Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

В астероидах по внутренней части Солнечной системы и Юпитер
  Трояны Юпитера
  Астероиды Хильды 		  Пояс астероидов
  Орбиты из планет
Троянские программы Юпитера делятся на две группы: греческий лагерь перед и троянский лагерь позади Юпитера на своей орбите.

В троянах Юпитера , обычно называемые троянские астероидами или просто троянами , являются большой группой астероидов , которые разделяют планеты Юпитера «сек орбиты вокруг Солнца . Относительно Юпитера каждый троянец либрирует вокруг одной из устойчивых точек Лагранжа Юпитера : либо L 4 , находящаяся на 60 ° впереди планеты по ее орбите, либо L 5 , на 60 ° позади нее . Трояны Юпитера распределены в двух удлиненных изогнутых областях вокруг этих лагранжевых точек со средней большой полуосью около 5,2 а.е. [1]

Первый обнаруженный троян Юпитера, 588 Achilles , был замечен в 1906 году немецким астрономом Максом Вольфом . [2] По состоянию на октябрь 2018 года было обнаружено в общей сложности 7040 троянов Jupiter . [3] По соглашению, каждый из них назван в греческой мифологии в честь персонажа Троянской войны , отсюда и название «Троянский». Считается, что общее количество троянцев Юпитера диаметром более 1 км составляет около 1 миллиона , что примерно равно количеству астероидов размером более 1 км в поясе астероидов . [1] Подобно астероидам главного пояса, трояны Юпитера образуют семьи . [4]

По состоянию на 2004 год многие троянские программы Юпитера показывались инструментам для наблюдений в виде темных тел с красноватым безликим спектром . Не было получено никаких убедительных доказательств присутствия воды или какого-либо другого специфического соединения на их поверхности, но считается, что они покрыты толинами , органическими полимерами, образованными солнечным излучением. [5] Плотность троянских объектов Юпитера (измеренная путем изучения двойных или вращательных кривых блеска) варьируется от 0,8 до 2,5 г · см -3 . [4] Трояны Юпитера, как полагают, были захвачены на их орбиты на ранних стадиях формирования Солнечной системы или немного позже, во время миграции планет-гигантов.[4]

Термин «троянский астероид» конкретно относится к астероидам, находящимся на орбитальной орбите с Юпитером, но общий термин « троян » иногда более широко применяется к другим небольшим телам Солнечной системы с аналогичными отношениями с более крупными телами: например, существуют оба трояна Марса и Нептун трояны , [6] , а также недавно обнаружили троян Земли . [7] [8] Под термином «троянский астероид» обычно понимают конкретно троянских программ Юпитера, потому что первые троянские программы были обнаружены вблизи орбиты Юпитера, а на Юпитере в настоящее время находятся самые известные троянские программы. [3]

История наблюдений [ править ]

Максимилиан Франц Иосиф Корнелиус Вольф (1890) - первооткрыватель первого трояна.

В 1772 году математик итальянского происхождения Жозеф-Луи Лагранж , изучая ограниченную задачу трех тел , предсказал, что небольшое тело, находящееся на одной орбите с планетой, но лежащее на 60 ° вперед или назад, окажется в ловушке около этих точек. [2] Захваченное тело будет медленно перемещаться вокруг точки равновесия на орбите головастика или подковы . [9] Эти начальные и конечные точки называются точками Лагранжа L 4 и L 5 . [10] [Примечание 1]Первые астероиды, захваченные в точках Лагранжа, наблюдались более чем через столетие после гипотезы Лагранжа. Связанные с Юпитером были открыты первыми. [2]

Барнард сделал первое зарегистрированное наблюдение трояна (12126) 1999 RM 11 (в то время идентифицированного как A904 RD) в 1904 году, но ни он, ни другие не оценили его значимость в то время. [11] Барнард полагал, что видел недавно обнаруженный спутник Сатурна Фиби , который в то время находился в небе всего в двух угловых минутах , или, возможно, астероид. Идентичность объекта не была понята, пока его орбита не была рассчитана в 1999 году [11]

Первое признанное открытие трояна произошло в феврале 1906 года, когда астроном Макс Вольф из Государственной обсерватории Гейдельберг-Кенигштуль обнаружил астероид в лагранжевой точке L 4 системы Солнце - Юпитер , позже названный 588 Ахиллесом . [2] В 1906–1907 годах немецким астрономом Августом Копфом были обнаружены еще два трояна Юпитера ( 624 Гектор и 617 Патрокл ). [2] Гектор, как и Ахиллес, принадлежал к L 4рой («впереди» планеты на ее орбите), тогда как Патрокл был первым известным астероидом, который, как известно, находился в лагранжевой точке L 5 («позади» планеты). [12] К 1938 году было обнаружено 11 троянцев Юпитера. [13] Это число увеличилось до 14 только в 1961 году. [2] По мере совершенствования инструментов скорость открытия быстро росла: к январю 2000 года было обнаружено в общей сложности 257; [10] к маю 2003 года их число выросло до 1600. [14] По состоянию на октябрь 2018 г. известно 4601 троянских коней Юпитера на L 4 и 2439 на L 5 . [15]

Номенклатура [ править ]

Обычай называть все астероиды в точках L 4 и L 5 Юпитера именами знаменитых героев Троянской войны предложил Иоганн Палиса из Вены , который первым точно рассчитал их орбиты. [2]

Астероиды на ведущей (L 4 ) орбите названы в честь греческих героев («греческий узел или лагерь» или « группа Ахилла »), а астероиды на задней (L 5 ) орбите названы в честь героев Трои («троян узел или лагерь »). [2] Астероиды 617 Патрокл и 624 Гектор были названы до того, как было изобретено правило Греция / Троя, в результате чего греческий шпион в троянском узле и троянский шпион в греческом узле. [13] [16]

Числа и масса [ править ]

Гравитационный потенциал контурный график , показывающий Земли лагранжевых точек; L 4 и L 5 находятся над и под планетой соответственно. Точки Лагранжа Юпитера аналогичным образом расположены на его гораздо большей орбите.

Оценки общего количества троянцев Юпитера основаны на глубоких исследованиях ограниченных участков неба. [1] Рой L 4, как полагают, содержит от 160 000 до 240 000 астероидов диаметром более 2 км и около 600 000 астероидов диаметром более 1 км. [1] [10] Если рой L 5 содержит сопоставимое количество объектов, существует более 1 миллиона троянских программ Юпитера размером 1 км или больше. Для объектов ярче, чем абсолютная величина 9.0, популяция, вероятно, полная. [14] Эти числа аналогичны числам сопоставимых астероидов в поясе астероидов. [1]Общая масса троянцев Юпитера оценивается в 0,0001 массы Земли или одной пятой массы пояса астероидов. [10]

Еще два недавних исследования показывают, что приведенные выше цифры могут в несколько раз завышать количество троянов Юпитера. Эта завышенная оценка вызвана (1) предположением, что все трояны Юпитера имеют низкое альбедо около 0,04, тогда как маленькие тела могут иметь среднее альбедо до 0,12; [17] (2) неверное предположение о распределении троянцев Юпитера в небе. [18] Согласно новым оценкам, общее количество троянцев Юпитера диаметром более 2 км составляет 6300 ± 1000 и 3400 ± 500 в роях L4 и L5 соответственно. [18] Эти цифры могут быть уменьшены в 2 раза, если маленькие троянские программы Юпитера обладают большей отражающей способностью, чем большие. [17]

Количество троянцев Юпитера, наблюдаемых в рое L 4, немного больше, чем в L 5 . Поскольку самые яркие трояны Юпитера показывают небольшие различия в количестве между двумя популяциями, это несоответствие, вероятно, связано с ошибкой наблюдений. [4] Некоторые модели показывают, что рой L 4 может быть немного более стабильным, чем рой L 5 . [9]

Самый большой троян Юпитера - 624 Hektor , средний диаметр которого составляет 203 ± 3,6 км. [14] По сравнению с населением в целом, существует несколько крупных троянских программ Юпитера. С уменьшением размера количество троянов Юпитера очень быстро растет до 84 км, что намного больше, чем в поясе астероидов. Диаметр 84 км соответствует абсолютной величине 9,5 при альбедо 0,04. В диапазоне 4,4–40 км распределение размеров троянских объектов Юпитера напоминает распределение астероидов главного пояса. О массах более мелких троянцев Юпитера ничего не известно. [9] Распределение размеров предполагает, что более мелкие трояны могут быть продуктом столкновений более крупных троянов Юпитера. [4]

Самые большие трояны Юпитера
ТроянДиаметр (км)
624 Гектор225
617 Патрокл140
911 Агамемнон131
588 Ахиллес130
3451 Наставник126
3317 Париж119
1867 Deiphobus118
1172 Энеас118
1437 Диомед118
1143 Одиссей115
Источник: База данных малых тел JPL, данные NEOWISE.

Орбиты [ править ]

Анимация орбиты 624 Гектора (синий), установленной против орбиты Юпитера (внешний красный эллипс)

Трояны Юпитера имеют орбиты с радиусом от 5,05 до 5,35 а.е. (средняя большая полуось составляет 5,2 ± 0,15 а.е.) и распределены по вытянутым изогнутым областям вокруг двух точек Лагранжа; [1] каждый рой простирается примерно на 26 ° по орбите Юпитера, что составляет общее расстояние около 2,5 а.е. [10] Ширина роя приблизительно равна двум радиусам Хилла , что в случае Юпитера составляет около 0,6 а.е. [9] Многие трояны Юпитера имеют большие наклоны орбиты относительно плоскости орбиты Юпитера - до 40 °. [10]

Трояны Юпитера не поддерживают фиксированного отделения от Юпитера. Они медленно перемещаются вокруг своих соответствующих точек равновесия, периодически приближаясь к Юпитеру или удаляясь от него. [9] Трояны Юпитера обычно следуют по траекториям, называемым орбитами головастиков, вокруг точек Лагранжа; средний период их либрации около 150 лет. [10] Амплитуда либрации (вдоль орбиты Юпитера) варьируется от 0,6 ° до 88 °, в среднем около 33 °. [9] Моделирование показывает, что трояны Юпитера могут следовать еще более сложным траекториям при перемещении из одной точки Лагранжа в другую - это называется подковообразными орбитами (в настоящее время трояны Юпитера с такой орбитой не известны). [9]

Динамические семейства и двоичные файлы [ править ]

Выявить динамические семейства в популяции троянских коней Юпитера сложнее, чем в поясе астероидов, потому что трояны Юпитера заблокированы в гораздо более узком диапазоне возможных положений. Это означает, что кластеры имеют тенденцию перекрываться и сливаться с общим роем. К 2003 году было идентифицировано около десятка динамичных семейств. Семейства юпитер-троянцев намного меньше по размеру, чем семейства в поясе астероидов; самая большая идентифицированная семья, группа Менелая, состоит всего из восьми членов. [4]

В 2001 году 617 Патрокл был первым троянцем Юпитера, идентифицированным как двойной астероид . [19] Орбита двойной очень близка, 650 км, по сравнению с 35000 км для сферы Хилла первичной звезды . [20] Самый большой троян Юпитера - 624 Hektor - вероятно, представляет собой контактную двойную систему с лунным светом. [4] [21] [22]

Физические свойства [ править ]

Троянец 624 «Гектор» (показан) по яркости похож на карликовую планету Плутон .

Трояны Юпитера - это темные тела неправильной формы. Их геометрическое альбедо обычно колеблется от 3 до 10%. [14] Среднее значение составляет 0,056 ± 0,003 для объектов размером более 57 км, [4] и 0,121 ± 0,003 (R-диапазон) для объектов размером менее 25 км. [17] Астероид 4709 Энномос имеет самое высокое альбедо (0,18) из всех известных троянцев Юпитера. [14] Мало что известно о массах, химическом составе, вращении и других физических свойствах троянских коней Юпитера. [4]

Вращение [ править ]

Вращательные свойства троянов Юпитера малоизвестны. Анализ вращательных кривых блеска 72 троянов Юпитера дал средний период вращения около 11,2 часа, тогда как средний период контрольной выборки астероидов в поясе астероидов составил 10,6 часа. [23] Распределение вращательных периодов Юпитера троянов оказалось хорошо аппроксимировать максвелловскую функцией , [Примечание 2] , тогда как было обнаружено , что распределение для главного пояса астероидов , чтобы быть немаксвелловским, с дефицитом периодов в диапазоне 8–10 часов. [23]Максвелловское распределение периодов вращения троянов Юпитера может указывать на то, что они претерпели более сильную столкновительную эволюцию по сравнению с поясом астероидов. [23]

В 2008 году команда из Колледжа Кэлвина исследовала кривые блеска образца десяти юпитерских троянцев с дефектом и обнаружила, что средний период вращения составляет 18,9 часа. Это значение было значительно выше, чем для астероидов главного пояса аналогичного размера (11,5 часа). Разница может означать, что трояны Юпитера обладают более низкой средней плотностью, что может означать, что они образовались в поясе Койпера (см. Ниже). [24]

Состав [ править ]

Спектроскопически трояны Юпитера в основном представляют собой астероиды D-типа , которые преобладают во внешних областях пояса астероидов. [4] Некоторые из них классифицируются как астероиды P или C-типа . [23] Их спектр красный (это означает, что они отражают больше света на более длинных волнах) или нейтральный и безликий. [14] По состоянию на 2007 год не было получено никаких убедительных доказательств наличия воды, органических веществ или других химических соединений . 4709 Энномос имеет альбедо немного выше, чем среднее значение Юпитер-троян, что может указывать на наличие водяного льда. Некоторые другие троянцы Юпитера, такие как 911 Агамемнон и 617 Патрокл., показали очень слабое поглощение при 1,7 и 2,3 мкм, что может указывать на присутствие органических веществ. [25] Спектры троянов Юпитера аналогичны спектрам неправильных спутников Юпитера и, в определенной степени, ядер комет , хотя троянские объекты Юпитера спектрально сильно отличаются от более красных объектов пояса Койпера. [1] [4] Спектр трояна Юпитера можно сопоставить со смесью водяного льда, большого количества богатого углеродом материала ( древесный уголь ) [4] и, возможно, силикатов, богатых магнием . [23]Состав популяции троянцев Юпитера, по-видимому, заметно однороден, с небольшими различиями между двумя роями или без них. [26]

Команда из обсерватории Кека на Гавайях объявила в 2006 году, что она измерила плотность двойного троянца Юпитера 617 Патрокла, как меньшую, чем плотность водяного льда (0,8 г / см 3 ), предполагая, что эта пара и, возможно, многие другие троянцы объекты, которые по составу больше напоминают кометы или объекты пояса Койпера - водяной лед со слоем пыли - чем астероиды главного пояса. [20] Вопреки этому аргументу, плотность Гектора, определенная по его вращательной кривой блеска (2,480 г / см 3 ), значительно выше, чем у 617 Патрокла. [22] Такая разница в плотности предполагает, что плотность не может быть хорошим индикатором происхождения астероида.[22]

Происхождение и эволюция [ править ]

Появились две основные теории, объясняющие образование и эволюцию троянов Юпитера. Первый предполагает, что трояны Юпитера сформировались в той же части Солнечной системы, что и Юпитер, и вышли на их орбиты во время ее формирования. [9] Последняя стадия формирования Юпитера включала стремительный рост его массы за счет аккреции большого количества водорода и гелия с протопланетного диска ; во время этого роста, который длился всего около 10 000 лет, масса Юпитера увеличилась в десять раз. В планетезималях , которые имели примерно одинаковые орбиты Юпитер , как были пойманы повышенной гравитацией планеты. [9]Механизм захвата был очень эффективным - было захвачено около 50% всех оставшихся планетезималей. Эта гипотеза имеет две основные проблемы: количество захваченных тел превышает наблюдаемую популяцию троянских коней Юпитера на четыре порядка , а нынешние троянские астероиды Юпитера имеют большие наклоны орбиты, чем предсказывает модель захвата. [9] Моделирование этого сценария показывает, что такой способ формирования также будет препятствовать созданию подобных троянов для Сатурна , и это было подтверждено наблюдениями: на сегодняшний день рядом с Сатурном не было обнаружено ни одного трояна. [27]В одном из вариантов этой теории Юпитер захватывает троянов во время своего первоначального роста, а затем мигрирует по мере роста. Во время миграции Юпитера орбиты объектов на подковообразных орбитах искажаются, что приводит к переполнению L4-стороны этих орбит. В результате избыток троянов оказывается в ловушке на стороне L4, когда подковообразные орбиты смещаются на орбиты головастиков по мере роста Юпитера. Эта модель также оставляет троянскую популяцию Юпитера на 3–4 порядка слишком большой. [28]

Вторая теория предполагает, что трояны Юпитера были захвачены во время миграции планет-гигантов, описанных в модели Ниццы . В модели Ниццы орбиты планет-гигантов стали нестабильными через 500–600 миллионов лет после образования Солнечной системы, когда Юпитер и Сатурн пересекли свой резонанс среднего движения 1: 2 . Столкновения между планетами привели к тому, что Уран и Нептун рассеялись наружу в изначальный пояс Койпера , разрушив его и выбросив внутрь миллионы объектов. [29]Когда Юпитер и Сатурн были около своего резонанса 1: 2, орбиты ранее существовавших троянских коней Юпитера стали нестабильными во время вторичного резонанса с Юпитером и Сатурном. Это произошло, когда период либрации троянцев вокруг своей точки Лагранжа имел отношение 3: 1 к периоду, в котором положение, в котором Юпитер проходит мимо Сатурна, циркулировало относительно его перигелия. Этот процесс также был обратимым, позволяя части многочисленных объектов, рассеянных внутрь Ураном и Нептуном, войти в эту область и быть захваченными при разделении орбит Юпитера и Сатурна. Эти новые трояны обладали широким диапазоном склонностей, результатом многократных столкновений с планетами-гигантами до того, как они были захвачены. [30] Этот процесс может также произойти позже, когда Юпитер и Сатурн пересекают более слабые резонансы. [31]

В обновленной версии модели Nice трояны Юпитера фиксируются, когда Юпитер сталкивается с ледяным гигантом во время нестабильности. В этой версии модели Ниццы один из ледяных гигантов (Уран, Нептун или затерянная пятая планета)) рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, и рассеивается Юпитером наружу, вызывая быстрое разделение орбит Юпитера и Сатурна. Когда большая полуось Юпитера перескакивает во время этих столкновений, существующие трояны Юпитера могут ускользать, и захватываются новые объекты с большой полуосью, подобными новой большой полуоси Юпитера. После своего последнего столкновения ледяной гигант может пройти через одну из точек либрации и нарушить их орбиты, оставив эту точку либрации истощенной по сравнению с другой. После окончания встреч некоторые из этих троянов Юпитера теряются, а другие захватываются, когда Юпитер и Сатурн находятся вблизи резонансов слабого среднего движения, таких как резонанс 3: 7, через механизм исходной модели Ниццы. [31]

Долгосрочное будущее троянов Юпитера остается под вопросом, потому что множественные слабые резонансы с Юпитером и Сатурном заставляют их вести себя хаотично с течением времени. [32] Разрушение при столкновении медленно истощает троянскую популяцию Юпитера, поскольку фрагменты выбрасываются. Выброшенные трояны Юпитера могут стать временными спутниками Юпитера или комет семейства Юпитера . [4] Моделирование показывает, что орбиты до 17% троянов Юпитера нестабильны с возрастом Солнечной системы. [33] Левисон и др. считают, что около 200 изгнанных троянцев Юпитера диаметром более 1 км могут путешествовать по Солнечной системе, а некоторые из них могут пересечь Землю по орбитам. [34]Некоторые из сбежавших с Юпитера троянцев могут стать кометами семейства Юпитера по мере приближения к Солнцу и их поверхностный лед начинает испаряться. [34]

Исследование [ править ]

4 января 2017 года НАСА объявило, что Люси была выбрана в качестве одной из двух следующих миссий программы Discovery . [35] Люси собирается исследовать шесть троянов Юпитера. Он запланирован на запуск в 2021 году и прибудет к троянскому облаку L 4 в 2027 году после пролета астероида главного пояса. Затем он вернется в окрестности Земли для помощи гравитации, чтобы доставить его к троянскому облаку Юпитера L 5, где он посетит 617 Патрокла. [36]

Японское космическое агентство предложило солнечный парус OKEANOS на конец 2020-х годов для анализа троянского астероида на месте или для выполнения миссии по возврату образцов.

См. Также [ править ]

  • Комета Шумейкера – Леви 9
  • Список троянов Юпитера (греческий лагерь)
  • Список троянских программ Юпитера (лагерь троянцев)
  • Список малых планет, пересекающих Юпитер
  • Список объектов в точках Лагранжа

Заметки [ править ]

  1. ^ Три другие точки - L 1 , L 2 и L 3 - нестабильны. [9]
  2. ^ Функция Максвелла, где- средний период вращения,- это дисперсия периодов.

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e f g Ёсида, Ф .; Накамура, Т. (2005). "Распределение по размерам слабых астероидов троянца L4" . Астрономический журнал . 130 (6): 2900–11. Bibcode : 2005AJ .... 130.2900Y . DOI : 10.1086 / 497571 .
  2. ^ a b c d e f g h Николсон, Сет Б. (1961). «Троянские астероиды». Астрономическое общество тихоокеанских листовок . 8 (381): 239–46. Bibcode : 1961ASPL .... 8..239N .
  3. ^ а б «Троянские малые планеты» . Центр малых планет. Архивировано 29 июня 2017 года . Проверено 14 октября 2018 года .
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m Jewitt, David C .; Шеппард, Скотт; Порко, Кэролайн (2004). «Внешние спутники и трояны Юпитера» (PDF) . In Bagenal, F .; Даулинг, Т. Э .; Маккиннон, ВБ (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Издательство Кембриджского университета.
  5. ^ Дотто, E; Fornasier, S; Баруччи, Массачусетс; Licandr o, J; Boehnhardt, H; Эно, О; Marzari, F; Де Берг, К; Де Луиза, Ф (2006). «Состав поверхности троянцев Юпитера: обзор динамических семейств в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне». Икар . 183 (2): 420–434. Bibcode : 2006Icar..183..420D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.02.012 .
  6. ^ Шеппард, СС; Калифорния Трухильо (28 июля 2006 г.). «Густое облако троянцев Нептуна и их цветов» (PDF) . Наука . Нью-Йорк. 313 (5786): 511–514. Bibcode : 2006Sci ... 313..511S . DOI : 10.1126 / science.1127173 . OCLC 110021198 . PMID 16778021 .   
  7. ^ "Миссия НАСА WISE обнаруживает первый троянский астероид, разделяющий орбиту Земли 27 июля 2011" . Архивировано 2 мая 2017 года . Проверено 29 июля 2011 года .
  8. ^ Коннорс, Мартин; Вигерт, Пол; Вейе, Кристиан (28 июля 2011 г.). «Троянский астероид Земли». Природа . 475 (7357): 481–483. Bibcode : 2011Natur.475..481C . DOI : 10,1038 / природа10233 . PMID 21796207 . 
  9. ^ a b c d e f g h i j k Marzari, F .; Scholl, H .; Мюррей С .; Лагерквист С. (2002). «Происхождение и эволюция троянских астероидов» (PDF) . Астероиды III . Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 725–38.
  10. ^ a b c d e f g Джевитт, Дэвид К.; Трухильо, Чедвик А .; Луу, Джейн X. (2000). «Население и распределение по размерам малых троянских астероидов Юпитера». Астрономический журнал . 120 (2): 1140–7. arXiv : astro-ph / 0004117 . Bibcode : 2000AJ .... 120.1140J . DOI : 10.1086 / 301453 .
  11. ^ a b Брайан Г. Марсден (1 октября 1999 г.). «Самое раннее обнаружение троянца» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики (CfA). Архивировано 14 ноября 2008 года . Проверено 20 января 2009 года .
  12. ^ Эйнарссон, Стурла (1913). «Малые планеты троянской группы». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 25 (148): 131–3. Bibcode : 1913PASP ... 25..131E . DOI : 10,1086 / 122216 .
  13. ^ a b Wyse, AB (1938). «Троянская группа». Астрономическое общество тихоокеанских листовок . 3 (114): 113–19. Bibcode : 1938ASPL .... 3..113W .
  14. ^ a b c d e f Fernandes, Yanga R .; Шеппард, Скотт С .; Джевитт, Дэвид С. (2003). «Распределение альбедо троянских астероидов Юпитера». Астрономический журнал . 126 (3): 1563–1574. Bibcode : 2003AJ .... 126.1563F . CiteSeerX 10.1.1.7.56 11 . DOI : 10.1086 / 377015 . 
  15. ^ "Список троянов Юпитера" . Центр малых планет. Архивировано 12 июня 2018 года . Проверено 14 октября 2018 года .
  16. ^ «Троянские астероиды» . Космос . Технологический университет Суинберна. Архивировано 23 июня 2017 года . Дата обращения 13 июня 2017 .
  17. ^ a b c Фернандес, YR; Jewitt, D .; Зиффер, Дж. Э. (2009). «Альбедо малых троянцев-гигантов». Астрономический журнал . 138 (1): 240–250. arXiv : 0906.1786 . Bibcode : 2009AJ .... 138..240F . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 138/1/240 .
  18. ^ a b Накамура, Цуко; Ёсида, Фуми (2008). «Новая модель поверхностной плотности троянцев Юпитера вокруг треугольных точек либрации» . Публикации Астрономического общества Японии . 60 (2): 293–296. Bibcode : 2008PASJ ... 60..293N . DOI : 10.1093 / pasj / 60.2.293 .
  19. ^ Merline, WJ (2001). "IAUC 7741: 2001fc; S / 2001 (617) 1; C / 2001 T1, C / 2001 T2" . Архивировано 19 июля 2011 года . Проверено 25 октября 2010 года .
  20. ^ a b Маркис, Франк; Хестроффер, Даниэль; Декамп, Паскаль; и другие. (2006). «Низкая плотность 0,8 г см -3 для троянских двоичного астероид 617 Патроклы». Природа . 439 (7076): 565–567. arXiv : astro-ph / 0602033 . Bibcode : 2006Natur.439..565M . DOI : 10,1038 / природа04350 . PMID 16452974 . 
  21. ^ "IAUC 8732: S / 2006 (624) 1" . Архивировано 19 июля 2011 года . Проверено 23 июля 2006 года . (Спутниковое открытие)
  22. ^ a b c Ласерда, Педро; Джевитт, Дэвид С. (2007). «Плотности объектов Солнечной системы по их вращательным кривым блеска». Астрономический журнал . 133 (4): 1393–1408. arXiv : astro-ph / 0612237 . Bibcode : 2007AJ .... 133.1393L . DOI : 10,1086 / 511772 .
  23. ^ a b c d e Баруччи, Массачусетс; Круикшанк, Д.П .; Mottola S .; Лаззарин М. (2002). «Физические свойства астероидов-троянцев и кентавров». Астероиды III . Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 273–87.
  24. ^ Мольнар, Лоуренс А .; Haegert, Melissa J .; Hoogeboom, Кэтлин М. (апрель 2008 г.). «Анализ кривой беспристрастной выборки троянских астероидов». Вестник малых планет . Ассоциация лунных и планетных наблюдателей. 35 (2): 82–84. Bibcode : 2008MPBu ... 35 ... 82M . OCLC 85447686 . 
  25. ^ Ян, Бин; Джевитт, Дэвид (2007). «Спектроскопический поиск водяного льда на троянских астероидах Юпитера» . Астрономический журнал . 134 (1): 223–228. Bibcode : 2007AJ .... 134..223Y . DOI : 10.1086 / 518368 . Проверено 19 января 2009 года .
  26. ^ Dotto, E .; Fornasier, S .; Баруччи, Массачусетс; и другие. (Август 2006 г.). «Поверхностный состав троянов Юпитера: обзор динамических семейств в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне». Икар . 183 (2): 420–434. Bibcode : 2006Icar..183..420D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.02.012 .
  27. ^ Marzari, F .; Шолль, Х. (1998). «Рост Юпитера и Сатурна и захват троянцев». Астрономия и астрофизика . 339 : 278–285. Bibcode : 1998A&A ... 339..278M .
  28. ^ Пирани, S .; Johansen, A .; Bitsch, B .; Mustill, AJ; Туррини, Д. (2019). «Последствия миграции планет на малые тела ранней Солнечной системы». Астрономия и астрофизика . 623 : A169. arXiv : 1902.04591 . Bibcode : 2019A & A ... 623A.169P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833713 .
  29. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаерховен, Криста; и другие. (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode : 2008Icar..196..258L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 .
  30. ^ Morbidelli, A .; Левисон, ВЧ; Циганис, К .; Гомес, Р. (26 мая 2005 г.). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе» (PDF) . Природа . 435 (7041): 462–465. Bibcode : 2005Natur.435..462M . DOI : 10,1038 / природа03540 . OCLC 112222497 . PMID 15917801 . Архивировано из оригинального (PDF) 31 июля 2009 года . Проверено 19 января 2009 года .   
  31. ^ a b Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Bibcode : 2013ApJ ... 768 ... 45N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 768/1/45 .
  32. ^ Robutal, P .; Gabern, F .; Хорба А. (2005). «Наблюдаемые трояны и глобальная динамика вокруг лагранжевых точек системы Солнце – Юпитер» (PDF) . Небесная механика и динамическая астрономия . 92 (1–3): 53–69. Bibcode : 2005CeMDA..92 ... 53R . DOI : 10.1007 / s10569-004-5976-у . Архивировано из оригинального (PDF) 31 июля 2009 года.
  33. ^ Клеоменис Циганис; Гарри Варвоглис; Рудольф Дворжак (апрель 2005 г.). «Хаотическая диффузия и эффективная стабильность троянцев Юпитера». Небесная механика и динамическая астрономия . Springer. 92 (1–3): 71–87. Bibcode : 2005CeMDA..92 ... 71T . DOI : 10.1007 / s10569-004-3975-7 .
  34. ^ a b Левисон, Гарольд Ф .; Сапожник, Юджин М .; Шумейкер, Кэролайн С. (1997). «Динамическая эволюция троянских астероидов Юпитера». Природа . 385 (6611): 42–44. Bibcode : 1997Natur.385 ... 42L . DOI : 10.1038 / 385042a0 .
  35. ^ Нортон, Карен (4 января 2017). «НАСА выбирает две миссии для исследования ранней Солнечной системы» . НАСА . Архивировано 5 января 2017 года . Проверено 5 января 2017 года .
  36. ^ Драйер, Кейси; Лакдавалла, Эмили (30 сентября 2015 г.). «НАСА объявляет о пяти предложениях Discovery, отобранных для дальнейшего изучения» . Планетарное общество . Архивировано 2 октября 2015 года . Проверено 1 октября 2015 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • "Список малых троянских планет Центра малых планет" .
  • Шеппард, Скотт. «Троянская страница» .
  • Ликавка, ПС; Хорнер (2010). «Захват троянских астероидов планетами-гигантами во время миграции планет». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 405 (1383): 1375–1383. arXiv : 1003.2137 . Bibcode : 2010MNRAS.405.1375L . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16538.x .
  • Мудрые цвета НАСА в неизвестных на астероидах Юпитера (НАСА 2012-322: 15 октября 2012 г.)
  • Новые миссии НАСА: Психея и Люси на YouTube
  • Трехмерное гравитационное моделирование десяти крупнейших троянских астероидов Юпитера