المعرفة

طرواديو المشتري

طرواديو المشتري Jupiter trojans، المعروف باسم كويكبات طروادة أو ببساطة طروادة، هي مجموعة كبيرة من الكويكبات التي تشترك في مدار كوكب المشتري حول الشمس. بالنسبة إلى المشتري، كل طروادة تتأرجح حول أحد ثبات كوكب المشتري نقاط لاگرانج: إما ل4، موجود قبل 60 درجة من الكوكب في مداره، أو ل5، 60 درجة خلفه. يتم توزيع طرواديو المشتري في منطقتين ممدودتين ومنحنيتين حول هذه النقاط لاگرانج بمتوسط نصف المحور الرئيسي يبلغ 5.2 AU.[1]

الكويكبات في المجموعة الشمسية الداخلية و كوكب المشتري
  طرواديو المشتري
  Hilda asteroids 		  حزام الكويكبات
  مدارات الكواكب
ينقسم طرواديو المشتري إلى مجموعتين: List of Jupiter trojans (Greek camp) أمام و List of Jupiter trojans (Trojan camp) خلف كوكب المشتري في مدارهما.

اكتُشف أول طروادة لكوكب المشتري، 588 أخيل، في عام 1906 من قبل عالم الفلك الألماني ماكس وولف.[2]عُثر على أكثر من 9800 طرواديو المشتري اعتبارا من مايو 2021.[3] حسب الاصطلاح، سُميت كل منهم من الأساطير اليونانية بعد شخصية من حرب طروادة، ومن هنا جاء اسم "طروادة". يُعتقد أن العدد الإجمالي لطرواديو المشتري الأكبر من 1 كم يبلغ حوالي 1 million، أي ما يعادل تقريباً عدد الكويكبات الأكبر من 1 كم في حزام الكويكبات.[1] مثل كويكبات الحزام الرئيسي، تشكل طرواديو المشتري عائلات.[4]

اعتبارا من 2004، ظهر العديد من طرواديو المشتري لأجهزة المراقبة كأجسام مظلمة ذات أطياف ضارب إلى الحمرة. لم يتم الحصول على دليل قاطع على وجود الماء، أو أي مركب محدد آخر على سطحها، ولكن يُعتقد أنها مغلفة في tholins، وهي پوليمرات عضوية تكونت بفعل إشعاع الشمس.[5]تختلف كثافة طرواديو المشتري (كما قيست من خلال دراسة ثنائيات أو منحنيات ضوئية دورانية) من 0.8 إلى 2.5 g·cm−3.[4]يُعتقد أن طرواديو المشتري قد التُقطت في مداراتها خلال المراحل المبكرة من تكوّن النظام الشمسي أو بعد ذلك بقليل، أثناء هجرة الكواكب العملاقة.[4]

يشير المصطلح "كويكب طروادة" تحديداً إلى الكويكبات التي تشترك في المدار مع المشتري، ولكن المصطلح العام " طروادة" يُطبق أحياناً بشكل عام على أجسام أخرى صغيرة في النظام الشمسي ذات العلاقات المماثلة مع الأجسام الأكبر: على سبيل المثال، هناك كلا من طرواديو المريخ وطرواديو نپتون،[6] بالإضافة إلى طرواديو الأرض المكتشفة مؤخراً.[7][8] عادةً ما يُفهم مصطلح "كويكب طروادة" على أنه يعني على وجه التحديد طرواديو المشتري لأن أول كويكبات طروادة تم اكتشافها بالقرب من مدار كوكب المشتري ولدى المشتري حالياً أشهر كويكبات طروادة.[3]

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

تاريخ الدراسات الرصدية

 
ماكسميليان فرانز يوزف كورنليوس ڤولف (1890) - مكتشف أول طروادي

في عام 1772، تنبأ عالم الرياضيات الإيطالي المولد جوزيف-لوي لاگرانج، أثناء دراسته لـ restricted three-body problem، بأن جسماً صغيراً يتشارك في مداره مع كوكب ولكن ينحني 60 درجة أمامه أو خلفه سيكون موجوداً. محصورين بالقرب من هذه النقاط.[9]تسمى هذه النقاط الأمامية والخلفية ل4 ول5 نقاط لاگرانج.[10][Note 1] شوهدت الكويكبات الأولى المحاصرة في نقاط لاگرانج بعد أكثر من قرن من فرضية لاگرانج. تلك المرتبطة بالمشتري كانت أول من اكتُشفت.[2]

قام إ. إ. بارنارد بأول ملاحظة مسجلة لطوافة طروادي، (12126) 1999 RM11 (وقد حُددت باسم A904 RD في ذلك الوقت)، في عام 1904، ولكن لم يقدّر هو ولا غيره أهميتها في ذلك الوقت.[11]اعتقد بارنارد أنه رأى قمر زحل فيبي، والتي كانت على بعد دقيقتين قوسيتين فقط في السماء في ذلك الوقت، أو ربما كويكب. لم يتم فهم هوية الجسم السماوي حتى حُسب مداره في عام 1999.[11]

حدث أول اكتشاف مقبول لطروادي في فبراير 1906، عندما اكتشف الفلكي ماكس ڤولف من Heidelberg-Königstuhl State Observatory كويكباً في نقطة لاگرانج ل4 لنظام الشمس - كوكب المشتري، سُميت لاحقاً 588 آخيل.[2]في 1906-1907 عُثر على اثنين آخرين من طرواديو المشتري من قبل عالم الفلك الألماني August Kopff (624 هكتور و 617 پاتروكلوس).[2] كان هكتور، مثل آخيل، ينتمي إلى سرب ل4 ("أمام" الكوكب في مداره)، بينما كان پاتروكلوس أول كويكب موجود في ل5 نقطة لاگرانج ("خلف" الكوكب).[12]بحلول عام 1938، اكتُشف 11 طراودي للمشتري.[13] ارتفع هذا العدد إلى 14 فقط في عام 1961.[2]مع تحسن الأدوات، نما معدل الاكتشاف بسرعة: بحلول يناير 2000، اكتُشف ما مجموعه 257;[10] بحلول مايو 2003، ارتفع العدد إلى 1600.[14] اعتبارا من أكتوبر 2018 هناك 4,601 طروادي معروف لكوكب المشتري في ل4 و2439 في ل5.[15]


التسمية

اقترح يوهان پاليزا من ڤيينا، عادة تسمية جميع الكويكبات في نقاط ل4 ول5 للمشتري وفقاً الأبطال المشهورين في حرب طروادة، وكان أول من قام بحساب مداراتها بدقة.[2]

سُميت الكويكبات الموجودة في المدار الرئيسي (ل4) على اسم أبطال يونانيين ("العقدة اليونانية أو المعسكر" أو "مجموعة أخيل)، وسُميت تلك الموجودة في المدار اللاحق (ل5) على اسم أبطال طروادة ("عقدة طروادة أو المعسكر").[2]سُميت الكويكبات 617 پاتروكلوس و 624 هكتور قبل وضع حكم اليونان/طروادة، مما أدى إلى "جاسوس يوناني"، پاتروكلوس، في عقدة طروادة و "جاسوس طروادة"، هكتور، في العقدة اليونانية.[13][16]

الأعداد والكتل

 
مخطط محيط gravitational potential يوضح نقاط لاگرانج على الأرض; يقع ل4 و ل5 فوق وتحت الكوكب، على التوالي. تقع النقاط اللاگرانجية للمشتري بالمثل في مداره الأكبر بكثير.

تستند تقديرات العدد الإجمالي لطرواديو المشتري إلى عمليات مسح عميقة لمناطق محدودة من السماء.[1] يُعتقد أن سرب ل4 يحتوي على ما بين 160,000–240,000 كويكب بأقطار أكبر من 2 km وحوالي 600،000 بأقطار أكبر من 1 km.[1][10]إذا كان السرب ل5 يحتوي على عدد مماثل من الأجسام، فهناك أكثر من 1 million من طرواديو المشتري على بعد 1 km في الحجم أو أكبر. بالنسبة للأجسام الأكثر سطوعاً من الحجم المطلق 9.0 من المحتمل أن تكون المجموعة كاملة.[14] هذه الأرقام مماثلة لأرقام الكويكبات المماثلة في حزام الكويكبات.[1]تقدر الكتلة الإجمالية لطرواديو المشتري بـ 0.0001 من كتلة الأرض أو خمس كتلة حزام الكويكبات.[10]

تشير دراستان أخيرتان إلى أن الأرقام المذكورة أعلاه قد تبالغ في تقدير عدد طرواديو المشتري بعدة أضعاف. هذا التقدير الزائد ناتج عن (1) الافتراض بأن جميع طرواديو المشتري لها نصوع منخفض يبلغ حوالي 0.04، في حين أن الأجسام الصغيرة قد يكون متوسط نصوعها يصل إلى 0.12;[17] (2) افتراض غير صحيح حول توزيع طرواديو المشتري في السماء.[18] وفقاً للتقديرات الجديدة، فإن العدد الإجمالي لطراوديو المشتري التي يزيد قطرها عن 2 كم هو 6,300 ± 1,000 و3,400 ± 500 في أسراب L4 و L5، على التوالي.[18] سيتم تقليل هذه الأرقام بمعامل 2 إذا كان طرواديو المشتري الصغيرة أكثر انعكاساً من تلك الكبيرة.[17]

عدد طرواديو المشتري التي لوحظت في سرب ل4 أكبر قليلاً من العدد الملاحظ في ل5. نظراً لأن طرواديو المشتري الأكثر سطوعاً تظهر اختلافاً طفيفاً في الأرقام بين المجموعتين، فمن المحتمل أن يرجع هذا التباين إلى تحيز الملاحظة.[4] تشير بعض النماذج إلى أن السرب ل4 قد يكون أكثر استقراراً قليلاً من السرب ل5.[9]

أكبر طرواديو المشتري هو 624 هكتور، والذي يبلغ متوسط قطره 203 كيلومتراً.[14] يوجد عدد قليل من طرواديو المشتري الكبيرة بالمقارنة مع إجمالي التعداد. مع الحجم المتناقص، ينمو عدد طرواديو المشتري بسرعة كبيرة إلى 84 km، أكثر بكثير مما هو عليه في حزام الكويكبات. قطر 84 km يتوافق مع الحجم المطلق 9.5، بافتراض النصوع من 0.04. ضمن نطاق 4.4–40 km، يشبه توزيع حجم طرواديو المشتري توزيع الكويكبات الرئيسية في الحزام. لم يُعرف أي شيء عن طرواديو المشتري الأصغر.[9] يشير توزيع الحجم إلى أن طرواديو المشتري الأصغر قد تكون نتاج تصادمات من قبل طرواديو المشتري الأكبر.[4]

أكبر طرواديي المشتري
الطروادي القطر (كم)
624 هكتور 225
617 پاتروكلوس 140
911 أگاممنون 131
588 آخيل 130
3451 منتور 126
3317 پاريس 119
1867 ديفوبوس 118
1172 إنياس 118
1437 ديوميدس 118
1143 أوديسيوس 115
المصدر: JPL Small-Body Database, بيانات NEOWISE

المدارات

 
تحريك لمدار 624 هكتور (أزرق)، مُبيـَّناً مقابل مدار المشتري (البيضاوي الأحمر الخارجي)

لطرواديو المشتري مدارات نصف قطرها بين 5.05 و5.35 AU (متوسط المحور شبه الرئيسي هو 5.2 ± 0.15 AU)، ويتم توزيعها في جميع أنحاء المناطق الطويلة والمنحنية حول نقطتي لاگرانج;[1] يمتد كل سرب لحوالي 26 درجة على طول مدار كوكب المشتري، بمسافة إجمالية تبلغ حوالي 2.5 AU[10] يساوي عرض الأسراب تقريباً اثنين من Hill's radii، والذي يصل في حالة كوكب المشتري إلى حوالي 0.6 AU.[9] العديد من طرواديو المشتري لها ميول مدارية كبيرة بالنسبة للمستوى المداري لكوكب المشتري - حتى 40 درجة.[10]

لا تحافظ طرواديو المشتري على فصل ثابت عن المشتري. إنها تتأرجح ببطء حول نقاط التوازن الخاصة بها، وتتحرك بشكل دوري بالقرب من المشتري أو بعيداً عنه.[9]يتبع طرواديو المشتري عموماً مسارات تسمى tadpole orbits حول نقاط لاگرانج. يبلغ متوسط فترة المعايرة حوالي 150 عاماً.[10]يختلف اتساع الاهتزاز (على طول مدار جوڤيان) من 0.6° إلى 88°، بمتوسط حوالي 33°.[9] تُظهر المحاكاة أن طرواديو المشتري يمكن أن تتبع مسارات أكثر تعقيداً عند الانتقال من نقطة لاگرانج إلى أخرى - تسمى هذه horseshoe orbit (حالياً لا يُعرف طرواديو المشتري بمثل هذا المدار).[9]

العائلات الديناميكية والثنائيات

يعد تمييز العائلات الديناميكية داخل مجموعة طرواديو المشتري أكثر صعوبة مما هو عليه في حزام الكويكبات، لأن طرواديو المشتري محبوسة ضمن نطاق أضيق بكثير من المواقع المحتملة. هذا يعني أن العناقيد تميل إلى التداخل والاندماج مع السرب الكلي. بحلول عام 2003 تم تحديد ما يقرب من اثنتي عشرة عائلة ديناميكية. إن عائلات طرواديو المشتري أصغر بكثير من العائلات الموجودة في حزام الكويكبات. أكبر عائلة محددة، مجموعة مينيلوس، تتكون من ثمانية أفراد فقط.[4]

في عام 2001، كان 617 پاتروكلوس أول طرواديو المشتري يتم تحديده على أنه كويكب ثنائي.[19]يكون المدار الثنائي قريب للغاية، عند 650 كم، مقارنة بـ 35000 كم في Hill sphere.[20]من المحتمل أكبر طروادة لكوكب المشتري - 624 هكتور - أن يكون contact binary مع قمر.[4][21][22]

الصفات الطبيعية

 
الطروادي 624 هكتور (المبيّن) يماثل في البريق الكوكب القزم پلوتو.

طرواديو المشتري أجسام مظلمة ذات شكل غير منتظم. يختلف geometric albedo بشكل عام بين 3 و 10٪.[14]القيمة المتوسطة هي 0.056 ± 0.003 للأجسام الأكبر من 57 km,[4] and 0.121 ± 0.003 (R-band) للأجسام أصغر من 25 km.[17] للكويكب 4709 إنوموس أعلى نصوع (0.18) من جميع طرواديو المشتري المعروفة.[14]ولا يُعرف سوى القليل عن الكتل والتركيب الكيميائي والدوران أو الخواص الفيزيائية الأخرى لطرواديو المشتري.[4]

الدوران

خصائص دوران طرواديو المشتري غير معروفة. أعطى تحليل light curves الدوراني لـ 72 طروادي متوسط فترة دوران حوالي 11.2 ساعة، في حين أن متوسط فترة عينة التحكم من الكويكبات في حزام الكويكبات كان 10.6 ساعة.[23] يبدو أن توزيع فترات دوران طرواديو المشتري قد تم تقريبه جيداً بواسطة تابع ماكسويل،[Note 2] في حين وجد أن توزيع كويكبات الحزام الرئيسي ليس من طراز ماكسويل، مع وجود عجز في الفترات في النطاق 8-10 ساعات.[23] قد يشير توزيع ماكسويل لفترات دوران طرواديو المشتري إلى أنها خضعت لتطور تصادم أقوى مقارنة بحزام الكويكبات.[23]

في عام 2008 قام فريق من كلية كالڤن بفحص light curves لعيّنة من عشرة طرواديو المشتري، ووجد median فترة دوران تبلغ 18.9 ساعة. كانت هذه القيمة أعلى بكثير من تلك الخاصة بكويكبات الحزام الرئيسي ذات الحجم المماثل (11.5 ساعة). قد يعني الاختلاف أن طرواديو المشتري تمتلك متوسط كثافة أقل، مما قد يعني أنها تشكلت في حزام كويپر (انظر أدناه).[24]

التكوين

من الناحية الطيفية، غالباً ما تكون طرواديو المشتري من كويكبات نوع-D، والتي تسود في المناطق الخارجية لحزام الكويكبات.[4] تم تصنيف عدد صغير على أنه P أو كويكب نوع-Cs.[23]أطيافها حمراء (بمعنى أنها تعكس المزيد من الضوء بأطوال موجية أطول) أو محايدة وعديمة الملامح (ساكنة).[14] لم يتم الحصول على دليل قاطع على وجود ماء أو مواد عضوية أو مركبات كيميائية أخرى اعتبارا من 2007. لدى 4709 إنوموس نصوع أعلى قليلاً من متوسط طروادي-المشتري، مما قد يشير إلى وجود جليد مائي. أظهرت بعض طرواديو المشتري الأخرى، مثل 911 أگاممنون و617 پاتروكلوس، امتصاصاً ضعيفاً جداً عند 1.7 و 2.3 ميكرومتر، مما قد يشير إلى وجود مواد عضوية.[25] تتشابه أطياف طرواديو المشتري مع أطياف أقمار كوكب المشتري غير المنتظمة وإلى حد معين، comet nuclei، على الرغم من اختلاف طرواديو المشتري اختلافاً طيفياً عن أجسام حزام كويپر الأكثر احمراراً.[1][4] يمكن مطابقة طيف طرواديو المشتري مع مزيج من جليد الماء، وكمية كبيرة من المواد الغنية بالكربون (فحم نباتي)،[4]وربما السيليكات الغنية بالمغنيسيوم.[23]يبدو أن تكوين طرواديو المشتري موحد بشكل ملحوظ، مع وجود تفرقة قليلة أو معدومة بين السربين.[26]

أعلن فريق من Keck Observatory في هاواي في عام 2006 أنه قام بقياس كثافة طرواديو المشتري الثنائي 617 پاتروكلوس على أنها أقل من كثافة الجليد المائي (0.8 g/cm3)، مما يشير إلى أن الزوج، وربما العديد من أجسام طروادية الأخرى، تشبه إلى حد كبير المذنبات أو أجسام حزام كويپر في التركيب - جليد مائي مع طبقة من الغبار - أكثر مما تشبهه في كويكبات الحزام الرئيسي.[20] لمواجهة هذا الجدال، فإن كثافة هكتور كما هو محدد من منحنى الضوء الدوراني (2.480 g/cm3) أعلى بكثير من كثافة 617 پاتروكلوس.[22] يشير هذا الاختلاف في الكثافة إلى أن الكثافة قد لا تكون مؤشراً جيداً على أصل الكويكب.[22]


. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

الأصل والتطور

ظهرت نظريتان رئيسيتان لشرح تكوين وتطور طرواديو المشتري. الأول يشير إلى أن طرواديو المشتري تشكلت في نفس الجزء من النظام الشمسي مثل كوكب المشتري ودخلت مداراتها أثناء تشكله.[9] تضمنت المرحلة الأخيرة من تكوين المشتري نمواً جامحاً لكتلته من خلال تراكم كميات كبيرة من الهيدروجين و الهليوم من protoplanetary disk; خلال هذا النمو، الذي استمر حوالي 10000 عام فقط، زادت كتلة كوكب المشتري بعشر مرات. وقد التُقطت المدارات الكوكيبية التي كانت لها نفس مدارات كوكب المشتري تقريباً بسبب الجاذبية المتزايدة للكوكب.[9]كانت آلية الالتقاط فعالة للغاية - حُصر حوالي 50٪ من جميع الكواكب الصغيرة المتبقية. تحتوي هذه الفرضية على مسألتين رئيسيتين: يتجاوز عدد الأجسام المحصورة تعداد طرواديو المشتري المرصودة بأربعة أقيمة أسية حيث الحجم، وكويكبات طرواديو المشتري الحالية لها ميول مدارية أكبر مما توقعه نموذج الالتقاط.[9]تُظهر محاكاة هذا السيناريو أن مثل هذا النمط من التشكيل من شأنه أيضاً منع تكوين طرواديات مماثلة لـ زحل، وقد تم إثبات ذلك من خلال الملاحظة: حتى الآن لم يُعثر على طرواديات بالقرب من زحل.[27] في أحد أشكال هذه النظرية، يلتقط كوكب المشتري طرواديات أثناء نموه الأولي ثم يهاجر مع استمرار نموه. أثناء هجرة المشتري، تتشوه مدارات الأجسام الموجودة في مدارات حدوة الحصان، مما يؤدي إلى احتلال الجانب L4 من هذه المدارات. نتيجة لذلك، يتم احتجاز فائض من أحصنة طروادة على الجانب L4 عندما تتحول مدارات حدوة الحصان إلى مدارات الشرغوف مع نمو المشتري. يترك هذا النموذج أيضاً تعداد طرواديو المشتري 3-4 تنظيمات كبيرة جداً.[28]

تقترح النظرية الثانية بالتقاط طرواديو المشتري أثناء هجرة الكواكب العملاقة الموصوفة في Nice model. في نموذج نيس، أصبحت مدارات الكواكب العملاقة غير مستقرة 500–600 million سنة بعد تشكل النظام الشمسي عندما عبر المشتري وزحل رنينها متوسط حركتهما 1:2. أدت المقابلات بين الكواكب إلى انتشار أورانوس و نپتون إلى الخارج في حزام كويپر البدائي، مما أدى إلى تعطيله وإلقاء ملايين الأشياء إلى الداخل.[29] عندما اقترب كوكب المشتري وزحل من رنين 1:2، أصبحت مدارات طرواديو المشتري الموجودة مسبقاً غير مستقرة خلال رنين ثانوي مع المشتري وزحل. حدث هذا عندما كانت فترة اهتزاز الطرواديات حول نقطة لاگرانج لديها نسبة 3:1 إلى الفترة التي يمر فيها الموضع الذي يمر فيه كوكب المشتري بزحل بالنسبة إلى الحضيض الشمسي. كانت هذه العملية أيضًا قابلة للانعكاس مما سمح لجزء من الكائنات العديدة المنتشرة إلى الداخل من قبل أورانوس ونبتون بدخول هذه المنطقة والتقاطها مع فصل مداري كوكب المشتري وزحل. كان لهذه الطرواديات الجديدة مجموعة واسعة من الميول، نتيجة لقاءات متعددة مع الكواكب العملاقة قبل التقاطها.[30] يمكن أن تحدث هذه العملية أيضاً في وقت لاحق عندما يعبر كوكب المشتري وزحل رنيناً أضعف.[31]

في نسخة منقحة ​​من نموذج نيس،التُقطت طرواديو المشتري عندما يصادف المشتري عملاقاً جليدياً أثناء عدم الاستقرار. في هذا الإصدار من نموذج نيس، يتناثر أحد عمالقة الجليد (أورانوس، أو نپتون، أو الكوكب الخامس ​​إلى الداخل على مدار معبر كوكب المشتري وينتثر إلى الخارج بواسطة المشتري مما يتسبب في مدارات كوكب المشتري وزحل للانفصال بسرعة. عندما يقفز المحور شبه الرئيسي للمشتري خلال هذه المواجهات، يمكن لطرواديو المشتري الحاليون الهروب ويتم التقاط أجسام جديدة ذات محاور شبه رئيسية مشابهة لمحور المشتري شبه الرئيسي الجديد. بعد تقابله الأخير، يمكن للعملاق الجليدي أن يمر عبر إحدى نقاط الاهتزاز\الرنين ويضطرب مداراتها تاركاً نقطة الاهتزاز هذه مستنفدة بالنسبة إلى الأخرى. بعد انتهاء المواجهات، تُفقد بعض طرواديو المشتري هذه، بينما يتم التقاط البعض الآخر عندما يكون كوكب المشتري وزحل بالقرب من رنين حركة متوسط ​​ضعيف مثل الرنين 3:7 عبر آلية نموذج نيس الأصلي.[31]

المستقبل طويل المدى لطرواديو المشتري مفتوح للتساؤل، لأن الاهتزازات الضعيفة المتعددة مع المشتري وزحل تجعلهم يتصرفان بشكل فوضوي بمرور الزمن.[32] يؤدي التحطم التصادمي إلى استنفاد مجموعة لطرواديو المشتري ببطء حيث يتم إخراج الشظايا. يمكن أن تصبح طرواديو المشتري المقذوفة أقمار مصطنعة مؤقتة لكوكب المشتري أو Jupiter-family comets.[4] تظهر المحاكاة أن مدارات ما يصل إلى 17٪ من طرواديو المشتري غير مستقرة فوق عمر النظام الشمسي.[33]وبحسب لڤسون وآخرون. نعتقد أن ما يقرب من 200 طروادي للمشتري أكبر من 11 km قد يتجولون في النظام الشمسي، مع احتمال أن يكون عدد قليل منهم على مدارات عبور الأرض.[34]قد تصبح بعض طرواديو المشتري الهاربة مذنبات من عائلة المشتري عندما تقترب من الشمس ويبدأ الجليد السطحي في التبخر.[34]

الاستكشاف

في 4 يناير 2017، أعلنت وكالة ناسا أنه تم اختيار لوسي كواحدة من مهمتي Discovery Program التاليتين.[35]وقد عُينت لوسي لاستكشاف سبعة[36]من طرواديو المشتري. من المقرر إطلاقه في عام 2021 وسيصل إلى سحابة طروادي ل4 في عام 2027 بعد مساعدتي جاذبية الأرض وتحليق كويكب من الحزام الرئيسي. سيعود بعد ذلك إلى المنطقة المجاورة للأرض للحصول على مساعدة أخرى للجاذبية لنقله إلى سحابة طروادي على كوكب المشتري ل5 حيث سيزور 617 پاتروكلوس.[37]

اقترحت وكالة الفضاء اليابانية أوكيانوس الشراع الشمسي لأواخر 2020 إما لتحليل كويكب طروادي "في الموقع" أو لأداء مهمة عودة عينة.

انظر أيضاً

ملاحظات

  1. ^ النقاط الثلاث الأخرى - L1, L2 وL3 - غير مستقرة.[9]
  2. ^ دالة ماكسويل هي , where  ، حيث   هو متوسط فترة الدوران، و  هو التشتت للفترات.

المراجع

  1. ^ أ ب ت ث ج ح خ Yoshida, F.; Nakamura, T (2005). "Size distribution of faint L4 Trojan asteroids". The Astronomical Journal. 130 (6): 2900–11. Bibcode:2005AJ....130.2900Y. doi:10.1086/497571.
  2. ^ أ ب ت ث ج ح خ Nicholson, Seth B. (1961). "The Trojan asteroids". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 8 (381): 239–46. Bibcode:1961ASPL....8..239N.
  3. ^ أ ب "Trojan Minor Planets". Minor Planet Center. Archived from the original on 29 يونيو 2017. Retrieved 14 أكتوبر 2018.
  4. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز س ش Jewitt, David C.; Sheppard, Scott; Porco, Carolyn C. (2004). "Jupiter's Outer Satellites and Trojans" (PDF). In Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press.
  5. ^ Dotto, E; Fornasier, S; Barucci, M.A; Licandr o, J; Boehnhardt, H; Hainaut, O; Marzari, F; De Bergh, C; De Luise, F (2006). "The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus. 183 (2): 420–434. Bibcode:2006Icar..183..420D. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  6. ^ Sheppard, S. S.; C. A. Trujillo (28 يوليو 2006). "A thick cloud of Neptune Trojans and their colors" (PDF). Science. New York. 313 (5786): 511–514. Bibcode:2006Sci...313..511S. doi:10.1126/science.1127173. OCLC 110021198. PMID 16778021. Archived from the original (PDF) on 12 أبريل 2020.
  7. ^ "NASA's WISE Mission Finds First Trojan Asteroid Sharing Earth's Orbit 27 July 2011". Archived from the original on 2 مايو 2017. Retrieved 29 يوليو 2011.
  8. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (28 يوليو 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature. 475 (7357): 481–483. Bibcode:2011Natur.475..481C. doi:10.1038/nature10233. PMID 21796207.
  9. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). "Origin and Evolution of Trojan Asteroids" (PDF). Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38.
  10. ^ أ ب ت ث ج ح خ Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (2000). "Population and size distribution of small Jovian Trojan asteroids". The Astronomical Journal. 120 (2): 1140–7. arXiv:astro-ph/0004117. Bibcode:2000AJ....120.1140J. doi:10.1086/301453.
  11. ^ أ ب Brian G. Marsden (1 أكتوبر 1999). "The Earliest Observation of a Trojan". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). Archived from the original on 14 نوفمبر 2008. Retrieved 20 يناير 2009.
  12. ^ Einarsson, Sturla (1913). "The Minor Planets of the Trojan Group". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 25 (148): 131–3. Bibcode:1913PASP...25..131E. doi:10.1086/122216.
  13. ^ أ ب Wyse, A.B. (1938). "The Trojan group". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 3 (114): 113–19. Bibcode:1938ASPL....3..113W.
  14. ^ أ ب ت ث ج ح Fernandes, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (2003). "The albedo distribution of Jovian Trojan asteroids". The Astronomical Journal. 126 (3): 1563–1574. Bibcode:2003AJ....126.1563F. CiteSeerX 10.1.1.7.5611. doi:10.1086/377015.
  15. ^ "List of Jupiter trojans". Minor Planet Center. Archived from the original on 12 يونيو 2018. Retrieved 14 أكتوبر 2018.
  16. ^ "Trojan Asteroids". Cosmos. Swinburne University of Technology. Archived from the original on 23 يونيو 2017. Retrieved 13 يونيو 2017.
  17. ^ أ ب ت Fernández, Y. R.; Jewitt, D.; Ziffer, J. E. (2009). "Albedos of Small Jovian Trojans". The Astronomical Journal. 138 (1): 240–250. arXiv:0906.1786. Bibcode:2009AJ....138..240F. doi:10.1088/0004-6256/138/1/240.
  18. ^ أ ب Nakamura, Tsuko; Yoshida, Fumi (2008). "A New Surface Density Model of Jovian Trojans around Triangular Libration Points". Publications of the Astronomical Society of Japan. 60 (2): 293–296. Bibcode:2008PASJ...60..293N. doi:10.1093/pasj/60.2.293.
  19. ^ Merline, W. J. (2001). "IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2". Archived from the original on 19 يوليو 2011. Retrieved 25 أكتوبر 2010.
  20. ^ أ ب Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; et al. (2006). "A low density of 0.8 g cm−3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus". Nature. 439 (7076): 565–567. arXiv:astro-ph/0602033. Bibcode:2006Natur.439..565M. doi:10.1038/nature04350. PMID 16452974.
  21. ^ "IAUC 8732: S/2006 (624) 1". Archived from the original on 19 يوليو 2011. Retrieved 23 يوليو 2006. (Satellite Discovery)
  22. ^ أ ب ت Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (2007). "Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves". The Astronomical Journal. 133 (4): 1393–1408. arXiv:astro-ph/0612237. Bibcode:2007AJ....133.1393L. doi:10.1086/511772.
  23. ^ أ ب ت ث ج Barucci, M.A.; Kruikshank, D.P.; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). "Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids". Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 273–87.
  24. ^ Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (أبريل 2008). "Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids". The Minor Planet Bulletin. Association of Lunar and Planetary Observers. 35 (2): 82–84. Bibcode:2008MPBu...35...82M. OCLC 85447686.
  25. ^ Yang, Bin; Jewitt, David (2007). "Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal. 134 (1): 223–228. Bibcode:2007AJ....134..223Y. doi:10.1086/518368. Retrieved 19 يناير 2009.
  26. ^ Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M. A.; et al. (أغسطس 2006). "The surface composition of Jupiter trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus. 183 (2): 420–434. Bibcode:2006Icar..183..420D. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  27. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans". Astronomy and Astrophysics. 339: 278–285. Bibcode:1998A&A...339..278M.
  28. ^ Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, A. J.; Turrini, D. (2019). "Consequences of planetary migration on the minor bodies of the early solar system". Astronomy & Astrophysics. 623: A169. arXiv:1902.04591. Bibcode:2019A&A...623A.169P. doi:10.1051/0004-6361/201833713.
  29. ^ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa; et al. (2007). "Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035.
  30. ^ Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. (26 مايو 2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 462–465. Bibcode:2005Natur.435..462M. doi:10.1038/nature03540. OCLC 112222497. PMID 15917801. Archived from the original (PDF) on 31 يوليو 2009. Retrieved 19 يناير 2009.
  31. ^ أ ب Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013). "Capture of Trojans by Jumping Jupiter". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. arXiv:1303.2900. Bibcode:2013ApJ...768...45N. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45.
  32. ^ Robutal, P.; Gabern, F.; Jorba A. (2005). "The observed Trojans and the global dynamics around the lagrangian points of the sun–jupiter system" (PDF). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 92 (1–3): 53–69. Bibcode:2005CeMDA..92...53R. doi:10.1007/s10569-004-5976-y. Archived from the original (PDF) on 31 يوليو 2009.
  33. ^ Kleomenis Tsiganis; Harry Varvoglis; Rudolf Dvorak (أبريل 2005). "Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter trojans". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. Springer. 92 (1–3): 71–87. Bibcode:2005CeMDA..92...71T. doi:10.1007/s10569-004-3975-7.
  34. ^ أ ب Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature. 385 (6611): 42–44. Bibcode:1997Natur.385...42L. doi:10.1038/385042a0.
  35. ^ Northon, Karen (4 يناير 2017). "NASA Selects Two Missions to Explore the Early Solar System". NASA. Archived from the original on 5 يناير 2017. Retrieved 5 يناير 2017.
  36. ^ "Tour". Lucy Mission Website. NASA. Retrieved 5 أكتوبر 2021.
  37. ^ Dreier, Casey; Lakdawalla, Emily (30 سبتمبر 2015). "NASA announces five Discovery proposals selected for further study". The Planetary Society. Archived from the original on 2 أكتوبر 2015. Retrieved 1 أكتوبر 2015.

وصلات خارجية

تمّ الاسترجاع من "https://www.marefa.org/w/index.php?title=طرواديو_المشتري&oldid=2381411"