Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
См. Также: Захват астероида
Неправильные спутники Юпитера (красный), Сатурна (желтый), Урана (зеленый) и Нептуна (синий) (за исключением Тритона). Горизонтальная ось показывает их расстояние от планеты ( большая полуось ), выраженное в долях радиуса сферы Хилла планеты . По вертикальной оси отложен наклон их орбиты . Точки или кружки представляют их относительные размеры.

В астрономии , нерегулярный спутник , нерегулярный спутник или нерегулярный естественный спутник является естественным спутником после отдаленной, наклонено , и часто эксцентричной и ретроградной орбиты . Они были захвачены их родительской планетой, в отличие от обычных спутников , которые формировались на орбите вокруг них. Нерегулярные спутники имеют стабильную орбиту, в отличие от временных спутников, которые часто имеют такие же неправильные орбиты, но в конечном итоге улетят. Этот термин не относится к форме: Тритон - круглая луна, но считается неправильной из-за своей орбиты.

По состоянию на октябрь 2019 года известно 145 спутников неправильной формы, вращающихся вокруг всех четырех внешних планет ( Юпитера , Сатурна , Урана и Нептуна ). Самыми большими на каждой планете являются Гималии Юпитера, Фиби Сатурна, Сикоракс Урана и Тритон Нептуна. В настоящее время считается, что спутники неправильной формы были захвачены с гелиоцентрических орбит вблизи их текущего местоположения вскоре после образования их родительской планеты. Альтернативная теория о том, что они возникли дальше в поясе Койпера , не подтверждается текущими наблюдениями.

Определение [ править ]

Планетаr H , 10 6  км [1]r min , км [1]Номер известен
Юпитер551.571
Сатурн69358
Уран7379
Нептун116167 (включая Тритон)

Общепринятого точного определения спутника неправильной формы не существует. Неформально спутники считаются нерегулярными, если они находятся достаточно далеко от планеты, и прецессия их орбитальной плоскости в основном контролируется Солнцем.

На практике большая полуось спутника сравнивается с радиусом сферы Хилла планеты (то есть сферой его гравитационного воздействия) ,. Нерегулярные сателлиты имеют большие полуоси больше 0,05 с апоапсами, простирающимися до 0,65 . [1] Радиус сферы Хилла указан в таблице рядом.

Земная Луна кажется исключением: она обычно не указывается как спутник неправильной формы, хотя ее прецессия в основном контролируется Солнцем [ цитата ], а ее большая полуось больше 0,05 радиуса сферы холма Земли.

Орбиты [ править ]

Текущее распределение [ править ]

Орбиты известных нерегулярных спутников чрезвычайно разнообразны, но есть определенные закономерности. Ретроградные орбиты гораздо более распространены (83%), чем прямые орбиты. Неизвестно ни одного спутника с наклонением орбиты выше 55 ° (или меньше 130 ° для ретроградных спутников). Кроме того, можно выделить несколько группировок, в которых один большой спутник находится на одной орбите с несколькими меньшими.

Учитывая их удаленность от планеты, орбиты внешних спутников сильно возмущены Солнцем, и их элементы орбиты сильно меняются за короткие промежутки времени. Большая полуось Пасифа , например, изменяется на 1,5 Gm за два года (одна орбита), наклонение около 10 ° и эксцентриситет на 0,4 за 24 года (двойной период орбиты Юпитера). [2] Следовательно, средние орбитальные элементы (усредненные по времени) используются для идентификации групп, а не соприкасающихся элементов в заданную дату. (Точно так же правильные элементы орбиты используются для определения семейств астероидов .)

Происхождение [ править ]

См. Также: Тритон (луна) § Захват

Спутники неправильной формы были захвачены с гелиоцентрических орбит. (Действительно, похоже, что неправильные спутники планет-гигантов, трояны Юпитера и Нептуна , а также объекты серого пояса Койпера имеют аналогичное происхождение. [3] ) Чтобы это произошло, должно произойти по крайней мере одно из трех:

  • диссипация энергии (например, при взаимодействии с первичным газовым облаком)
  • существенное (40%) расширение сферы холма планеты за короткий период времени (тысячи лет)
  • передача энергии при взаимодействии трех тел . Это может включать:
    • столкновение (или близкое столкновение) приближающегося тела и спутника, в результате которого прибывающее тело теряет энергию и оказывается захваченным.
    • близкое столкновение между входящим двоичным объектом и планетой (или, возможно, существующей луной), в результате чего был захвачен один компонент двоичного объекта. Такой маршрут был предложен как наиболее вероятный для Тритона . [4]

После захвата некоторые из спутников могут распасться, что приведет к группировкам меньших лун, движущихся по аналогичным орбитам. Резонансы могут еще больше изменить орбиты, сделав эти группы менее узнаваемыми.

Долгосрочная стабильность [ править ]

Фиби , самый большой неправильный спутник Сатурна

Текущие орбиты неправильных спутников стабильны, несмотря на значительные возмущения вблизи апоцентра . [5] Причиной такой стабильности у ряда нерегулярных частиц является тот факт, что они вращаются по орбите с вековым резонансом или резонансом Козаи . [6]

Кроме того, моделирование позволяет сделать следующие выводы:

  • Орбиты с наклоном от 50 ° до 130 ° очень нестабильны: их эксцентриситет быстро увеличивается, что приводит к потере спутника [2]
  • Ретроградные орбиты более стабильны, чем прямые (стабильные ретроградные орбиты можно найти дальше от планеты)

Увеличение эксцентриситета приводит к уменьшению перицентров и большим апоцентрам. Спутники входят в зону обычных (более крупных) спутников и теряются или выбрасываются из-за столкновений и близких столкновений. С другой стороны, возрастающие возмущения Солнца в растущих апоцентрах выталкивают их за пределы сферы Хилла.

Ретроградные спутники находятся дальше от планеты, чем прогрессивные. Детальное численное интегрирование показало эту асимметрию. Пределы являются сложной функцией наклона и эксцентриситета, но в целом, Prograde орбита с большими полуосями до 0,47 г H (Хилл радиуса сферы) может быть стабильной, тогда как для ретроградных орбит стабильность может простираться до 0,67 г H .

Граница большой полуоси удивительно резкая для продвинутых спутников. Спутник на прямой круговой орбите (наклон = 0 °), расположенный на 0,5 r H , покинет Юпитер всего за сорок лет. Эффект можно объяснить так называемым эвекционным резонансом . Апоцентр спутника, где планета удерживает Луну наиболее слабым, оказывается в резонансе с положением Солнца. Эффекты возмущения накапливаются при каждом проходе, выталкивая спутник еще дальше наружу. [5]

Асимметрию между прямым и ретроградным спутниками можно очень интуитивно объяснить ускорением Кориолиса в системе координат, вращающейся вместе с планетой. Для продвинутых спутников ускорение указывает наружу, а для ретроградных оно направлено внутрь, стабилизируя спутник. [7]

Временные снимки [ править ]

Захват астероида с гелиоцентрической орбиты не всегда постоянен. Согласно моделированиям, временные спутники должны быть обычным явлением. [8] [9] Единственными наблюдаемыми примерами являются 2006 RH 120 и 2020 CD 3 , которые были временными спутниками Земли, обнаруженными в 2006 и 2020 годах соответственно. [10] [11] [12]

Физические характеристики [ править ]

Размер [ править ]

Иллюстрация степенного закона. Количество предметов зависит от их размера.

Учитывая большее расстояние от Земли, известные спутники Урана и Нептуна неправильной формы больше, чем спутники Юпитера и Сатурна; более мелкие, вероятно, существуют, но пока не наблюдались. Однако с учетом этой ошибки наблюдений распределение размеров всех четырех планет-гигантов одинаково.

Обычно соотношение, выражающее количество объектов меньшего или равного диаметра, аппроксимируется степенным законом :

где q определяет наклон.

Закон малой степени ( q ~ 2) наблюдается для размеров от 10 до 100 км †, но более крутой ( q ~ 3,5) для объектов размером менее 10 км ‡ . Анализ архивных изображений 2010 г., полученных с телескопа Канада-Франция-Гавайи, показывает, что степенной закон для ретроградной популяции Юпитера неправильных спутников размером более ~ 400 м неглубокий, при q 2,5. [13]

Для сравнения: распределение объектов пояса Койпера намного круче ( q ~ 4), т.е. на один объект в 1000 км приходится тысяча объектов диаметром 100 км. Распределение по размерам дает представление о возможном происхождении (захват, столкновение / разрушение или аккреция).

† Для каждого объекта длиной 100 км можно найти десять объектов длиной 10 км.
‡ Для одного объекта размером 10 км можно найти около 140 объектов размером 1 км.

Цвета [ править ]

Эта диаграмма иллюстрирует различия в цвете спутников Юпитера (красные метки), Сатурна (желтый) и Урана (зеленый). Отображаются только нестандартные формы с известными показателями цвета. Для справки также нанесены кентавр Фол и три классических объекта пояса Койпера (серые метки, размер не в масштабе). Для сравнения смотрите также окрасы кентавров и КБО .

Цвета спутников неправильной формы можно изучать с помощью цветовых индексов : простых мер различий видимой величины объекта с помощью синего (B), видимого, т.е. зелено-желтого (V) и красного (R) фильтров . Наблюдаемые цвета неправильных спутников варьируются от нейтрального (сероватого) до красноватого (но не такого красного, как цвета некоторых объектов пояса Койпера).

альбедо [14]нейтральныйкрасноватыйкрасный
низкийC 3–8%P 2–6%D 2–5%
среднийM 10–18% 13-35%
высокаяE 25–60%

Система каждой планеты имеет немного разные характеристики. Нерегулярные Юпитера серые слегка красный, в соответствии с C , P и астероидов D-типа . [15] Некоторые группы спутников могут отображать похожие цвета (см. Последующие разделы). Неправильные формы Сатурна немного краснее, чем у Юпитера.

Большие спутники Урана неправильной формы ( Сикоракс и Калибан ) имеют светло-красный цвет, тогда как более мелкие Просперо и Сетебос серые, как и спутники Нептуна Нереида и Халимеда . [16]

Спектры [ править ]

При текущем разрешении видимые и ближние инфракрасные спектры большинства спутников кажутся невыразительными. До сих пор водяной лед был обнаружен на Фиби и Нереиде, а особенности, приписываемые водным изменениям, были обнаружены в Гималиях.

Вращение [ править ]

Обычные спутники обычно заблокированы приливом (то есть их орбита синхронна с их вращением, так что они показывают только одну грань в сторону своей родительской планеты). Напротив, приливные силы на спутниках неправильной формы пренебрежимо малы, учитывая их расстояние от планеты, а периоды вращения в диапазоне всего лишь десяти часов были измерены для самых больших спутников Гималии , Фиби , Сикоракса и Нереиды (для сравнения с их орбитальными периодами). сотен дней). Такие скорости вращения находятся в том же диапазоне, что и для астероидов .

Семьи с общим происхождением [ править ]

Некоторые спутники неправильной формы обращаются по орбите «группами», в которых несколько спутников имеют одинаковые орбиты. Ведущая теория состоит в том, что эти объекты представляют собой столкновительные семейства , части более крупного тела, которое распалось.

Динамические группировки [ править ]

Простые модели столкновений могут использоваться для оценки возможного разброса параметров орбиты с учетом импульса скорости Δ v . Применение этих моделей к известным параметрам орбиты позволяет оценить Δ v, необходимое для создания наблюдаемой дисперсии. В результате разрушения может возникнуть Δ v в десятки метров в секунду (5–50 м / с). С помощью этих критериев можно идентифицировать динамические группировки нерегулярных спутников и оценить вероятность их общего происхождения от распада. [17]

Когда разброс орбит слишком велик (т.е. для этого потребуется Δ v порядка сотен м / с)

  • либо должно быть допущено более одного столкновения, т.е. кластер должен быть далее разбит на группы
  • или значительные изменения после столкновения, например, в результате резонансов, должны быть постулированы.

Цветовые группы [ править ]

Когда цвета и спектры спутников известны, однородность этих данных для всех членов данной группы является существенным аргументом в пользу общего происхождения. Однако отсутствие точности имеющихся данных часто затрудняет получение статистически значимых выводов. Кроме того, наблюдаемые цвета не обязательно отражают основной состав спутника.

Наблюдаемые группировки [ править ]

Неправильные спутники Юпитера [ править ]

Орбиты неправильных спутников Юпитера, показывающие, как они группируются в группы. Спутники представлены кружками, указывающими их относительные размеры. Положение объекта на горизонтальной оси показывает его расстояние от Юпитера. Его положение на вертикальной оси указывает наклон его орбиты . Желтые линии указывают его орбитальный эксцентриситет (то есть степень, на которую его расстояние от Юпитера изменяется во время его орбиты).

Обычно перечисляются следующие группы (динамически узкие группы, отображающие однородные цвета, выделены жирным шрифтом )

  • Прокачать спутники
    • Группа Гималии имеет средний наклон 28 °. Они удерживаются динамически (Δ v ≈ 150 м / с). Они однородны в видимом диапазоне длин волн (имеют нейтральные цвета, аналогичные цветам астероидов C-типа ) и в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн [18]
    • Прямые спутники Фемисто , Карпо и Валетудо не входят в какую-либо известную группу.
Анимация орбиты Гималии.
   Юпитер  ·    Гималия  ·   Каллисто
  • Ретроградные спутники
    • Группа Carme имеет средний наклон 165 °. Он динамически герметичен (5 <Δ v <50 м / с). Он очень однороден по цвету, каждый член имеет светло-красную окраску, соответствующую астероиду- предшественнику D-типа .
    • Группа Ананке имеет средний наклон 148 °. Он показывает небольшой разброс параметров орбиты (15 <Δ v <80 м / с). Сам Ананке выглядит светло-красным, но остальные члены группы серые.
    • Группа Пасифае очень разрозненна. Пасифий сам по себе , как представляется, серыми, в то время как другие члены ( Callirrhoe , мегаклите ) светло - красный цвет.

Синопа , иногда относящаяся к группе Пасифае, имеет красный цвет, и, учитывая разницу в наклоне, ее можно было поймать независимо. [15] [19] Пасифа и Синопа также находятся в ловушке вековых резонансов с Юпитером. [5] [17]

Неправильные спутники Сатурна [ править ]

Неправильные спутники Сатурна, показывающие, как они группируются в группы. Для объяснения см. Диаграмму Юпитера.

Следующие группы обычно перечислены для спутников Сатурна:

  • Прокачать спутники
    • В группе Галльских акции в среднем наклон 34 °. Их орбиты динамически узкие (Δ v ≈ 50 м / с), и они имеют светло-красный цвет; окраска однородна как в видимом, так и в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн. [18]
    • Группа инуитов имеет средний наклон 46 °. Их орбиты широко разбросаны (Δ v ≈ 350 м / с), но они физически однородны и имеют светло-красную окраску.
  • Ретроградные спутники
    • Скандинавская группа определена в основном для обозначения целей; параметры орбиты очень сильно разбросаны. Подразделения исследованы, в том числе
      • Группа Фиби разделяет средний наклон 174 °; эта подгруппа также широко рассредоточена и может быть дополнительно разделена, по крайней мере, на две подгруппы.
      • Группа скати - возможная подгруппа норвежской группы

  • Анимация группы спутников инуитов Сатурна
       Кивиук (луна)  ·    Иджирак (луна)  ·    Паалиак  ·    Сиарнак  ·   Tarqeq

  • Анимация орбиты Фиби.
       Сатурн  ·    Фиби  ·   Титан

Неправильные спутники Урана и Нептуна [ править ]

Неправильные спутники Урана (зеленый) и Нептуна (синий) (за исключением Тритона). Для объяснения см. Диаграмму Юпитера.
Планетаг мин [1]
Юпитер1.5 км
Сатурн3 км
Уран7 километров
Нептун16 км

Согласно современным знаниям, количество неправильных спутников, вращающихся вокруг Урана и Нептуна, меньше, чем у Юпитера и Сатурна. Однако считается, что это просто результат трудностей наблюдений из-за большего расстояния Урана и Нептуна. В таблице справа показан минимальный радиус (r min ) спутников, который может быть обнаружен с помощью современных технологий, при альбедо 0,04; таким образом, почти наверняка существуют маленькие спутники Урана и Нептуна, которые еще нельзя увидеть.

Из-за меньшего количества статистически значимые выводы о группировках затруднены. Единое происхождение ретроградных аномалий Урана кажется маловероятным, учитывая разброс параметров орбиты, который потребовал бы большого импульса (Δ v ≈ 300 км), что подразумевает большой диаметр ударного элемента (395 км), что, в свою очередь, несовместимо с распределение фрагментов по размерам. Вместо этого предполагалось существование двух группировок: [15]

  • Группа Калибан
  • Группа Sycorax

Эти две группы отличаются (с достоверностью 3σ) расстоянием от Урана и эксцентриситетом. [20] Однако эти группировки не подтверждаются напрямую наблюдаемыми цветами: Калибан и Сикоракс кажутся светло-красными, тогда как луны меньшего размера - серыми. [16]

Для Нептуна было отмечено возможное общее происхождение Псамафи и Несо . [21] Учитывая похожие (серые) цвета, было также высказано предположение, что Халимед могла быть фрагментом Нереиды. [16] Два спутника имели очень высокую вероятность (41%) столкновения в течение возраста Солнечной системы. [22]

Исследование [ править ]

Отдаленное Кассини изображение Гималии

На сегодняшний день единственными спутниками неправильной формы, которые посетил космический аппарат, являются Тритон и Фиби , крупнейшие спутники Нептуна и Сатурна соответственно. Тритон был получен космическим аппаратом « Вояджер-2» в 1989 году, а Фиби - зондом « Кассини» в 2004 году. « Кассини» также сделал далекое изображение с низким разрешением Гималии Юпитера в 2000 году. В будущем не планируется посещать какие-либо необычные спутники.

Галерея [ править ]

  • 71 неправильный спутник Юпитера

  • 58 неправильных спутников Сатурна

  • 9 неправильных спутников Урана

  • 6 неправильных спутников Нептуна

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б в г Шеппард, СС (2006). «Внешние спутники неправильной формы и их связь с астероидами, кометами и объектами пояса Койпера». Труды Международного астрономического союза . 1 : 319–334. arXiv : astro-ph / 0605041 . Bibcode : 2006IAUS..229..319S . DOI : 10.1017 / S1743921305006824 .
  2. ^ a b Carruba, V .; Бернс, Джозеф А .; Николсон, Филип Д .; Гладман, Бретт Дж. (2002). "О распределении наклонений неправильных спутников Юпитера" (PDF) . Икар . 158 (2): 434–449. Bibcode : 2002Icar..158..434C . DOI : 10.1006 / icar.2002.6896 .
  3. ^ Шеппард, СС; Трухильо, Калифорния (2006). «Густое облако троянских коней Нептуна и их цвета». Наука . 313 (5786): 511–514. Bibcode : 2006Sci ... 313..511S . DOI : 10.1126 / science.1127173 . PMID 16778021 . 
  4. ^ Агнор, CB и Гамильтон, DP (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой». Природа . 441 (7090): 192–4. Bibcode : 2006Natur.441..192A . DOI : 10,1038 / природа04792 . PMID 16688170 . CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  5. ^ a b c Несворны, Давид; Альвареллос, Хосе Л.А.; Готово, Люк; Левисон, Гарольд Ф. (2003). "Орбитальная и столкновительная эволюция нерегулярных спутников" (PDF) . Астрономический журнал . 126 (1): 398. Bibcode : 2003AJ .... 126..398N . DOI : 10.1086 / 375461 .
  6. ^ Uk, Матия; Бернс, Джозеф А. (2004). «О светском поведении нерегулярных спутников». Астрономический журнал . 128 (5): 2518–2541. arXiv : astro-ph / 0408119 . Bibcode : 2004AJ .... 128.2518C . DOI : 10.1086 / 424937 .
  7. ^ Гамильтон, Дуглас П .; Бернс, Джозеф А. (1991). «Зоны орбитальной устойчивости около астероидов». Икар . 92 (1): 118–131. Bibcode : 1991Icar ... 92..118H . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90039-V .
  8. ↑ Камилла М. Карлайл (30 декабря 2011 г.). «Псевдо-спутники на орбите Земли». Небо и телескоп .
  9. ^ Федорец, Григорий; Гранвик, Микаэль; Джедике, Роберт (15 марта 2017 г.). «Распределение орбит и размеров астероидов, временно захваченных системой Земля-Луна». Икар . 285 : 83–94. Bibcode : 2017Icar..285 ... 83F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2016.12.022 .
  10. ^ «2006 RH120 (= 6R10DB9) (Вторая луна для Земли?)» . Обсерватория Грейт-Шеффорд. 14 сентября 2017 года. Архивировано 06.02.2015 . Проверено 13 ноября 2017 .
  11. ↑ Роджер В. Синнотт (17 апреля 2007 г.). «Земля„Другая Луна “ » . Небо и телескоп . Архивировано из оригинала на 2012-08-27 . Проверено 13 ноября 2017 .
  12. ^ «MPEC 2020-D104: 2020 CD3: временно захваченный объект» . Электронный циркуляр по малой планете . Центр малых планет . 25 февраля 2020 . Проверено 25 февраля 2020 года .
  13. ^ Эштон, Эдвард; Бодуан, Мэтью; Глэдман, Бретт (сентябрь 2020 г.). «Население километровых ретроградных нерегулярных спутников Юпитера». arXiv : 2009.03382 [ astro-ph.EP ].
  14. ^ На основе определений из Оксфордского астрономического словаря , ISBN 0-19-211596-0 
  15. ^ a b c Грав, Томми; Холман, Мэтью Дж .; Gladman, Brett J .; Акснес, Кааре (2003). «Фотометрическая съемка нерегулярных спутников». Икар . 166 (1): 33–45. arXiv : astro-ph / 0301016 . Bibcode : 2003Icar..166 ... 33G . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.07.005 .
  16. ^ a b c Грав, Томми; Холман, Мэтью Дж .; Фрейзер, Уэсли К. (20 сентября 2004 г.). «Фотометрия неправильных спутников Урана и Нептуна». Астрофизический журнал . 613 (1): L77 – L80. arXiv : astro-ph / 0405605 . Bibcode : 2004ApJ ... 613L..77G . DOI : 10.1086 / 424997 .
  17. ^ a b Несворн, Дэвид; Боуг, Кристиан; Готово, Люк (2004). «Коллизионное происхождение семейств нерегулярных спутников» (PDF) . Астрономический журнал . 127 (3): 1768–1783. Bibcode : 2004AJ .... 127.1768N . DOI : 10.1086 / 382099 .
  18. ^ а б Грав, Томми; Холман, Мэтью Дж. (2004). "Фотометрия неправильных спутников Юпитера и Сатурна в ближнем инфракрасном диапазоне". Астрофизический журнал . 605 (2): L141 – L144. arXiv : astro-ph / 0312571 . Bibcode : 2004ApJ ... 605L.141G . DOI : 10.1086 / 420881 .
  19. ^ Шеппард, СС; Джевитт, округ Колумбия (2003). «Обильная популяция небольших спутников неправильной формы вокруг Юпитера» (PDF) . Природа . 423 (6937): 261–263. Bibcode : 2003Natur.423..261S . DOI : 10,1038 / природа01584 . PMID 12748634 .  
  20. ^ Шеппард, СС; Jewitt, D .; Клейна, Дж. (2005). «Сверхглубокое исследование неправильных спутников Урана: пределы полноты». Астрономический журнал . 129 (1): 518–525. arXiv : astro-ph / 0410059 . Bibcode : 2005AJ .... 129..518S . DOI : 10.1086 / 426329 .
  21. ^ Шеппард, Скотт С .; Джевитт, Дэвид К .; Клейна, Ян (2006). "Обзор" нормальных "неправильных спутников вокруг Нептуна: пределы полноты". Астрономический журнал . 132 (1): 171–176. arXiv : astro-ph / 0604552 . Bibcode : 2006AJ .... 132..171S . DOI : 10.1086 / 504799 .
  22. ^ Холман, MJ ; Кавелаарс, JJ ; Grav, T .; и другие. (2004). «Открытие пяти неправильных спутников Нептуна» (PDF) . Природа . 430 (7002): 865–867. Bibcode : 2004Natur.430..865H . DOI : 10,1038 / природа02832 . PMID 15318214 . Проверено 24 октября 2011 года .  

Внешние ссылки [ править ]

  • Страницы Дэвида Джуитта
  • Обстоятельства обнаружения из JPL
  • Средние орбитальные элементы из JPL
  • MPC: служба эфемерид естественных спутников