WikiDer > Неровная луна

Irregular moon
Смотрите также: Захват астероида
Неправильные спутники Юпитера (красный), Сатурна (желтый), Урана (зеленый) и Нептуна (синий) (за исключением Тритона). По горизонтальной оси отложено их расстояние от планеты (большая полуось) выражается как доля планетарной Сфера холмарадиус. Вертикальная ось показывает их наклонение орбиты. Точки или кружки представляют их относительные размеры.

В астрономия, неправильная луна, нерегулярный спутник или же нерегулярный естественный спутник это естественный спутник следуя за далеким, склонный, и часто эксцентричный и ретроградная орбита. Они были захвачены своей родительской планетой, в отличие от регулярные спутники, которые образовались на орбите вокруг них. Неправильные спутники имеют стабильную орбиту, в отличие от временные спутники которые часто имеют такие же неправильные орбиты, но в конечном итоге улетят.

По состоянию на октябрь 2019 года известно 145 спутников неправильной формы, вращающихся вокруг всех четырех внешние планеты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун). Самые большие из каждой планеты Гималии Юпитера, Фиби Сатурна, Сикоракс Урана и Тритон Нептуна. В настоящее время считается, что спутники неправильной формы были захвачены с гелиоцентрические орбиты рядом с их текущим местоположением, вскоре после образования их родительской планеты. Альтернативная теория, что они возникли еще в Пояс Койпера, не подтверждается текущими наблюдениями.

Определение

ПланетарЧАС, 106 км[1]рмин, 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, чтобы прецессия от их орбитальный самолет в первую очередь контролируется Солнцем.

На практике спутник большая полуось сравнивается с радиусом планеты Сфера холма (то есть сфера его гравитационного воздействия), . Неправильные спутники имеют большую полуось более 0,05 с апоапсис до 0,65 .[1] Радиус сферы Хилла указан в таблице рядом.

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

Орбиты

Текущее распределение

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 подвержены влиянию Солнца, и их элементы орбиты сильно меняются за короткие промежутки времени. Большая полуось Пасифае, например, изменяется на 1,5 Gm за два года (одиночная орбита), наклонение около 10 ° и эксцентриситет на 0,4 за 24 года (двойной период обращения Юпитера).[2]Как следствие, иметь в виду орбитальные элементы (усредненные по времени) используются для идентификации групп, а не соприкасающиеся элементы на указанную дату. (Аналогично правильные орбитальные элементы используются для определения семейства астероидов.)

Источник

Смотрите также: Тритон (луна) § Захват

Спутники неправильной формы были захвачены с гелиоцентрических орбит. (Действительно, похоже, что спутники неправильной формы у планет-гигантов, Джовиан и Нептунианские трояныи серый Пояс Койпера объекты имеют аналогичное происхождение.[3]) Чтобы это произошло, должно произойти хотя бы одно из трех:

  • диссипация энергии (например, при взаимодействии с первичным газовым облаком)
  • существенное (40%) расширение территории планеты Сфера холма за короткий промежуток времени (тысячи лет)
  • передача энергии в взаимодействие 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 Тритон.[4]

После захвата некоторые спутники могут сломаться, что приведет к группировки меньших лун, следующих по аналогичным орбитам. Резонансы может еще больше изменить орбиты, сделав эти группы менее узнаваемыми.

Долгосрочная стабильность

Фиби, Крупнейший неправильный спутник Сатурна

Текущие орбиты неправильных спутников стабильны, несмотря на существенные возмущения вблизи апоцентр.[5]Причиной такой стабильности у ряда нерегулярных спутников является то, что они вращаются вокруг светский или же Козай резонанс.[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 - сложная функция наклона и эксцентриситета, но в целом прямые орбиты с большой полуосью до 0,47 rЧАС (Радиус сферы Хилла) может быть стабильным, тогда как для ретроградных орбит стабильность может достигать 0,67 r.ЧАС.

Граница большой полуоси удивительно резкая для продвинутых спутников. Спутник на прямой круговой орбите (наклон = 0 °) на 0,5 r.ЧАС покинет Юпитер всего за сорок лет. Эффект можно объяснить так называемыми эвекционный резонанс. 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 тем, что Кориолисовое ускорение в рама вращается с планетой. Для продвинутых спутников ускорение указывает наружу, а для ретроградных - внутрь, стабилизируя спутник.[7]

Временные снимки

Захват астероида с гелиоцентрической орбиты не всегда постоянен. Согласно моделированию, временные спутники должно быть обычным явлением.[8][9] Единственный наблюдаемый пример - 2006 RH120, который был временным спутником земной шар за девять месяцев 2006 и 2007 годов.[10][11]

Физические характеристики

Размер

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 этого наблюдательного отклонения распределение размеров для всех четырех планет-гигантов одинаково.

Обычно отношение, выражающее число предметов диаметром меньше или равным аппроксимируется сила закона:

с q определение уклона.

Закон мелкой степени (q~ 2) наблюдается для размеров от 10 до 100 км.† но круче (q~ 3.5) для объектов меньше 10 км‡. Анализ архивных изображений 2010 г. Телескоп Канада-Франция-Гавайи показывает, что степенной закон для ретроградного населения Юпитера неправильных спутников размером более ~ 400 м неглубокий, на q≃2.5.[12]

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

†На каждый объект длиной 100 км можно найти десять объектов длиной 10 км.
‡На одном объекте размером 10 км можно найти около 140 объектов размером 1 км.

Цвета

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: кентавр Фол и три классические предметы пояса Койпера также нанесены на график (серые метки, размер не в масштабе). Для сравнения см. Также цвета кентавров и КБО.

Цвета неправильных спутников можно изучить с помощью показатели цвета: простые меры различий кажущаяся величина объекта через синий (B), видимый т.е. зелено-желтый (V) и красный (Р) фильтры. Наблюдаемые цвета неправильных спутников варьируются от нейтрального (сероватого) до красноватого (но не такого красного, как цвета некоторых объектов пояса Койпера).

альбедо[13]нейтральныйкрасноватыйкрасный
низкийC 3–8%п 2–6%D 2–5%
среднийM 10–18%А 13–35%
высокоE 25–60%

Система каждой планеты имеет немного разные характеристики. Неправильные формы Юпитера от серого до слегка красного цвета, что соответствует C, п и Астероиды D-типа.[14] Некоторые группы спутников отображают похожие цвета (см. Последующие разделы). Неправильные формы Сатурна немного краснее, чем у Юпитера.

Крупные иррегулярные спутники Урана (Сикоракс и Калибан) светло-красные, а меньшие Просперо и Сетебос серые, как и спутники Нептуна Нереида и Halimede.[15]

Спектры

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

Обычные спутники обычно приливно заблокирован (то есть их орбита синхронный с их вращением, так что они показывают только одну грань в сторону своей родительской планеты). Напротив, приливные силы на спутниках неправильной формы пренебрежимо малы с учетом их удаленности от планеты, а периоды вращения самых больших спутников были измерены в диапазоне всего лишь десять часов. Гималии, Фиби, Сикоракс, и Нереида (для сравнения с их орбитальным периодом в сотни дней). Такие скорости вращения находятся в том же диапазоне, что и для астероиды.

Семьи с общим происхождением

Некоторые спутники неправильной формы обращаются по орбите «группами», в которых несколько спутников имеют одинаковые орбиты. Ведущая теория состоит в том, что эти объекты составляют коллизионные семьи, части более крупного тела, которые распались.

Динамические группировки

Простые модели столкновений могут быть использованы для оценки возможного разброса параметров орбиты с учетом импульса скорости. Δv. Применение этих моделей к известным параметрам орбиты позволяет оценить Δv необходимо для создания наблюдаемой дисперсии. А Δv десятки метров в секунду (5–50 м / с) могут возникнуть в результате разрушения. С помощью этих критериев можно определить динамические группировки нерегулярных спутников и оценить вероятность их общего происхождения в результате распада.[16]

Когда разброс орбит слишком велик (т.е. для этого потребуется Δv 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

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

Наблюдаемые группировки

Неправильные спутники Юпитера

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 на его наклонение орбиты. Желтые линии обозначают его орбитальный эксцентриситет (т.е. степень, в которой его расстояние от Юпитера меняется во время его орбиты).

Как правило, перечисляются следующие группы (динамически узкие группы, отображающие однородные цвета, перечислены в смелый)

Анимация орбиты Гималии.
  Юпитер ·   Гималии ·   Каллисто
  • Ретроградный спутники
    • В Группа карме имеет средний наклон 165 °. Он динамически плотный (5 <Δv <50 м / с). Он очень однороден по цвету, каждый член имеет светло-красный цвет, соответствующий цвету Астероид D-типа прародитель.
    • В Группа ананке имеет средний наклон 148 °. Он показывает небольшой разброс параметров орбиты (15 <Δv <80 м / с). Ананке сам по себе выглядит светло-красным, но остальные члены группы серые.
    • В Группа Пасифае очень разрознен. Пасифае сам кажется серым, тогда как другие участники (Каллирро, Мегаклит) светло-красные.

Синоп, иногда включаемый в группу пасифа, имеет красный цвет и, учитывая разницу в наклоне, мог быть пойман независимо.[14][18]Пасифаи и Синопа также оказались в ловушке светские резонансы с Юпитером.[5][16]

Неправильные спутники Сатурна

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

Для спутников Сатурна обычно указываются следующие группы:

  • Прокачать спутники
    • В Галльская группа имеет средний наклон 34 °. Их орбиты динамически узкие (Δv ≈ 50 м / с), имеют светло-красный цвет; окраска однородна как в видимом, так и в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн.[17]
    • В Группа инуитов имеет средний наклон 46 °. Их орбиты широко разбросаны (Δv ≈ 350 м / с), но они физически однородны и имеют светло-красную окраску.
  • Ретроградные спутники
    • В Норвежская группа определяется в основном для целей именования; параметры орбиты очень сильно разбросаны. Подразделения исследованы, в том числе
      • В Фиби группа разделяет средний наклон 174 °; эта подгруппа также широко рассредоточена и может быть дополнительно разделена как минимум на две подгруппы.
      • В Скати группа - возможная подгруппа норвежской группы

Неправильные спутники Урана и Нептуна

Неправильные спутники Урана (зеленый) и Нептуна (синий) (за исключением Тритона). Для объяснения см. Диаграмму Юпитера.
Планетармин[1]
Юпитер1.5 км
Сатурн3 км
Уран7 км
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 большей удаленности Урана и Нептуна. В таблице справа показаны минимальные радиус (рмин) спутников, которые могут быть обнаружены с помощью современных технологий, при условии 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 (Δv ≈ 300 км), что означает большой диаметр ударника (395 км), что, в свою очередь, несовместимо с распределением осколков по размерам. Вместо этого предполагалось существование двух группировок:[14]

Эти две группы отличаются (с достоверностью 3σ) расстоянием от Урана и эксцентриситетом.[19]Однако эти группировки напрямую не подтверждаются наблюдаемыми цветами: Калибан и Сикоракс кажутся светло-красными, тогда как луны меньшего размера - серыми.[15]

Для Нептуна возможное общее происхождение Псамаф и Несо было отмечено.[20] Учитывая похожие (серые) цвета, было также предложено, чтобы Halimede может быть фрагментом Нереиды.[15] У двух спутников была очень высокая вероятность (41%) столкновения в течение возраста Солнечной системы.[21]

Исследование

Далекий Кассини изображение Гималии

На сегодняшний день единственными спутниками неправильной формы, которые посещал космический корабль, являются: Тритон и Фиби, самое большое из неправильных образов Нептуна и Сатурна соответственно. Тритон был изображен Вояджер 2 в 1989 году и Фиби Кассини зонд в 2004 году. Кассини также сделал далекое изображение с низким разрешением Юпитера. Гималии в 2000 году. В будущем не планируется посещать какие-либо нерегулярные спутники.

Рекомендации

  1. ^ а б c d Шеппард, С. С. (2006). «Внешние неправильные спутники планет 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. Дои:10.1017 / S1743921305006824.
  2. ^ а б 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. Дои:10.1006 / icar.2002.6896.
  3. ^ Шеппард, С. С .; Трухильо, К.А. (2006). «Густое облако троянцев Нептуна и их цвета». Наука. 313 (5786): 511–514. Bibcode:2006Научный ... 313..511S. Дои:10.1126 / science.1127173. PMID 16778021.
  4. ^ Агнор, К. и Гамильтон, Д. П. (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой». Природа. 441 (7090): 192–4. Bibcode:2006Натура.441..192А. Дои:10.1038 / природа04792. PMID 16688170.CS1 maint: несколько имен: список авторов (связь)
  5. ^ а б c Несворны, Давид; Alvarellos, Jose L.A .; Готово, Люк; Левисон, Гарольд Ф. (2003). "Орбитальная и столкновительная эволюция нерегулярных спутников" (PDF). Астрономический журнал. 126 (1): 398. Bibcode:2003AJ .... 126..398N. Дои:10.1086/375461.
  6. ^ Чук, Матия; Бернс, Джозеф А. (2004). «О светском поведении нерегулярных спутников». Астрономический журнал. 128 (5): 2518–2541. arXiv:astro-ph / 0408119. Bibcode:2004AJ .... 128.2518C. Дои: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. Дои:10.1016 / 0019-1035 (91) 90039-В.
  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. Дои:10.1016 / j.icarus.2016.12.022.
  10. ^ «2006 RH120 (= 6R10DB9) (Вторая луна для Земли?)». Обсерватория Грейт-Шеффорд. 14 сентября 2017 года. В архиве из оригинала от 06.02.2015. Получено 2017-11-13.
  11. ^ Роджер В. Синнотт (17 апреля 2007 г.). Другая Луна "Земли""". Небо и телескоп. Архивировано из оригинал на 2012-08-27. Получено 2017-11-13.
  12. ^ Эштон, Эдвард; Бодуан, Мэтью; Глэдман, Бретт (Сентябрь 2020 г.). «Население ретроградных нерегулярных спутников Юпитера размером в километр». arXiv:2009.03382 [астрофизиолог EP].
  13. ^ На основании определений из Оксфордский астрономический словарь, ISBN 0-19-211596-0
  14. ^ а б 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. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.07.005.
  15. ^ а б 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. Дои:10.1086/424997.
  16. ^ а б Несворн, Дэвид; Боуг, Кристиан; Готово, Люк (2004). «Коллизионное происхождение семейств нерегулярных спутников» (PDF). Астрономический журнал. 127 (3): 1768–1783. Bibcode:2004AJ .... 127.1768N. Дои:10.1086/382099.
  17. ^ 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. Дои:10.1086/420881.
  18. ^ Шеппард, С. С .; Джевитт, Д. К. (2003). «Обильная популяция небольших спутников неправильной формы вокруг Юпитера» (PDF). Природа. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003Натура.423..261С. Дои:10.1038 / природа01584. PMID 12748634.
  19. ^ Шеппард, С. С .; 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. Дои:10.1086/426329.
  20. ^ Шеппард, Скотт С.; Джевитт, Дэвид С.; 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. Дои:10.1086/504799.
  21. ^ Холман, М. Дж.; Кавелаарс, Дж. Дж.; Grav, T .; и другие. (2004). «Открытие пяти неправильных спутников Нептуна» (PDF). Природа. 430 (7002): 865–867. Bibcode:2004Натура 430..865H. Дои:10.1038 / природа02832. PMID 15318214. Получено 24 октября 2011.

внешняя ссылка