Grupo Himalia - Himalia group

Este diagrama compara los elementos orbitales y los tamaños relativos de los miembros del grupo Himalia, excluyendo a Dia, Ersa y Pandia, que no fueron descubiertos en el momento en que se produjo este diagrama. El eje horizontal ilustra su distancia promedio desde Júpiter, el eje vertical su inclinación orbital y los círculos sus tamaños relativos.
Este diagrama ilustra todos los satélites irregulares de Júpiter. El grupo Himalia está agrupado cerca de la parte superior del diagrama. La posición de un objeto en el eje horizontal indica su distancia de Júpiter. El eje vertical indica su inclinación . La excentricidad se indica mediante barras amarillas que ilustran las distancias máxima y mínima del objeto desde Júpiter. Los círculos ilustran el tamaño de un objeto en comparación con los demás.

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.

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.

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.

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 . 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.

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 .

Referencias

  1. ^ 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
  2. ^ 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.
  3. ^ 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 .
  4. ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J .; Gladman, Brett J .; Aksnes, estudio fotométrico Kaare de los satélites irregulares , Icarus, 166 , (2003), págs. 33-45. Preimpresión
  5. ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé y Luke Dones Origen de colisión de familias de satélites irregulares , The Astronomical Journal, 127 (2004), págs. 1768-1783 (pdf).