Группа Ananke представляет собой группу ретроградных нерегулярных спутников на Юпитере , которые следуют аналогичные орбиты к Ananke и , как полагают, имеют общее происхождение.
Их большие полуоси (расстояния от Юпитера) находятся в диапазоне от 19,3 до 22,7 Гм , их орбитальные наклонения от 145,7 ° до 154,8 °, а эксцентриситет орбиты от 0,02 до 0,28.
Основные члены включают (отрицательная точка указывает на ретроградную орбиту): [1] [2]
Имя | Диаметр (км) | Период (дни) |
---|---|---|
Ананке | 28 год | -610,45 |
Праксидике | 7 | -613,904 |
Иокаст | 5 | -609,427 |
Харпалыке | 4 | -624,542 |
Тион | 4 | -639,803 |
Euanthe | 3 | -598,093 |
Евфема | 2 | -561,518 |
В Международный астрономический союз (IAU) резервирует имена , оканчивающиеся на -е для всех ретроградных лун, включая членов этой группы.
Происхождение [ править ]
Считается, что группа Ананке образовалась, когда астероид был захвачен Юпитером и впоследствии раздроблен в результате столкновения. Эта уверенность основана на том факте , что дисперсия из средних 1 орбитальных параметров членов ядра очень мала и может быть за счет небольшой скорости импульса (15 < & Dgr ; v <80 м / с), совместимы с одним столкновения и расставаться. [3]
Исходя из размеров спутников, первоначальный астероид мог иметь диаметр около 28 км. Поскольку это значение близко к приблизительному диаметру самого Ананке, вероятно, материнское тело не было сильно повреждено. [4]
Доступные фотометрические исследования добавляют дополнительную достоверность тезису об общем происхождении: три луны семейства ( Харпалик , Праксидике и Иокаст ) имеют одинаковые серые цвета (средние показатели цвета : B − V = 0,77 и V − R = 0,42), в то время как сам Ананке находится на границе между серым и светло-красным. [5]
1 Оскулирующие орбитальные параметры неправильных спутников Юпитера сильно меняются за короткие промежутки времени из-за сильных возмущений со стороны Солнца. Например, сообщалось об изменениях большой полуоси на 1 Gm за 2 года, эксцентриситета на 0,5 за 12 лет и на 5 ° за 24 года. Средние орбитальные элементы - это средние значения, вычисленные путем численного интегрирования текущих элементов за длительный период времени, используемые для определения динамических семейств.
Ссылки [ править ]
- ^ Скотт С. Шеппард , Дэвид С. Джуитт , Кэролайн Порко Внешние спутники Юпитера и трояны , В: Юпитер. Планета, спутники и магнитосфера. Под редакцией Фрэн Багенал, Тимоти Э. Доулинг, Уильям Б. Маккиннон. Кембриджская планетология, Vol. 1, Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7 , 2004, стр. 263 - 280 Полный текст (pdf). Архивировано 14 июня 2007 г. в Wayback Machine.
- ^ Дэвид Nesvorný, Cristian Beaugé, и Лука Dones Столкновительного Происхождение семей нерегулярных спутников , The Astronomical Journal, 127 (2004), стр. 1768-1783 Полного текста.
- ^ Дэвид Несворны, Хосе Л.А. Альвареллос, Люк Донес и Гарольд Ф. Левисон Орбитальная и столкновительная эволюция нерегулярных спутников , Астрономический журнал, 126 (2003), страницы 398–429. (pdf)
- ^ Шеппард, Скотт С .; Джевитт, Дэвид К. (5 мая 2003 г.). «Обильная популяция небольших спутников неправильной формы вокруг Юпитера». Природа . 423 (6937): 261–263. Bibcode : 2003Natur.423..261S . DOI : 10,1038 / природа01584 . PMID 12748634 . S2CID 4424447 . (pdf). Архивировано 13 августа 2006 года в Wayback Machine.
- ^ Grav, Томми; Холман, Мэтью Дж .; Gladman, Brett J .; Акснес, Кааре Фотометрическая съемка нерегулярных спутников , Икарус, 166 , (2003), стр. 33-45. Препринт