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Los asteroides del Sistema Solar interior y Júpiter
  Troyanos de Júpiter
  Asteroides de Hilda 		  Cinturón de asteróides
  Órbitas de planetas
Los troyanos de Júpiter se dividen en dos grupos: el campamento griego en frente y el campamento troyano detrás de Júpiter en su órbita.

Los troyanos de Júpiter , comúnmente llamados asteroides troyanos o simplemente troyanos , son un gran grupo de asteroides que comparten la órbita del planeta Júpiter alrededor del Sol . En relación con Júpiter, cada troyano libra alrededor de uno de los puntos estables de Lagrange de Júpiter : ya sea L 4 , que se encuentra 60 ° por delante del planeta en su órbita, o L 5 , 60 ° por detrás. Los troyanos de Júpiter se distribuyen en dos regiones alargadas y curvas alrededor de estos puntos lagrangianos con un semieje mayor promedio de aproximadamente 5,2 UA. [1]

El primer troyano de Júpiter descubierto, 588 Achilles , fue descubierto en 1906 por el astrónomo alemán Max Wolf . [2] Hasta octubre de 2018 se habían encontrado un total de 7.040 troyanos de Júpiter . [3] Por convención, cada uno de ellos recibe el nombre de la mitología griega después de una figura de la Guerra de Troya , de ahí el nombre "Troyano". Se cree que el número total de troyanos de Júpiter mayores de 1 km de diámetro es de alrededor de 1 millón , aproximadamente igual al número de asteroides mayores de 1 km en el cinturón de asteroides . [1] Como los asteroides del cinturón principal, los troyanos de Júpiter forman familias . [4]

A partir de 2004, muchos troyanos de Júpiter se mostraron a los instrumentos de observación como cuerpos oscuros con espectros rojizos y sin rasgos distintivos . No se ha obtenido ninguna evidencia firme de la presencia de agua, o cualquier otro compuesto específico en su superficie, pero se cree que están recubiertos de tholins , polímeros orgánicos formados por la radiación solar. [5] Las densidades de los troyanos de Júpiter (medidas mediante el estudio de binarios o curvas de luz rotacionales) varían de 0,8 a 2,5 g · cm −3 . [4] Se cree que los troyanos de Júpiter fueron capturados en sus órbitas durante las primeras etapas de la formación del Sistema Solar o un poco más tarde, durante la migración de planetas gigantes.[4]

El término "asteroide troyano" se refiere específicamente a los asteroides coorbitales con Júpiter, pero el término general " troyano " a veces se aplica de manera más generalizada a otros cuerpos pequeños del Sistema Solar con relaciones similares a cuerpos más grandes: por ejemplo, existen ambos troyanos de Marte y troyanos Neptune , [6] así como un troyano terrestre descubierto más recientemente . [7] [8] El término "asteroide troyano" normalmente se entiende que significa específicamente los troyanos Júpiter porque los primeros troyanos se descubrieron cerca de la órbita de Júpiter y Júpiter tiene actualmente los troyanos más conocidos. [3]

Historia de la observación [ editar ]

Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf (1890), el descubridor del primer troyano

En 1772, el matemático nacido en Italia Joseph-Louis Lagrange , al estudiar el problema restringido de los tres cuerpos , predijo que un cuerpo pequeño que comparte una órbita con un planeta pero que se encuentra 60 ° por delante o por detrás quedaría atrapado cerca de estos puntos. [2] El cuerpo atrapado se librate lentamente alrededor del punto de equilibrio en un renacuajo o herradura órbita . [9] Estos puntos iniciales y finales se denominan puntos de Lagrange L 4 y L 5 . [10] [Nota 1]Los primeros asteroides atrapados en los puntos de Lagrange se observaron más de un siglo después de la hipótesis de Lagrange. Los asociados con Júpiter fueron los primeros en ser descubiertos. [2]

EE Barnard hizo la primera observación registrada de un troyano, (12126) 1999 RM 11 (identificado como A904 RD en ese momento), en 1904, pero ni él ni otros apreciaron su importancia en ese momento. [11] Barnard creía haber visto el satélite de Saturno recientemente descubierto Phoebe , que estaba a sólo dos minutos de arco en el cielo en ese momento, o posiblemente un asteroide. La identidad del objeto no se comprendió hasta que se calculó su órbita en 1999 [11].

El primer descubrimiento aceptado de un troyano ocurrió en febrero de 1906, cuando el astrónomo Max Wolf del Observatorio Estatal de Heidelberg-Königstuhl descubrió un asteroide en el punto L 4 Lagrangiano del sistema Sol - Júpiter , más tarde llamado 588 Aquiles . [2] En 1906-1907, el astrónomo alemán August Kopff ( 624 Hektor y 617 Patroclus ) encontró dos troyanos más de Júpiter . [2] Héctor, como Aquiles, pertenecía a la L 4enjambre ("delante" del planeta en su órbita), mientras que Patroclus fue el primer asteroide conocido que residió en el punto L 5 Lagrangiano ("detrás" del planeta). [12] En 1938, se habían detectado 11 troyanos de Júpiter. [13] Este número aumentó a 14 sólo en 1961. [2] A medida que los instrumentos mejoraron, la tasa de descubrimiento creció rápidamente: en enero de 2000, se habían descubierto un total de 257; [10] en mayo de 2003, el número había aumentado a 1.600. [14] En octubre de 2018, hay 4.601 troyanos de Júpiter conocidos en L 4 y 2.439 en L 5 . [15]

Nomenclatura [ editar ]

La costumbre de nombrar todos los asteroides en los puntos L 4 y L 5 de Júpiter en honor a los héroes famosos de la Guerra de Troya fue sugerida por Johann Palisa de Viena , quien fue el primero en calcular con precisión sus órbitas. [2]

Los asteroides en la órbita principal (L 4 ) reciben el nombre de héroes griegos (el "nodo o campo griego" o " grupo de Aquiles "), y los de la órbita posterior (L 5 ) reciben el nombre de los héroes de Troya (el "Troyano nodo o campamento "). [2] Los asteroides 617 Patroclo y 624 Hektor fueron nombrados antes de que se concibiera la regla Grecia / Troya, lo que resultó en un espía griego en el nodo troyano y un espía troyano en el nodo griego. [13] [16]

Números y masa [ editar ]

Un gráfico de contorno de potencial gravitacional que muestra los puntos lagrangianos de la Tierra; L 4 y L 5 están por encima y por debajo del planeta, respectivamente. Los puntos lagrangianos de Júpiter están situados de manera similar en su órbita mucho más grande.

Las estimaciones del número total de troyanos de Júpiter se basan en estudios profundos de áreas limitadas del cielo. [1] Se cree que el enjambre L 4 contiene entre 160.000 y 240.000 asteroides con diámetros superiores a 2 km y aproximadamente 600.000 con diámetros superiores a 1 km. [1] [10] Si el enjambre L 5 contiene un número comparable de objetos, hay más de 1 millón de troyanos de Júpiter de 1 km de tamaño o más. Para los objetos más brillantes que la magnitud absoluta 9.0, la población probablemente esté completa. [14] Estos números son similares a los de asteroides comparables en el cinturón de asteroides. [1]La masa total de los troyanos de Júpiter se estima en 0,0001 de la masa de la Tierra o una quinta parte de la masa del cinturón de asteroides. [10]

Dos estudios más recientes indican que las cifras anteriores pueden sobreestimar varias veces la cantidad de troyanos de Júpiter. Esta sobreestimación es causada por (1) la suposición de que todos los troyanos de Júpiter tienen un albedo bajo de alrededor de 0.04, mientras que los cuerpos pequeños pueden tener un albedo promedio tan alto como 0.12; [17] (2) una suposición incorrecta sobre la distribución de los troyanos de Júpiter en el cielo. [18] Según las nuevas estimaciones, el número total de troyanos de Júpiter con un diámetro superior a 2 km es de 6.300 ± 1.000 y 3.400 ± 500 en los enjambres L4 y L5, respectivamente. [18] Estos números se reducirían en un factor de 2 si los troyanos pequeños de Júpiter fueran más reflectantes que los grandes. [17]

El número de troyanos de Júpiter observado en el enjambre L 4 es ligeramente mayor que el observado en L 5 . Debido a que los troyanos de Júpiter más brillantes muestran poca variación en el número entre las dos poblaciones, esta disparidad probablemente se deba a un sesgo de observación. [4] Algunos modelos indican que el enjambre L 4 puede ser un poco más estable que el enjambre L 5 . [9]

El troyano más grande de Júpiter es 624 Hektor , que tiene un diámetro medio de 203 ± 3,6 km. [14] Hay pocos troyanos grandes de Júpiter en comparación con la población general. Con la disminución de tamaño, el número de troyanos de Júpiter crece muy rápidamente hasta los 84 km, mucho más que en el cinturón de asteroides. Un diámetro de 84 km corresponde a una magnitud absoluta de 9,5, asumiendo un albedo de 0,04. Dentro del rango de 4,4 a 40 km, la distribución del tamaño de los troyanos de Júpiter se asemeja a la de los asteroides del cinturón principal. No se sabe nada sobre las masas de los troyanos más pequeños de Júpiter. [9] La distribución del tamaño sugiere que los troyanos más pequeños pueden ser el producto de colisiones de troyanos más grandes de Júpiter. [4]

Los troyanos más grandes de Júpiter
TroyanoDiámetro (km)
624 Héctor225
617 Patroclo140
911 Agamenón131
588 Aquiles130
3451 Mentor126
3317 París119
1867 Deiphobus118
1172 Äneas118
1437 Diomedes118
1143 Odiseo115
Fuente: JPL Small-Body Database, datos de NEOWISE

Órbitas [ editar ]

Animación de la órbita de 624 Hektor (azul), frente a la órbita de Júpiter (elipse roja exterior)

Los troyanos de Júpiter tienen órbitas con radios entre 5,05 y 5,35 AU (el semieje mayor medio es de 5,2 ± 0,15 AU) y se distribuyen a lo largo de regiones alargadas y curvas alrededor de los dos puntos lagrangianos; [1] cada enjambre se extiende unos 26 ° a lo largo de la órbita de Júpiter, lo que equivale a una distancia total de unas 2,5 UA. [10] El ancho de los enjambres es aproximadamente igual a dos radios de Hill , que en el caso de Júpiter asciende a alrededor de 0,6 AU. [9] Muchos de los troyanos de Júpiter tienen grandes inclinaciones orbitales en relación con el plano orbital de Júpiter, hasta 40 °. [10]

Los troyanos de Júpiter no mantienen una separación fija de Júpiter. Libraban lentamente alrededor de sus respectivos puntos de equilibrio, acercándose periódicamente a Júpiter o más lejos de él. [9] Los troyanos de Júpiter generalmente siguen caminos llamados órbitas de renacuajos alrededor de los puntos Lagrangianos; el período medio de su libración es de unos 150 años. [10] La amplitud de la libración (a lo largo de la órbita joviana) varía de 0,6 ° a 88 °, con un promedio de alrededor de 33 °. [9] Las simulaciones muestran que los troyanos de Júpiter pueden seguir trayectorias aún más complicadas cuando se mueven de un punto lagrangiano a otro; estas se denominan órbitas de herradura (actualmente no se conoce ningún troyano de Júpiter con una órbita así). [9]

Familias dinámicas y binarios [ editar ]

Discernir familias dinámicas dentro de la población de troyanos de Júpiter es más difícil que en el cinturón de asteroides, porque los troyanos de Júpiter están encerrados dentro de un rango mucho más estrecho de posiciones posibles. Esto significa que los grupos tienden a superponerse y fusionarse con el enjambre general. En 2003, se identificaron aproximadamente una docena de familias dinámicas. Las familias de Júpiter-troyanos son mucho más pequeñas que las del cinturón de asteroides; la familia identificada más grande, el grupo Menelaus, consta de sólo ocho miembros. [4]

En 2001, 617 Patroclus fue el primer troyano de Júpiter en ser identificado como un asteroide binario . [19] La órbita del binario está extremadamente cerca, a 650 km, en comparación con los 35.000 km de la esfera Hill del primario . [20] El troyano más grande de Júpiter, 624 Hektor , es probablemente un binario de contacto con una luna. [4] [21] [22]

Propiedades físicas [ editar ]

El troyano 624 Hektor (indicado) es similar en brillo al planeta enano Plutón .

Los troyanos de Júpiter son cuerpos oscuros de forma irregular. Sus albedos geométricos varían generalmente entre el 3 y el 10%. [14] El valor medio es 0,056 ± 0,003 para los objetos mayores de 57 km, [4] y 0,121 ± 0,003 (banda R) para los menores de 25 km. [17] El asteroide 4709 Ennomos tiene el albedo más alto (0,18) de todos los troyanos de Júpiter conocidos. [14] Se sabe poco sobre las masas, la composición química, la rotación u otras propiedades físicas de los troyanos de Júpiter. [4]

Rotación [ editar ]

Las propiedades de rotación de los troyanos de Júpiter no se conocen bien. El análisis de las curvas de luz rotacionales de 72 troyanos de Júpiter arrojó un período de rotación promedio de aproximadamente 11,2 horas, mientras que el período medio de la muestra de control de asteroides en el cinturón de asteroides fue de 10,6 horas. [23] La distribución de los períodos de rotación de los troyanos de Júpiter parecía estar bien aproximada por una función de Maxwell , [Nota 2] mientras que se encontró que la distribución de los asteroides del cinturón principal no era de Maxwell, con un déficit de períodos en el rango 8-10 horas. [23]La distribución maxwelliana de los períodos de rotación de los troyanos de Júpiter puede indicar que han experimentado una evolución de colisión más fuerte en comparación con el cinturón de asteroides. [23]

En 2008 un equipo de la universidad de Calvin examinó las curvas de luz de una muestra de diez debiased troyanos de Júpiter, y encontró una mediana de tiempo de giro de 18,9 horas. Este valor fue significativamente más alto que el de los asteroides del cinturón principal de tamaño similar (11,5 horas). La diferencia podría significar que los troyanos de Júpiter poseen una densidad media más baja, lo que puede implicar que se formaron en el cinturón de Kuiper (ver más abajo). [24]

Composición [ editar ]

Espectroscópicamente , los troyanos de Júpiter son en su mayoría asteroides de tipo D , que predominan en las regiones exteriores del cinturón de asteroides. [4] Un número pequeño se clasifican como P o de tipo C asteroides . [23] Sus espectros son rojos (lo que significa que reflejan más luz en longitudes de onda más largas) o neutrales y sin rasgos distintivos. [14] Hasta 2007 no se han obtenido pruebas firmes de agua, compuestos orgánicos u otros compuestos químicos . 4709 Ennomos tiene un albedo ligeramente superior al promedio de Júpiter-troyano, lo que puede indicar la presencia de hielo de agua. Algunos otros troyanos de Júpiter, como 911 Agamemnon y 617 Patroclus, han mostrado absorciones muy débiles a 1,7 y 2,3 μm, lo que podría indicar la presencia de orgánicos. [25] Los espectros de los troyanos de Júpiter son similares a los de las lunas irregulares de Júpiter y, hasta cierto punto, a los núcleos de los cometas , aunque los troyanos de Júpiter son espectralmente muy diferentes de los objetos más rojos del cinturón de Kuiper. [1] [4] El espectro de un troyano de Júpiter se puede combinar con una mezcla de hielo de agua, una gran cantidad de material rico en carbono ( carbón vegetal ), [4] y posiblemente silicatos ricos en magnesio . [23]La composición de la población de troyanos de Júpiter parece ser marcadamente uniforme, con poca o ninguna diferenciación entre los dos enjambres. [26]

Un equipo del Observatorio Keck en Hawái anunció en 2006 que había medido la densidad del troyano binario Júpiter 617 Patroclus como menor que la del hielo de agua (0,8 g / cm 3 ), lo que sugiere que el par, y posiblemente muchos otros troyanos Los objetos se parecen más a los cometas oa los objetos del cinturón de Kuiper en composición (hielo de agua con una capa de polvo) que a los asteroides del cinturón principal. [20] Contrarrestando este argumento, la densidad de Hektor determinada a partir de su curva de luz rotacional (2.480 g / cm 3 ) es significativamente mayor que la de 617 Patroclus. [22] Tal diferencia en densidades sugiere que la densidad puede no ser un buen indicador del origen de los asteroides.[22]

Origen y evolución [ editar ]

Han surgido dos teorías principales para explicar la formación y evolución de los troyanos de Júpiter. El primero sugiere que los troyanos de Júpiter se formaron en la misma parte del Sistema Solar que Júpiter y entraron en sus órbitas mientras se estaba formando. [9] La última etapa de la formación de Júpiter implicó el crecimiento descontrolado de su masa a través de la acumulación de grandes cantidades de hidrógeno y helio del disco protoplanetario ; durante este crecimiento, que duró sólo unos 10.000 años, la masa de Júpiter aumentó en un factor de diez. Los planetesimales que tenían aproximadamente las mismas órbitas que Júpiter fueron atrapados por el aumento de la gravedad del planeta. [9]El mecanismo de captura fue muy eficiente: aproximadamente el 50% de todos los planetesimales restantes quedaron atrapados. Esta hipótesis tiene dos problemas principales: el número de cuerpos atrapados excede la población observada de troyanos de Júpiter en cuatro órdenes de magnitud , y los actuales asteroides troyanos de Júpiter tienen inclinaciones orbitales mayores que las predichas por el modelo de captura. [9] Las simulaciones de este escenario muestran que tal modo de formación también inhibiría la creación de troyanos similares para Saturno , y esto ha sido confirmado por la observación: hasta la fecha no se han encontrado troyanos cerca de Saturno. [27]En una variación de esta teoría, Júpiter captura troyanos durante su crecimiento inicial y luego migra a medida que continúa creciendo. Durante la migración de Júpiter, las órbitas de los objetos en órbitas en herradura se distorsionan, lo que hace que el lado L4 de estas órbitas esté sobre ocupado. Como resultado, un exceso de troyanos queda atrapado en el lado L4 cuando las órbitas en herradura cambian a las órbitas de renacuajos a medida que Júpiter crece. Este modelo también deja la población de troyanos Júpiter 3-4 órdenes de magnitud demasiado grande. [28]

La segunda teoría propone que los troyanos de Júpiter fueron capturados durante la migración de los planetas gigantes descritos en el modelo de Niza . En el modelo de Niza, las órbitas de los planetas gigantes se volvieron inestables entre 500 y 600 millones de años después de la formación del Sistema Solar, cuando Júpiter y Saturno cruzaron su resonancia de movimiento medio 1: 2 . Los encuentros entre planetas dieron como resultado que Urano y Neptuno se dispersaran hacia afuera en el cinturón de Kuiper primordial , interrumpiéndolo y arrojando millones de objetos hacia adentro. [29]Cuando Júpiter y Saturno estaban cerca de su resonancia 1: 2, las órbitas de los troyanos de Júpiter preexistentes se volvieron inestables durante una resonancia secundaria con Júpiter y Saturno. Esto ocurrió cuando el período de libración de los troyanos alrededor de su punto lagrangiano tenía una proporción de 3: 1 con el período en el que la posición donde Júpiter pasa a Saturno circulaba en relación con su perihelio. Este proceso también fue reversible, permitiendo que una fracción de los numerosos objetos esparcidos hacia adentro por Urano y Neptuno ingresaran a esta región y fueran capturados cuando las órbitas de Júpiter y Saturno se separaron. Estos nuevos troyanos tenían una amplia gama de inclinaciones, resultado de múltiples encuentros con los planetas gigantes antes de ser capturados. [30] Este proceso también puede ocurrir más tarde cuando Júpiter y Saturno cruzan resonancias más débiles. [31]

En una versión revisada del modelo de Niza, los troyanos de Júpiter se capturan cuando Júpiter se encuentra con un gigante de hielo durante la inestabilidad. En esta versión del modelo de Niza, uno de los gigantes de hielo (Urano, Neptuno o un quinto planeta perdido) se dispersa hacia adentro en una órbita que cruza a Júpiter y es dispersada hacia afuera por Júpiter, lo que hace que las órbitas de Júpiter y Saturno se separen rápidamente. Cuando el semi-eje mayor de Júpiter salta durante estos encuentros, los troyanos de Júpiter existentes pueden escapar y se capturan nuevos objetos con semi-ejes mayores similares al nuevo semi-eje mayor de Júpiter. Después de su último encuentro, el gigante de hielo puede atravesar uno de los puntos de libración y perturbar sus órbitas dejando este punto de libración agotado en relación con el otro. Después de que terminan los encuentros, algunos de estos troyanos de Júpiter se pierden y otros se capturan cuando Júpiter y Saturno están cerca de resonancias de movimiento medio débiles, como la resonancia 3: 7 a través del mecanismo del modelo original de Nice. [31]

El futuro a largo plazo de los troyanos de Júpiter está abierto a dudas, porque múltiples resonancias débiles con Júpiter y Saturno hacen que se comporten de forma caótica con el tiempo. [32] La destrucción por colisión agota lentamente la población de troyanos Júpiter a medida que se expulsan los fragmentos. Los troyanos de Júpiter expulsados ​​podrían convertirse en satélites temporales de Júpiter o de los cometas de la familia Júpiter . [4] Las simulaciones muestran que las órbitas de hasta el 17% de los troyanos de Júpiter son inestables durante la era del Sistema Solar. [33] Levison y col. creen que aproximadamente 200 troyanos de Júpiter expulsados ​​de más de 1 km de diámetro podrían estar viajando por el Sistema Solar, y algunos posiblemente en órbitas que cruzan la Tierra. [34]Algunos de los troyanos de Júpiter que escaparon pueden convertirse en cometas de la familia de Júpiter a medida que se acercan al Sol y su hielo superficial comienza a evaporarse. [34]

Exploración [ editar ]

El 4 de enero de 2017, la NASA anunció que Lucy fue seleccionada como una de sus dos próximas misiones del Programa Discovery . [35] Lucy está preparada para explorar seis troyanos de Júpiter. Está programado para su lanzamiento en 2021 y llegará a la nube troyana L 4 en 2027 después de un sobrevuelo de un asteroide del cinturón principal. Luego regresará a las cercanías de la Tierra para una asistencia de gravedad que lo lleve a la nube de Troya L 5 de Júpiter, donde visitará 617 Patroclus. [36]

La agencia espacial japonesa ha propuesto la vela solar OKEANOS para finales de la década de 2020 para analizar un asteroide troyano in situ o para realizar una misión de retorno de muestras.

Ver también [ editar ]

  • Cometa Shoemaker – Levy 9
  • Lista de troyanos de Júpiter (campamento griego)
  • Lista de troyanos de Júpiter (campo de Troya)
  • Lista de planetas menores que cruzan Júpiter
  • Lista de objetos en puntos lagrangianos

Notas [ editar ]

  1. ^ Los otros tres puntos, L 1 , L 2 y L 3, son inestables. [9]
  2. ^ La función maxwelliana es, dondees el período de rotación promedio,es la dispersión de períodos.

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

  • "Lista de planetas menores troyanos del Minor Planet Center" .
  • Sheppard, Scott. "La página de Troya" .
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  • WISE Colors de la NASA en incógnitas en los asteroides de Júpiter (NASA 2012-322: 15 de octubre de 2012)
  • Nuevas misiones de descubrimiento de la NASA: Psyche y Lucy en YouTube
  • Simulación de gravedad 3D de los diez asteroides troyanos de Júpiter más grandes