Trojan de Júpiter - Jupiter trojan
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Trojans de júpiter Asteróides Hilda | Cinturão de asteróides Órbitas de planetas |
Os trojans de Júpiter , comumente chamados de asteróides de trojan ou simplesmente trojans , são um grande grupo de asteróides que compartilham a órbita do planeta Júpiter em torno do sol . Em relação a Júpiter, cada trojan libera em torno de um dos pontos estáveis de Lagrange de Júpiter : ou L 4 , existindo 60 ° à frente do planeta em sua órbita, ou L 5 , 60 ° atrás. Os cavalos de Tróia de Júpiter são distribuídos em duas regiões alongadas e curvas em torno desses pontos de Lagrange com um semi-eixo maior médio de cerca de 5,2 UA.
O primeiro trojan de Júpiter descoberto, 588 Achilles , foi localizado em 1906 pelo astrônomo alemão Max Wolf . Mais de 9.800 trojans de Júpiter foram encontrados em maio de 2021. Por convenção, cada um deles recebeu o nome da mitologia grega em homenagem a uma figura da Guerra de Tróia , daí o nome "trojan". Acredita-se que o número total de trojans de Júpiter com mais de 1 km de diâmetro seja cerca de 1 milhão , aproximadamente igual ao número de asteróides maiores que 1 km no cinturão de asteróides . Como os asteróides do cinturão principal, os trojans de Júpiter formam famílias .
A partir de 2004, muitos trojans de Júpiter mostraram-se aos instrumentos de observação como corpos escuros com espectros avermelhados e inexpressivos . Nenhuma evidência firme da presença de água, ou de qualquer outro composto específico em sua superfície, foi obtida, mas acredita-se que sejam revestidos de tolina , polímeros orgânicos formados pela radiação solar. As densidades dos cavalos de Tróia de Júpiter (medidas pelo estudo de binários ou curvas de luz rotacionais) variam de 0,8 a 2,5 g · cm- 3 . Acredita-se que os trojans de Júpiter tenham sido capturados em suas órbitas durante os primeiros estágios da formação do Sistema Solar ou um pouco mais tarde, durante a migração de planetas gigantes.
O termo "Asteróide de Tróia" refere-se especificamente aos asteróides co-orbitais com Júpiter, mas o termo geral " trojan " às vezes é mais geralmente aplicado a outros pequenos corpos do Sistema Solar com relações semelhantes a corpos maiores: por exemplo, existem ambos os trojans de Marte e os cavalos de Tróia Neptune , bem como um trojan da Terra descoberto mais recentemente . O termo "asteróide de Trojan" é normalmente entendido como significando especificamente os cavalos de Tróia de Júpiter, porque os primeiros Trojans foram descobertos perto da órbita de Júpiter e Júpiter atualmente possui de longe os Trojans mais conhecidos.
História de observação
Em 1772, o matemático italiano Joseph-Louis Lagrange , ao estudar o problema restrito dos três corpos , previu que um pequeno corpo que compartilha uma órbita com um planeta, mas situado 60 ° à frente ou atrás dele, ficará preso perto desses pontos. O corpo preso irá librar lentamente em torno do ponto de equilíbrio em um girino ou órbita em ferradura . Esses pontos iniciais e finais são chamados de pontos de Lagrange L 4 e L 5 . Os primeiros asteróides presos nos pontos de Lagrange foram observados mais de um século após a hipótese de Lagrange. Aqueles associados a Júpiter foram os primeiros a serem descobertos.
EE Barnard fez a primeira observação registrada de um trojan, (12126) 1999 RM 11 (identificado como A904 RD na época), em 1904, mas nem ele nem outros avaliaram seu significado na época. Barnard acreditava ter visto o satélite saturnino recentemente descoberto Phoebe , que estava a apenas dois minutos de arco de distância no céu na época, ou possivelmente um asteróide. A identidade do objeto não foi compreendida até que sua órbita foi calculada em 1999.
A primeira descoberta aceita de um trojan ocorreu em 1906 de fevereiro, quando o astrônomo Max Wolf of Heidelberg-Königstuhl Observatory Estado descobriu um asteróide no L 4 ponto de Lagrange do Sol - Júpiter sistema, mais tarde nomeado 588 Achilles . Em 1906–1907, mais dois trojans de Júpiter foram encontrados pelo colega astrônomo alemão August Kopff ( 624 Hektor e 617 Patroclus ). Hektor, como Aquiles, pertencia ao enxame L 4 ("à frente" do planeta em sua órbita), enquanto Pátroclo foi o primeiro asteróide conhecido a residir no ponto Lagrangeano L 5 ("atrás" do planeta). Em 1938, 11 cavalos de Tróia Júpiter foram detectados. Esse número aumentou para 14 apenas em 1961. À medida que os instrumentos melhoraram, a taxa de descobertas cresceu rapidamente: em janeiro de 2000, um total de 257 foram descobertos; em maio de 2003, o número havia crescido para 1.600. Em outubro de 2018, havia 4.601 cavalos de Troia Júpiter conhecidos na L 4 e 2.439 na L 5 .
Nomenclatura
O costume de nomear todos os asteróides nos pontos L 4 e L 5 de Júpiter em homenagem a heróis famosos da Guerra de Tróia foi sugerido por Johann Palisa de Viena , que foi o primeiro a calcular com precisão suas órbitas.
Os asteróides na órbita principal (L 4 ) são nomeados em homenagem aos heróis gregos (o "nó ou acampamento grego" ou " grupo de Aquiles "), e aqueles na órbita posterior (L 5 ) são nomeados em homenagem aos heróis de Tróia (o "Trojan nó ou acampamento "). Os asteróides 617 Pátroclo e 624 Hektor foram nomeados antes de a regra Grécia / Tróia ser criada, resultando em um "espião grego", Pátroclo , no nó de Tróia e um "espião de Tróia", Hector , no nó grego.
Números e massa
As estimativas do número total de trojans de Júpiter são baseadas em pesquisas profundas de áreas limitadas do céu. Acredita-se que o enxame L 4 contenha entre 160.000–240.000 asteróides com diâmetros maiores que 2 km e cerca de 600.000 com diâmetros maiores que 1 km. Se o enxame L 5 contiver um número comparável de objetos, haverá mais de 1 milhão de cavalos de troia de Júpiter com 1 km ou mais. Para os objetos mais brilhantes do que magnitude absoluta 9,0, a população provavelmente está completa. Esses números são semelhantes aos de asteróides comparáveis no cinturão de asteróides. A massa total dos trojans de Júpiter é estimada em 0,0001 da massa da Terra ou um quinto da massa do cinturão de asteróides.
Dois estudos mais recentes indicam que os números acima podem superestimar o número de trojans de Júpiter em várias vezes. Essa superestimativa é causada por (1) a suposição de que todos os cavalos de Troia de Júpiter têm um albedo baixo de cerca de 0,04, enquanto corpos pequenos podem ter um albedo médio de até 0,12; (2) uma suposição incorreta sobre a distribuição dos cavalos de troia de Júpiter no céu. De acordo com as novas estimativas, o número total de trojans de Júpiter com diâmetro maior que 2 km é de 6.300 ± 1.000 e 3.400 ± 500 nos enxames L4 e L5, respectivamente. Esses números seriam reduzidos por um fator de 2 se os pequenos trojans de Júpiter fossem mais reflexivos do que os grandes.
O número de trojans de Júpiter observados no enxame L 4 é ligeiramente maior do que o observado em L 5 . Como os cavalos de Tróia mais brilhantes de Júpiter mostram pouca variação em números entre as duas populações, essa disparidade provavelmente se deve ao viés de observação. Alguns modelos indicam que o enxame L 4 pode ser ligeiramente mais estável do que o enxame L 5 .
O maior trojan de Júpiter é 624 Hektor , que tem um diâmetro médio de 203 ± 3,6 km. Existem poucos cavalos de Troia grandes de Júpiter em comparação com a população geral. Com o tamanho decrescente, o número de trojans de Júpiter cresce muito rapidamente para 84 km, muito mais do que no cinturão de asteróides. Um diâmetro de 84 km corresponde a uma magnitude absoluta de 9,5, assumindo um albedo de 0,04. Dentro do intervalo de 4,4-40 km, a distribuição de tamanho dos trojans de Júpiter se assemelha à dos asteróides do cinturão principal. Nada se sabe sobre as massas dos cavalos de Tróia menores de Júpiter. A distribuição de tamanho sugere que os cavalos de Tróia menores podem ser produtos de colisões de cavalos de Tróia maiores de Júpiter.
| Trojan | Diâmetro (km) |
|---|---|
| 624 Hektor | 225 |
| 617 Patroclus | 140 |
| 911 Agamenon | 131 |
| 588 Aquiles | 130 |
| 3451 Mentor | 126 |
| 3317 Paris | 119 |
| 1867 Deiphobus | 118 |
| 1172 Äneas | 118 |
| 1437 Diomedes | 118 |
| 1143 Odysseus | 115 |
| Fonte: JPL Small-Body Database, NEOWISE data | |
Órbitas
Os cavalos de Tróia de Júpiter têm órbitas com raios entre 5,05 e 5,35 UA (o semieixo maior médio é 5,2 ± 0,15 UA), e são distribuídos em regiões alongadas e curvas em torno dos dois pontos Lagrangianos; cada enxame se estende por cerca de 26 ° ao longo da órbita de Júpiter, totalizando uma distância total de cerca de 2,5 UA. A largura dos enxames é aproximadamente igual a dois raios de Hill , que no caso de Júpiter equivale a cerca de 0,6 UA. Muitos dos trojans de Júpiter têm grandes inclinações orbitais em relação ao plano orbital de Júpiter - até 40 °.
Os cavalos de Tróia de Júpiter não mantêm uma separação fixa de Júpiter. Eles libram lentamente em torno de seus respectivos pontos de equilíbrio, movendo-se periodicamente para perto de Júpiter ou para longe dele. Os cavalos de Tróia de Júpiter geralmente seguem caminhos chamados órbitas de girinos em torno dos pontos de Lagrange; o período médio de sua liberação é de cerca de 150 anos. A amplitude da libração (ao longo da órbita de Júpiter) varia de 0,6 ° a 88 °, com a média sendo cerca de 33 °. Simulações mostram que os cavalos de Tróia de Júpiter podem seguir trajetórias ainda mais complicadas ao se moverem de um ponto Lagrangiano para outro - são chamadas de órbitas em ferradura (atualmente, nenhum cavalo de Tróia de Júpiter com essa órbita é conhecido).
Famílias dinâmicas e binários
Discernir famílias dinâmicas dentro da população de cavalos de troia de Júpiter é mais difícil do que no cinturão de asteróides, porque os cavalos de troia de Júpiter estão presos em uma faixa muito mais estreita de posições possíveis. Isso significa que os clusters tendem a se sobrepor e se fundir com o enxame geral. Em 2003, cerca de uma dúzia de famílias dinâmicas foram identificadas. As famílias Júpiter-troianos são muito menores em tamanho do que as famílias do cinturão de asteróides; a maior família identificada, o grupo Menelau, consiste em apenas oito membros.
Em 2001, 617 Patroclus foi o primeiro trojan de Júpiter a ser identificado como um asteróide binário . A órbita do binário é extremamente próxima, a 650 km, em comparação com 35.000 km da esfera de Hill do primário . O maior trojan de Júpiter - 624 Hektor - é provavelmente um binário de contato com um moonlet.
Propriedades físicas
Os trojans de Júpiter são corpos escuros de forma irregular. Seus albedos geométricos geralmente variam entre 3 e 10%. O valor médio é 0,056 ± 0,003 para objetos maiores que 57 km e 0,121 ± 0,003 (banda R) para objetos menores que 25 km. O asteróide 4709 Ennomos tem o albedo mais alto (0,18) de todos os trojans de Júpiter conhecidos. Pouco se sabe sobre as massas, composição química, rotação ou outras propriedades físicas dos trojans de Júpiter.
Rotação
As propriedades rotacionais dos cavalos de troia de Júpiter não são bem conhecidas. A análise das curvas de luz rotacional de 72 cavalos de Tróia Júpiter deu um período de rotação médio de cerca de 11,2 horas, enquanto o período médio da amostra de controle de asteróides no cinturão de asteróides foi de 10,6 horas. A distribuição dos períodos de rotação dos cavalos de troia de Júpiter parecia ser bem aproximada por uma função Maxwelliana , enquanto a distribuição dos asteróides do cinturão principal não era Maxwelliana, com um déficit de períodos na faixa de 8 a 10 horas. A distribuição Maxwelliana dos períodos de rotação dos cavalos de Tróia de Júpiter pode indicar que eles sofreram uma evolução colisional mais forte em comparação com o cinturão de asteróides.
Em 2008, uma equipe do Calvin College examinou as curvas de luz de uma amostra distorcida de dez cavalos de Troia de Júpiter e encontrou um período de rotação médio de 18,9 horas. Este valor foi significativamente maior do que para asteroides da cintura principal de tamanho semelhante (11,5 horas). A diferença pode significar que os trojans de Júpiter possuem uma densidade média mais baixa, o que pode implicar que eles se formaram no cinturão de Kuiper (veja abaixo).
Composição
Espectroscopicamente , os trojans de Júpiter, em sua maioria, são asteróides do tipo D , que predominam nas regiões externas do cinturão de asteróides. Um pequeno número são classificados como P ou asteroides C-tipo . Seus espectros são vermelhos (o que significa que eles refletem mais luz em comprimentos de onda mais longos) ou neutros e sem características. Nenhuma evidência firme de água, produtos orgânicos ou outros compostos químicos foi obtida em 2007. 4709 Ennomos tem um albedo ligeiramente superior à média de Júpiter-trojan, o que pode indicar a presença de gelo de água. Alguns outros Trojans de Júpiter, como 911 Agamenon e 617 Patroclus , mostraram absorções muito fracas em 1,7 e 2,3 μm, o que pode indicar a presença de compostos orgânicos. Os espectros dos trojans de Júpiter são semelhantes aos das luas irregulares de Júpiter e, até certo ponto, dos núcleos dos cometas , embora os trojans de Júpiter sejam espectralmente muito diferentes dos objetos mais vermelhos do cinturão de Kuiper. O espectro de um trojan de Júpiter pode ser combinado a uma mistura de gelo de água, uma grande quantidade de material rico em carbono ( carvão vegetal ) e, possivelmente, silicatos ricos em magnésio . A composição da população de cavalos de troia de Júpiter parece ser marcadamente uniforme, com pouca ou nenhuma diferenciação entre os dois enxames.
Uma equipe do Observatório Keck, no Havaí, anunciou em 2006 que havia medido a densidade do trojan binário Júpiter 617 Patroclus como sendo menor do que a do gelo de água (0,8 g / cm 3 ), sugerindo que o par, e possivelmente muitos outros cavalos de Tróia objetos, se assemelham mais a cometas ou objetos do cinturão de Kuiper em composição - gelo de água com uma camada de poeira - do que os asteróides do cinturão principal. Contrariando este argumento, a densidade de Hektor conforme determinada a partir de sua curva de luz rotacional (2.480 g / cm 3 ) é significativamente maior do que a de 617 Patroclus. Essa diferença nas densidades sugere que a densidade pode não ser um bom indicador da origem do asteróide.
Origem e evolução
Duas teorias principais surgiram para explicar a formação e evolução dos trojans de Júpiter. O primeiro sugere que os trojans de Júpiter se formaram na mesma parte do Sistema Solar que Júpiter e entraram em suas órbitas enquanto ele se formava. O último estágio da formação de Júpiter envolveu o crescimento descontrolado de sua massa por meio do acúmulo de grandes quantidades de hidrogênio e hélio do disco protoplanetário ; durante esse crescimento, que durou apenas cerca de 10.000 anos, a massa de Júpiter aumentou por um fator de dez. Os planetesimais que tinham aproximadamente as mesmas órbitas de Júpiter foram capturados pelo aumento da gravidade do planeta. O mecanismo de captura foi muito eficiente - cerca de 50% de todos os planetesimais restantes foram capturados. Esta hipótese tem dois problemas principais: o número de corpos presos excede a população observada de trojans de Júpiter em quatro ordens de magnitude , e os atuais asteróides de trojan de Júpiter têm inclinações orbitais maiores do que as previstas pelo modelo de captura. Simulações desse cenário mostram que tal modo de formação também inibiria a criação de trojans semelhantes para Saturno , e isso foi confirmado pela observação: até o momento, nenhum trojans foi encontrado perto de Saturno. Em uma variação dessa teoria, Júpiter captura cavalos de Tróia durante seu crescimento inicial e migra à medida que continua a crescer. Durante a migração de Júpiter, as órbitas dos objetos em órbitas em ferradura são distorcidas, fazendo com que o lado L4 dessas órbitas seja superocupado. Como resultado, um excesso de trojans fica preso no lado L4 quando as órbitas em ferradura mudam para órbitas de girinos conforme Júpiter cresce. Este modelo também deixa a população de trojan de Júpiter com 3-4 ordens de magnitude muito grande.
A segunda teoria propõe que os trojans de Júpiter foram capturados durante a migração dos planetas gigantes descritos no modelo de Nice . No modelo de Nice, as órbitas dos planetas gigantes tornaram-se instáveis 500-600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, quando Júpiter e Saturno cruzaram sua ressonância de movimento médio 1: 2 . Os encontros entre planetas resultaram em Urano e Netuno sendo espalhados para fora no cinturão de Kuiper primordial , rompendo-o e jogando milhões de objetos para dentro. Quando Júpiter e Saturno estavam próximos de sua ressonância 1: 2, as órbitas dos trojans de Júpiter pré-existentes tornaram-se instáveis durante uma ressonância secundária com Júpiter e Saturno. Isso ocorreu quando o período de libração dos trojans sobre seu ponto Lagrangiano tinha uma proporção de 3: 1 para o período em que a posição onde Júpiter passa por Saturno circulou em relação ao seu periélio. Este processo também foi reversível, permitindo que uma fração dos numerosos objetos espalhados por Urano e Netuno entrassem nesta região e fossem capturados enquanto as órbitas de Júpiter e Saturno se separavam. Esses novos trojans tinham uma ampla gama de inclinações, resultado de vários encontros com planetas gigantes antes de serem capturados. Este processo também pode ocorrer mais tarde, quando Júpiter e Saturno cruzam ressonâncias mais fracas.
Em uma versão revisada do modelo de Nice, trojans de Júpiter são capturados quando Júpiter encontra um gigante de gelo durante a instabilidade. Nesta versão do modelo de Nice, um dos gigantes de gelo (Urano, Netuno ou um quinto planeta perdido ) é espalhado para dentro em uma órbita que cruza Júpiter e é espalhado para fora por Júpiter, fazendo com que as órbitas de Júpiter e Saturno se separem rapidamente. Quando o semi-eixo maior de Júpiter salta durante esses encontros, os trojans de Júpiter existentes podem escapar e novos objetos com semi-eixos maiores semelhantes ao novo semi-eixo maior de Júpiter são capturados. Seguindo seu último encontro, o gigante de gelo pode passar por um dos pontos de libração e perturbar suas órbitas deixando este ponto de libração esgotado em relação ao outro. Após o fim dos encontros, alguns desses trojans de Júpiter são perdidos e outros capturados quando Júpiter e Saturno estão perto de ressonâncias de movimento médio fracas, como a ressonância 3: 7 através do mecanismo do modelo original de Nice.
O futuro a longo prazo dos trojans de Júpiter está em aberto, porque múltiplas ressonâncias fracas com Júpiter e Saturno fazem com que eles se comportem de forma caótica ao longo do tempo. A fragmentação colisional esgota lentamente a população de cavalos de Troia de Júpiter à medida que os fragmentos são ejetados. Os trojans de Júpiter ejetados podem se tornar satélites temporários de Júpiter ou cometas da família de Júpiter . Simulações mostram que as órbitas de até 17% dos trojans de Júpiter são instáveis com a idade do Sistema Solar. Levison et al. acreditam que cerca de 200 trojans de Júpiter ejetados com mais de 1 km de diâmetro podem estar viajando pelo Sistema Solar, com alguns possivelmente em órbitas que cruzam a Terra. Alguns dos trojans de Júpiter escapados podem se tornar cometas da família de Júpiter à medida que se aproximam do Sol e sua superfície de gelo começa a evaporar.
Exploração
Em 4 de janeiro de 2017, a NASA anunciou que Lucy foi selecionada como uma de suas próximas duas missões do Programa de Descoberta . Lucy está pronta para explorar sete cavalos de Tróia de Júpiter. Ele foi lançado em 16 de outubro de 2021 e chegará à nuvem de Tróia L 4 em 2027 após duas assistências de gravidade da Terra e uma passagem aérea de um asteróide do cinturão principal. Ele então retornará às vizinhanças da Terra para outra assistência de gravidade para levá-lo à nuvem de Tróia L 5 de Júpiter, onde visitará 617 Pátroclo.
A agência espacial japonesa propôs a vela solar OKEANOS para o final de 2020 para analisar um asteróide de Trojan in situ ou para realizar uma missão de retorno de amostra.
Veja também
Notas
Referências
links externos
- "Lista de planetas menores de Trojan do Minor Planet Center" .
- Sheppard, Scott. "A página do Trojan" .
- Lykawka, PS; Horner (2010). "A captura de asteróides troianos pelos planetas gigantes durante a migração planetária". Avisos mensais da Royal Astronomical Society . 405 (1383): 1375–1383. arXiv : 1003,2137 . Bibcode : 2010MNRAS.405.1375L . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16538.x .
- WISE Colors in Unknowns da NASA em Jupiter Asteroids (NASA 2012-322: 15 de outubro de 2012)
- Novas missões de descoberta da NASA: Psyche e Lucy no YouTube
- Simulação de gravidade 3D dos dez maiores asteróides de Trojan de Júpiter