El grupo Himalia es un grupo de satélites irregulares progrados de Júpiter que siguen órbitas similares a Himalia y se cree que tienen un origen común. [1]
Los miembros conocidos del grupo son (en orden de distancia creciente de Júpiter):
Nombre | Diámetro (km) | Periodo (días) | Notas |
---|---|---|---|
Leda | 21,5 | 241,33 | |
Himalia | 139,6 (150 × 120) | 248,47 | prototipo de miembro y grupo más grande |
Ersa | 3 | 250,40 | |
Pandia | 3 | 251,77 | |
Elara | 79,9 | 258,48 | |
Lisitea | 42,2 | 258.58 | |
Dia | 4 | 276,00 |
Se han identificado dos posibles satélites adicionales descubiertos por Sheppard en 2017 como probablemente parte del grupo Himalia, pero eran demasiado débiles ( mag > 24) para ser rastreados y confirmados como satélites. [2]
La Unión Astronómica Internacional (IAU) reserva nombres para las lunas de Júpiter que terminan en -a (Led a , Himali a, etc.) para que las lunas de este grupo indiquen los movimientos progrados de estos cuerpos en relación con Júpiter, su objeto central gravitacional. [3]
Características y origen
Los objetos del grupo Himalia tienen semiejes mayores (distancias desde Júpiter) en el rango de 11,15 y 11,75 Gm , inclinaciones entre 26,6 ° y 28,3 ° y excentricidades de entre 0,11 y 0,25. Todo programado en órbita. En el aspecto físico, el grupo es muy homogénea, todos los satélites que muestran colores neutros ( índices de color B-V = 0,66 y V-R = 0,36) similares a los de los asteroides de tipo C . Dada la dispersión limitada de los parámetros orbitales y la homogeneidad espectral , se ha sugerido que el grupo podría ser un remanente de la ruptura de un asteroide del cinturón de asteroides principal . [4] El radio del asteroide padre era probablemente de unos 89 km, solo un poco más grande que el de Himalia, que retiene aproximadamente el 87% de la masa del cuerpo original. Esto indica que el asteroide no sufrió grandes perturbaciones. [1]
Las integraciones numéricas muestran una alta probabilidad de colisiones entre los miembros del grupo progrado durante la vida útil del sistema solar ( por ejemplo, en promedio 1,5 colisiones entre Himalia y Elara). Además, las mismas simulaciones han mostrado probabilidades bastante altas de colisiones entre satélites progrados y retrógrados (por ejemplo, Pasiphae y Himalia tienen una probabilidad de colisión del 27% en 4,5 gigayos ). En consecuencia, se ha sugerido que el grupo actual podría ser el resultado de una rica historia de colisiones más reciente entre los satélites progrado y retrógrado en contraposición a la ruptura única poco después de la formación del planeta que se ha inferido para Carme y Ananke. grupos . [5]
Referencias
- ^ a b Scott S. Sheppard , David C. Jewitt Una población abundante de pequeños satélites irregulares alrededor de Júpiter , Nature, 423 (mayo de 2003), pp.261-263 (pdf) Archivado 2006-08-13 en Wayback Machine
- ^ Sheppard, Scott; Williams, Gareth; Tholen, David; Trujillo, Chadwick; Brozovic, Marina; Thirouin, Audrey; et al. (Agosto de 2018). "Nuevos satélites de Júpiter y colisiones Luna-Luna". Notas de investigación de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 2 (3): 155. arXiv : 1809.00700 . Código bibliográfico : 2018RNAAS ... 2..155S . doi : 10.3847 / 2515-5172 / aadd15 . S2CID 55052745 . 155.
- ^ Antonietta Barucci, M. (2008). "Satélites irregulares de los planetas gigantes" (PDF) . En M. Antonietta Barucci; Hermann Boehnhardt; Dale P. Cruikshank; Alessandro Morbidelli (eds.). El sistema solar más allá de Neptuno . pag. 414. ISBN 9780816527557. Archivado desde el original (PDF) el 10 de agosto de 2017 . Consultado el 22 de julio de 2017 .
- ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J .; Gladman, Brett J .; Aksnes, estudio fotométrico Kaare de los satélites irregulares , Icarus, 166 , (2003), págs. 33-45. Preimpresión
- ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé y Luke Dones Origen de colisión de familias de satélites irregulares , The Astronomical Journal, 127 (2004), págs. 1768-1783 (pdf).