satélite irregular - Irregular moon


Da Wikipédia, a enciclopédia livre
Satélites irregulares de Júpiter (vermelho), Saturn (amarelo), Urano (verde) e de Neptuno (azul) (excluindo Triton). O eixo horizontal mostra a sua distância a partir do planeta ( semi-eixo maior ) expressa como uma fracção do planeta esfera de Hill raio 's. O eixo vertical mostra a sua inclinação orbital . Pontos ou círculos representam seus tamanhos relativos.

Em astronomia , um satélite irregular , satélite irregular ou satélite natural irregular é um satélite natural após uma distante, inclinado , e muitas vezes excêntrico e órbita retrógrada . Eles foram capturados por seu planeta-mãe, ao contrário de satélites regulares , que formaram em órbita em torno deles.

A partir de Julho de 2018, 125 luas irregulares são conhecidos, todos os quatro órbita dos planetas exteriores ( Júpiter , Saturn , Urano e Neptune ). O maior de cada planeta são Himalia de Júpiter, Phoebe de Saturn, Sycorax de Urano, e Triton de Neptuno. Está atualmente acredita-se que os satélites irregulares foram capturados a partir de órbita heliocêntrica perto de seus locais atuais, logo após a formação de seu planeta pai. Uma teoria alternativa, que originou mais para fora na correia de Kuiper , não é suportado por observações actuais.

Definição

Planeta R H , 10 6  km ao R min , km número conhecido
Júpiter 55 1.5 71
Saturno 69 3 58
Urano 73 7 9
Netuno 116 16 7 (incluindo Triton)

Não há definição precisa amplamente aceita de um satélite irregular. Informalmente, os satélites são consideradas irregulares se eles são suficientemente longe do planeta que a precessão do seu plano orbital é controlado principalmente pela Sun.

Na prática, o satélite semi-eixo maior é comparado com o raio do planeta esfera de Hill (isto é, a esfera de sua influência gravitacional), . Satélites irregulares têm semi-eixos maiores superiores a 0,05 com apoapses que se estende tão longe como a 0,65 . O raio da esfera de Hill é dado na tabela adjacente.

Lua da Terra parece ser uma exceção: não é normalmente listado como um satélite irregular, embora o seu precessão é controlado principalmente pela Sun e seu semi-eixo maior é maior do que 0,05 do raio da Colina Esfera da Terra.

órbitas

distribuição atual

As órbitas dos satélites irregulares conhecidas são extremamente diversificadas, mas existem certos padrões. Órbitas retrógradas são muito mais comum (83%) do que as órbitas prograde. Sem satélites são conhecidos com inclinações orbitais mais elevadas do que 55 ° (ou menor do que 130 ° para satélites retrógradas). Além disso, alguns grupos podem ser identificados, em que uma grande participação de satélite numa órbita similar com algumas menores.

Dada a sua distância do planeta, as órbitas dos satélites exteriores são altamente perturbado pela Sun e seus elementos orbitais mudar intervalos muito mais curtos. A semi-eixo maior de Pasifaé , por exemplo, altera tanto quanto 1,5 g em dois anos (órbita única), a inclinação de cerca de 10 °, e a excentricidade tanto quanto 0,4 de 24 anos (período órbita duas vezes de Júpiter). Consequentemente, médios elementos orbitais (em média ao longo do tempo) são usados para identificar os agrupamentos em vez de osculating elementos na data determinada. (De forma semelhante, os elementos orbitais adequadas são usadas para determinar as famílias de asteroides ).

Origem

Satélites irregulares foram capturadas a partir de órbita heliocêntrica. (Na verdade, parece que as luas irregulares dos planetas gigantes, o Jovian e trojans Neptunianos , e cinza do cinturão de Kuiper objetos têm uma origem semelhante.) Para que isso ocorra, pelo menos uma das três necessidades coisas ter acontecido:

  • dissipação de energia (por exemplo, em interacção com a nuvem de gás primordial)
  • uma extensão substancial (40%) do planeta Colina esfera em um período breve de tempo (milhares de anos)
  • uma transferência de energia de uma interacção de três corpos . Isso pode envolver:
    • uma colisão (ou perto encontro) de um corpo de entrada e um satélite, o que resulta na energia perdida corpo de entrada e de ser capturado.
    • um encontro entre um objecto binário de entrada e o planeta (ou possivelmente uma lua existente), resultando em um componente do binário a ser capturado. Rota tal tem sido sugerida como mais provável para a Triton .

Após a captura, alguns dos satélites poderia quebrar levando a agrupamentos de luas menores seguintes órbitas semelhantes. Ressonâncias pode modificar ainda mais as órbitas que fazem estes agrupamentos menos reconhecível.

Estabilidade de longa duração

Phoebe , o maior satélite de Saturno irregular

As órbitas actuais dos satélites irregulares são estáveis, apesar de perturbações substanciais perto do apocenter . A causa dessa estabilidade em um número de irregulares é o fato de que eles orbitam com uma secular ou ressonância Kozai .

Além disso, as simulações indicam as seguintes conclusões:

  • Órbitas com inclinações entre 50 ° e 130 ° são muito instável: os seus excentricidade aumenta rapidamente, resultando no satélite a ser perdido
  • órbitas retrógradas são mais estáveis ​​do que prograde (órbitas retrógradas estáveis ​​podem ser encontrados mais do planeta)

Aumentar resultados excentricidade em pericenters menores e grandes apocenters. Os satélites de entrar na zona das luas regulares (maiores) e são perdidos ou ejectado através de colisão e as aproximações. Alternativamente, os crescentes perturbações por do sol no apocenters crescimento empurrá-los para além da esfera Hill.

Satélites retrógrados podem ser encontrados mais longe do planeta que os prograde. Integrações numéricas detalhadas mostraram essa assimetria. Os limites são uma função complexa da inclinação e excentricidade, mas em geral, as órbitas prograde com semi-eixos maiores de até 0,47 r H (Hill raio da esfera) pode ser estável, ao passo que para órbitas retrógradas estabilidade pode se estender para fora para 0,67 r H .

O limite para o semi-eixo maior é surpreendentemente acentuada para os satélites prograde. Um satélite em um prograde, órbita circular (inclinação = 0 °) colocado em 0,5 r H deixaria Júpiter em tão pouco quanto quarenta anos. O efeito pode ser explicado pelo chamado ressonância evection . O apocenter do satélite, onde o aperto do planeta na lua está no seu mais fraco, fica bloqueado em ressonância com a posição do Sol Os efeitos da perturbação acumulam em cada passagem empurrando o satélite ainda mais para fora.

A assimetria entre as prograde e retrógradas satélites pode ser explicado muito intuitivamente pela aceleração de Coriolis na estrutura rotativa com o planeta. Para os satélites prograde a aceleração aponta para fora e para a retrógrada que aponta para dentro, estabilizando o satélite.

capturas temporárias

A captura de um asteróide a partir de uma órbita heliocêntrica nem sempre é permanente. De acordo com simulações, satélites temporários deve ser um fenômeno comum. O exemplo apenas observado é 2006 RH 120 , que era um satélite temporária da Terra por nove meses em 2006 e 2007.

Características físicas

Tamanho

Ilustração da lei de potência. O número de objetos depende de seu tamanho.

Dada a sua maior distância da Terra, os satélites irregulares conhecidos de Urano e Netuno são maiores que os de Júpiter e Saturno; menores provavelmente existem, mas ainda não foram observados. No entanto, com esse viés de observação em mente, a distribuição de tamanho é semelhante para todos os quatro planetas gigantes.

Tipicamente, a relação expressa o número de objectos de diâmetro menor ou igual a é aproximada por uma lei de potência :

com q definir a inclinação.

A lei de potência raso ( q ~ 2) é observada para os tamanhos 10 a 100 km mas mais íngreme ( q ~ 3.5) para objectos mais pequenos do que 10 km .

Para comparação, a distribuição de correia Kuiper objectos é muito mais acentuado ( q ~ 4), ou seja, para um objecto a 1000 km, existem milhares de objectos com um diâmetro de 100 km. A distribuição de tamanhos fornece insights sobre a possível origem (captura, colisão / break-up ou acréscimo).

Para cada objeto de 100 km, dez objetos de 10 km pode ser encontrado.
Para um objeto de 10 km, cerca de 140 objectos de 1 km pode ser encontrado.

cores

Este diagrama ilustra as diferenças de cor nos satélites irregulares de Júpiter (marcadores vermelhos), Saturn (amarelo) e Urano (verde). Somente irregulares com índices de cor conhecidos são mostrados. Para referência, o Centaur Pholus e três clássicos objectos do cinto de Kuiper também estão representados (etiquetas cinzento, tamanho não está à escala). Para efeito de comparação, consulte também as cores de centauros e KBOs .

As cores de satélites irregulares podem ser estudados através de índices de cor : simples medidas de diferenças do valor aparente de um objecto por meio de azul (B), visível ou seja verde-amarelo (V), e vermelho (R) filtros . As cores observadas dos satélites irregulares variam de neutro (acinzentado) a avermelhado (mas não tão vermelho quanto as cores de alguns objetos do cinturão de Kuiper).

albedo neutro avermelhado vermelho
baixo C 3-8% P 2-6% D 2-5%
médio H 10-18% Um 13-35%
Alto E 25-60%

Sistema exibe de cada planeta características ligeiramente diferentes. Irregulares de Júpiter são cinzento para ligeiramente vermelha, consistente com C , P e do tipo D asteroides . Alguns grupos de satélites são observados para exibir cores semelhantes (ver secções posteriores). Irregulares de Saturno são um pouco mais vermelho do que os de Júpiter.

Os satélites grandes irregulares Urano ( Sycorax e Caliban ) são luz vermelha, ao passo que o menor Prospero e Setebos são cinza, como são os satélites Neptunianos Nereid e halimede .

Spectra

Com a resolução atual, os espectros visível e infravermelho próximo da maioria dos satélites aparecem traços característicos. Até agora, para gelado de água foi inferida em Phoebe e Nereid e características atribuídas a alteração aquosa foram encontrados em Himalia.

Rotação

Satélites regulares são geralmente tidally bloqueada (isto é, sua órbita é sincronizada com sua rotação de modo que eles só mostram um rosto para seu planeta-mãe). Em contraste, forças de maré sobre os satélites irregulares são negligenciáveis dada a sua distância do planeta, e períodos de rotação na gama de apenas algumas horas dez foram medidos para as maiores luas Himalia , Phoebe , Sycorax , e Nereid (para comparar com os seus períodos orbitais de centenas de dias). Tais taxas de rotação estão no mesmo intervalo que é típico para asteroides .

Famílias com uma origem comum

Alguns satélites irregulares parecem órbita em 'grupos', em que vários satélites partilham órbitas semelhantes. A principal teoria é que esses objetos constituem famílias colisões , partes de um corpo maior que se separou.

agrupamentos dinâmicos

Modelos de colisão simples pode ser usada para estimar a eventual dispersão dos parâmetros orbitais dadas uma velocidade de impulso Δ v . Aplicando estes modelos para os parâmetros orbitais conhecidas torna possível estimar a Δ v necessário para criar a dispersão observada. Um Δ v de dezenas de metros por segundo (5-50 m / s) pode resultar de uma cisão. Agrupamentos dinâmicos de satélites irregulares podem ser identificados usando estes critérios e a probabilidade da origem comum de um break-up avaliada.

Quando a dispersão das órbitas é demasiado grande (isto é, uma vez que exigiria Δ v na ordem de centenas de m / s)

  • quer mais do que uma colisão deve ser assumida, isto é, o conjunto deve ser ainda subdivididos em grupos
  • ou alterações significativas pós-colisão, por exemplo resultante de ressonâncias, deve ser postulada.

agrupamentos de cores

Quando as cores e os espectros dos satélites são conhecidos, a homogeneidade destes dados para todos os membros de um determinado agrupamento é um argumento substancial para uma origem comum. No entanto, a falta de precisão nos dados disponíveis, muitas vezes torna difícil tirar conclusões estatisticamente significativas. Além disso, as cores observadas não são necessariamente representativos da composição de massa do satélite.

agrupamentos observados

satélites irregulares de Júpiter

As órbitas dos satélites irregulares de Júpiter, mostrando como eles aglomeram em grupos. Satélites são representados por círculos que indicam seus tamanhos relativos. A posição de um objecto sobre o eixo horizontal mostra a sua distância a partir de Júpiter. A sua posição sobre o eixo vertical indica a sua inclinação orbital . As linhas amarelas indicam a sua excentricidade orbital (isto é, a extensão a que a sua distância a partir de Júpiter varia durante a sua órbita).

Normalmente, os seguintes agrupamentos listados (dinamicamente grupos apertados exibindo cores homogêneas são listados na negrito )

  • prograde satélites
    • Os grupo himalia partes uma inclinação média de 28 °. Eles estão confinados dinamicamente (Δ v ≈ 150 m / s). Eles são homogéneas em comprimentos de onda visíveis (ter cores neutras semelhantes aos de asteroides do tipo C ) e em perto de infravermelhos comprimentos de onda
    • Themisto não faz parte de qualquer grupo conhecido.
    • Carpo não faz parte de qualquer grupo conhecido.
    • Valetudo não faz parte de qualquer grupo conhecido.
Animação da órbita de Himalia.
   Jupiter  ·    Himalia  ·   Callisto
  • retrógradas satélites
    • Os grupos Carme partes uma inclinação média de 165 °. É dinamicamente apertado (5 <Δ v <50 m / s). É muito homogénea em cor, luz cada membro visualizadas vermelho coloração consistente com um asteróide do tipo D progenitora.
    • Os grupos anankê partes uma inclinação média de 148 °. Ele mostra pouca dispersão de parâmetros orbitais (15 <Δ v <80 m / s). Ananke si parece luz vermelha, mas os outros membros do grupo são cinza.
    • O grupo pasife está muito dispersa. Pasiphae em si parece ser cinza, enquanto outros membros ( Callirrhoe , megaclite ) são vermelho claro.

Sinope , por vezes incluído no grupo Pasifaé, é vermelho e tendo em conta a diferença na inclinação, pode ser capturado independentemente. Pasiphae e Sinope também estão presos em ressonâncias seculares com Júpiter.

satélites irregulares de Saturno

satélites irregulares de Saturno, mostrando como eles aglomeram em grupos. Para explicação, ver Júpiter diagrama

Os seguintes agrupamentos são comumente coletados para satélites de Saturno:

  • satélites prograde
    • Os grupos Gálicas partes uma inclinação média de 34 °. Suas órbitas são dinamicamente apertado (Δ v ≈ 50 m / s), e que são vermelhos de cor clara; a coloração é homogênea em ambos os comprimentos de onda infravermelhos visíveis e perto.
    • Os grupos Inuit partes uma inclinação média de 46 °. Suas órbitas são amplamente dispersos (Δ v ≈ 350 m / s), mas são fisicamente homogénea, a partilha de uma coloração vermelho claro.
  • satélites retrógrados
    • O grupo nórdica é definida principalmente para fins de nomenclatura; os parâmetros orbitais são muito dispersos. Sub-divisões têm sido investigados, incluindo
      • Os Phoebe partes grupo uma inclinação média de 174 °; Este sub-grupo está também amplamente dispersos, e pode ser ainda dividido em pelo menos dois sub-sub-grupos
      • O skathi grupo é um sub-grupo possível do grupo nórdica

satélites irregulares de Urano e Netuno

satélites irregulares de Urano (verde) e de Neptuno (azul) (excluindo Triton). Para explicação, ver Júpiter diagrama
Planeta R min
Júpiter 1,5 km
Saturno 3 km
Urano 7 km
Netuno 16 km

De acordo com o conhecimento atual, o número de satélites irregulares que orbitam Urano e Netuno é menor do que a de Júpiter e Saturno. No entanto, pensa-se que este é simplesmente um resultado de dificuldades de observação devido à maior distância de Urano e Netuno. O quadro à direita mostra o mínimo raio (R min ) de satélites que pode ser detectada com a tecnologia actual, assumindo um albedo de 0,04; Assim, há quase certamente pequenas luas de Urano e Netuno, que ainda não pode ser visto.

Devido aos números menores, conclusões estatisticamente significativas sobre os grupos são difíceis. Uma origem única para os irregulares retrógradas de Urano parece improvável dado uma dispersão dos parâmetros orbitais que requeiram alta impulso (Δ v ≈ 300 km), o que implica um grande diâmetro do pêndulo (395 km), que é incompatível, por sua vez, com a distribuição do tamanho dos fragmentos. Em vez disso, a existência de dois grupos tem sido especulado:

Estes dois grupos são distintos (com confiança 3σ) na sua distância de Urano e na sua excentricidade. No entanto, esses grupos não são suportados diretamente pelas cores observadas: Caliban e Sycorax aparecem luz vermelha, enquanto as luas menores são cinza.

Para Neptune, uma possível origem comum de Psámata e Neso foi observado. Dadas as (cinza) cores semelhantes, também foi sugerido que halimede poderia ser um fragmento de Nereida. Os dois satélites tiveram uma probabilidade muito elevada (41%) de colisão sobre a idade do sistema solar.

Exploração

Distante Cassini imagem do Himalia

Até à data, as únicas satélites irregulares ter sido visitado por uma sonda são Triton e Phoebe , o maior de Netuno e irregulares de Saturno, respectivamente. Triton foi fotografada pela Voyager 2 em 1989 e Phoebe pela Cassini sonda em 2004. Cassini também capturou uma imagem distante, de baixa resolução do de Júpiter Himalia em 2000. Não há nave espacial planejada para visitar quaisquer satélites irregulares no futuro.

Referências

links externos