Satelit neregulat

Diagrama prezintă orbitele sateliților neregulați ai lui Saturn. Pentru comparație, în centru și în roșu, este prezentată și orbita lui Titan .

În astronomie, un satelit neregulat este un satelit natural a cărui orbită în jurul planetei sale este îndepărtată, înclinată și adesea retrogradă .

Din 1997, au fost descoperiți 93 de sateliți neregulați, orbitând în jurul uneia dintre cele 4 planete uriașe ( Jupiter , Saturn , Uranus și Neptun ).
Înainte de 1997, erau cunoscute doar 10, care includeau Phoebe (cea mai mare lună neregulată a lui Saturn) și Himalia (cea mai mare lună neregulată a lui Jupiter).

Se crede că sunt corpuri cerești capturate de pe propria lor planetă , spre deosebire de lunile normale care s-au format pe loc. Cea mai acreditată ipoteză este că, înainte de captură, ei locuiau pe o orbită heliocentrică în apropierea poziției lor actuale și capturați la scurt timp după formarea planetei. Ipoteza alternativă că ar proveni din Centura Kuiper nu este susținută de observațiile actuale.

Definiție

Nu există o definiție definitivă și acceptată a unui satelit neregulat. În mod informal, sateliții sunt considerați neregulați dacă sunt atât de departe de planetă încât precesiunea orbitei lor este controlată în principal de soare .

Pe scurt, axa semimajoră a satelitului este comparată cu sfera Hill (r _H) a planetei. Sateliții neregulați au axe semi-majore mai mari de 0,05 r _H cu apoapsidi care se extind până la 0,65 r _H. Raza sferei Hill este prezentată în tabelul opus.

Orbite

Sateliții neregulați ai lui Jupiter (roșu), Saturn (galben), Uranus (verde) și Neptun (albastru). Axa orizontală arată distanța față de planetă (axa semi-majoră) exprimată ca o fracțiune din raza sferei Hill. Axa verticală arată înclinația lor orbitală. Punctele și cercurile reprezintă magnitudinile lor relative

Orbitele lunilor neregulate sunt extrem de diverse, dar pot fi identificate unele reguli comune. Lunile retrograde sunt de departe cel mai mare tip (83%). Nicio lună nu are o înclinație orbitală mai mare de 55 ° pentru prograde și mai mică de 130 ° pentru retrograde. În plus, pot fi identificate unele grupuri în care un satelit mai mare își împarte poziția orbitală cu unii sateliți mai mici.

Având în vedere distanța lor față de planetă, orbitele sateliților ultraperiferici sunt foarte perturbați de Soare, astfel încât elementele lor orbitale se schimbă foarte mult într-o perioadă scurtă de timp. De exemplu, axa semi-majoră a Pasifelor se schimbă cu 1,5 miliarde de kilometri pe o singură orbită (aproximativ 2 ani de pe Pământ), în aceeași perioadă de timp înclinația sa se schimbă cu aproximativ 10 ° și excentricitatea cu 0,4 în 24 de ani. ^[2]
În consecință, elementele orbitale medii sunt utilizate pentru a identifica sateliții neregulați, mai degrabă decât valorile exacte la o dată precisă, similar cu ceea ce se întâmplă pentru familiile de asteroizi .

Origine

Se consideră că sateliții neregulați sunt corpuri capturate de orbite heliocentrice. Pentru ca acest lucru să se întâmple, trebuie să apară una dintre următoarele:

1. disiparea energiei. De exemplu, prin interacțiunea cu norul primordial de gaz.
2. o extindere substanțială (40%) a sferei Hill a planetei pe o perioadă scurtă de timp (mii de ani).
3. un transfer de energie într-o interacțiune între corpurile cerești. Poate însemna:

• O coliziune (sau o întâlnire strânsă) între un corp care se apropie și un satelit, care duce la pierderea energiei și capturarea corpului.
• O întâlnire strânsă între un sistem binar de corpuri care se apropie și planeta (sau o lună existentă), rezultând în capturarea unuia sau a două corpuri binare. Acest scenariu este considerat cel mai probabil pentru Triton ^[3] .

După capturare, unii sateliți se pot sparge, generând un grup de lune mici care urmează orbite similare. O rezonanță orbitală poate modifica în continuare orbitele, făcând aceste grupuri mai puțin recunoscute.

Stabilitate pe termen lung

În mod surprinzător, simulările numerice demonstrează că unele dintre orbitele actuale ale celor neregulate sunt stabile, în ciuda perturbărilor robuste din apropierea absidei. ^[4] . Motivul acestei stabilități este că unii sateliți neregulați orbitează cu o rezonanță seculară sau cu o rezonanță Kozai ^[5] .

În plus, simulările indică următoarele concluzii:

• Orbitele cu o înclinație mai mare de 50 ° (sau mai mică de 130 ° pentru retrogradele) sunt foarte instabile: excentricitatea lor crește rapid provocând pierderea satelitului.
  Prin creșterea excentricității, se obțin periapside mai scurte și apoapside mai lungi. Satelitul neregulat poate intra în zona celor mai mari luni regulate și poate fi expulzat prin coliziune sau întâlnire strânsă. Alternativ, perturbările crescute ale Soarelui datorate creșterii apside îl pot împinge din sfera Hill.
• Orbitele retrograde sunt mai stabile decât prograde.
  Orbitele retrograde pot fi stabile la distanțe mai mari de planetă. Analizele numerice detaliate au arătat această asimetrie, limitele sunt o funcție a înclinației și excentricității, dar, în general, orbitele prograde pot fi stabile până la jumătăți de ax mai mari de 0,47 r _H , în timp ce pentru retrograd limita este Se extinde până la 0,67 r _H.

Caracteristici fizice

Diagrama arată diferența de culoare în sateliții neregulați ai lui Jupiter (etichete roșii), ale lui Saturn (galben), ale lui Uranus (verde). Sunt afișate doar cele neregulate cu un indice de culoare cunoscut. Pentru comparație, au fost adăugate centaurul 5145 Pholus și 3 obiecte clasice ale centurii Kuiper (etichete gri și dimensiuni care nu trebuie să fie la scară)

Dimensiuni

Lunile neregulate cunoscute până acum ale lui Uranus și Neptun sunt mai mari decât cele ale lui Jupiter și Saturn. Este foarte posibil să existe luni mai mici, dar, având în vedere distanța mare dintre Uranus / Neptun și Pământ , acestea nu au fost încă observate. Având în vedere acest lucru, putem face ipoteza că distribuția dimensiunilor sateliților neregulați este similară pentru toate cele patru planete uriașe.

Culoare

Culoarea sateliților este studiată prin indicele de culoare : măsurarea diferențelor de magnitudine aparentă prin filtrele albastru (B), vizibil (V) și roșu (R). Culoarea observată a sateliților neregulați variază de la neutru (cenușiu) la roșiatic.
Neregulate de pe fiecare planetă prezintă ușoare diferențe de culoare. Neregularitățile lui Jupiter variază de la gri la roșu pal, în concordanță cu tipul lor C , tipul P și tipul D ^[6] . Irregularele lui Saturn sunt puțin mai roșiatice decât ale lui Jupiter. Cele mari neregulate ale lui Uranus ( Sicorax și Caliban ) sunt de culoare roșu deschis, în timp ce Prospero și Setebos sunt gri ca luna lui Neptun Alimede ^[7]

Spectru

La rezoluțiile actuale, spectrul aproape infraroșu al celor mai multe dintre cele neregulate pare lipsit de caracteristici interesante. Apa lichidă a fost ipotezată până acum asupra lui Phoebe și Nereid . Structuri atribuite modificărilor apei au fost găsite pe Himalia.

Rotație

Sateliții obișnuiți sunt de obicei în rotație sincronă ( perioada lor de rotație este egală cu perioada lor de revoluție ). Dimpotrivă, în sateliții neregulați forțele mareelor sunt neglijabile, având în vedere distanța lor față de planetă. De exemplu, în cei mai mari sateliți neregulați (Himalia, Phoebe, Nereid) perioada de rotație este de doar 10 ore, în timp ce perioada lor orbitală este în ordinea a sute de zile. O astfel de rată de rotație este tipică asteroizilor .

Familii cu o origine comună

Diagrama arată sateliții neregulați ai lui Jupiter și modul în care aceștia apar grupați. Cercurile indică dimensiunile relative ale sateliților. Axa orizontală arată distanța față de planetă, axa verticală indică înclinația orbitală. Liniile galbene indică excentricitate.

Unele luni neregulate par să orbiteze în „grupuri”, ceea ce înseamnă că mulți sateliți au orbite similare. Cea mai acceptată teorie, dar care are nevoie de observații suplimentare, este că acestea sunt obiecte care au făcut parte dintr-un corp mai mare care s-a spulberat.

Sateliți neregulați ai lui Jupiter

• Sateliți progresivi

• Grupul Himalia , au o înclinație medie de 28 ° și orbite grupate. Culoarea lor este omogenă atât în lumina vizibilă (este neutră, similară cu cea a asteroizilor de tip C), cât și în infraroșul apropiat.
• Temisto , este pentru moment considerat izolat.
• Carpus , pentru moment considerat izolat.

• Sateliți retrograd

• Grupul lui Carme , au o înclinație medie de 165 ° și orbite grupate. De culoare foarte omogenă, prezintă un roșu deschis, corespunzător unui asteroid părinte de tip D.
• Grupul lui Ananke are o înclinație medie de 148 °. prezintă o oarecare dispersie a parametrilor orbitali. Ananke are culoarea roșu deschis, în timp ce ceilalți membri ai grupului sunt gri.
• Grupul Pasiphae , grupul este foarte dispersat. Pasifele sunt de culoare gri, în timp ce ceilalți membri sunt roșu deschis.

Sinopa , care este uneori inclusă în grupul Pasiphae, este roșie și, având în vedere diferența de înclinație, ar fi putut fi capturată independent ^[8] . Mai mult, Pasifae și Sinope sunt prinse într -o rezonanță veche de secole cu Jupiter.

Sateliții neregulați ai lui Saturn. Pentru explicație, consultați diagrama lui Jupiter de mai sus

Sateliți neregulați ai lui Saturn

• Sateliți progresivi

• Grup galic , au o înclinație medie de 34 ° și o culoare roșu deschis.
• Grup inuit , înclinație medie de 34 °. Orbitele lor sunt foarte împrăștiate, dar au aceleași caracteristici fizice și o culoare roșie deschisă.

• Sateliți retrograd

• Grupul nordic . Acest grup are parametri orbitali foarte dispersați. Sunt examinate diviziunile posibile, de exemplu:

• Grupul Phoebe care are o înclinație medie de 174 °. Cu toate acestea, acest subgrup este, de asemenea, foarte dispersat și ar putea fi împărțit în cel puțin alte două subgrupuri.
• Grupul Skathi , un posibil subgrup al grupului nordic.

Sateliți neregulați ai lui Uranus și Neptun

Sateliți neregulați ai lui Uranus (verde) și Neptun (albastru). Pentru explicație, consultați diagrama lui Jupiter de mai sus.

În stadiul actual al cunoașterii noastre, numărul sateliților neregulați ai lui Uranus și Neptun este mai mic decât cel al lui Jupiter și Saturn. Cu toate acestea, pare rezonabil să presupunem că acesta este pur și simplu rezultatul dificultăților de a le observa datorită distanței mari de Pământ. Tabelul de mai sus arată raza minimă (r _min ) a sateliților care poate fi observată cu tehnologia actuală (presupunând un albedo de 0,04).

Prin urmare, din cauza numărului lor redus, este dificil să se tragă concluzii statistice semnificative. O origine comună pentru lunile neregulate și retrograde ale lui Uranus pare puțin probabilă, având în vedere parametrii lor orbitali împrăștiați. În schimb, a fost ipotezată existența a două grupuri: grupul Caliban și grupul Sicorax .

Aceste două grupuri se disting prin distanța față de Uranus și excentricitatea ^[9] . Cu toate acestea, ipoteza grupării nu este susținută de o colorare omogenă: Caliban și Sicorax sunt roșu deschis, în timp ce celelalte luni mai mici sunt gri.

În ceea ce privește Neptun, a fost ipotezată o posibilă origine comună pentru Psamate și Neso ^[10] . Având în vedere culoarea lor similară (gri).
De asemenea, s-a speculat că Alimedes este un fragment din Nereidă. Cei doi sateliți au avut o probabilitate mare (41%) de coliziune în timpul vieții sistemului solar ^[11] .

Explorare

Imagine a Himaliei din nava spațială Cassini

Până în prezent, singurul satelit neregulat vizitat de o sondă spațială este Febe, cel mai mare satelit neregulat al lui Saturn, care a fost fotografiat de sonda Cassini în 2005 . În 2000, nava spațială Cassini a realizat, de asemenea, o imagine distanțată cu rezoluție mică a Himaliei.
În prezent, nicio misiune spațială viitoare nu planifică o vizită la un satelit neregulat.

Notă

Alte proiecte

• Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere pe satelit neregulat

linkuri externe

• ( RO ) Paginile lui David Jewitt , pe ifa.hawaii.edu (arhivat din original la 24 iunie 2007) .
• (RO) Paginile lui Scott Sheppard de pe ifa.hawaii.edu. Adus la 6 noiembrie 2007 (arhivat din original la 31 decembrie 2008) .
• (RO) Circumstanțe de descoperire din JPL
• ( EN ) Elementele orbitale medii din JPL
• ( EN ) Efemeridă de la IAU

Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar