуоси и менее 0,7 ° в наклонении) показывает, что изначально для группы Карме, возможно, было единое тело, которое было разделено на части от удара. Дисперсия может быть объяснена очень малой скоростью импульса (5 <δV <50 м/с). [4] Родительское тело, вероятно, имело размер Карме, 46 км в диаметре; 99 % массы группы остаётся расположенной в Карме.[5]

Другие подтверждения одного происхождения тела следуют из цвета спутников: все (за исключением существенно более красного Калике) спутники имеют светло-красный цвет, с показателем цвета B-V=0,76 и V-R=0,47[6] и инфракрасным электромагнитным спектром, совпадающий со спектром астероидов класса D[7]. Эти данные согласуются с прародителем от семейства Хильды или троянских астероидов Юпитера.

1Параметры оскулирующей орбиты нерегулярных спутников Юпитера широко изменяются в короткие интервалы времени из-за сильных возмущений Юпитера. Например, сообщалось об изменения до 1 Гм в большой полуоси за 2 года, 0,5 в эксцентриситете за 12 лет, и 5° за 24 года. Средние значения для элементов орбиты были посчитаны усреднением текущих значений за длительный период времени, использованный для определения динамических семейств.

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Carolyn Porco Jupiter’s outer satellites and Trojans, In: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere. Edited by Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon. Cambridge planetary science, Vol. 1, Cambridge, UK: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, 2004, p. 263—280 Full text(pdf).
  2. David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768—1783 Full text.
  3. 1 2 3 4 Listed by Nesvorny 2004 as a possible member, not listed by Sheppard 2004; the orbital elements confirmed by Jacobson 2004
  4. 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)
  5. Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (May 5, 2003). «An abundant population of small irregular satellites around Jupiter». Nature 423 (6937): 261—263. DOI:10.1038/nature01584. PMID 12748634.
  6. Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33—45. Preprint
  7. 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