Хималиина група
Хималиина група — група напредни неправилни месечини на Јупитер кои следат слични орбити како онаа на месечината Хималија и се смета дека имаат заедничко потекло.[1]
Групата има неколку члена (подредени по близина до Јупитер):
| Име | Пречник (км) |
Период (денови) |
|---|---|---|
| Леда | 21,5 | 241,33 |
| Хималија | 139,6 (150 × 120) |
248,47 |
| Ерса | 3 | 250,40 |
| Пандија | 3 | 251,77 |
| Елара | 79,9 | 258,48 |
| Лизитеја | 42,2 | 258,58 |
| Дија | 4 | 276,00 |
Американскиот астроном Скот Шепард во 2017 г. открил уште две можни месечини од групата, но тие биле пребледи (>24 св) за да се проследат и потврдат како такви.[2]
Меѓународниот астрономски сојуз ги задршува имињата кои завршуваат на -а (во меѓународен облик) за месечините од оваа група, што го означува напредното движење на тие тела во однос на Јупитер, кој е нивниот гравитациски стожер.[3]
Особености и потекло
[уреди | уреди извор]Нивните големи полуоски (оддалеченост од Јупитер) се движат помеѓу 11,15 и 11,75 Гм, орбиталните наклони им изнесуваат од 26,6° до 28,3°, а орбиталната занесеност им е од 0,11 до 0,25. Сите кружат напредно. Групата е мошне еднообразна по физички изглед и сите месечини имаат неутрални бои (бојни показатели B−V = 0,66 и V−R = 0,36), слични на астероидите од типот C. Имајќи ја предвид ограничената расеаност на орбиталните параметри и спектралната еднородност, предложено е дека групата може да биде остаток од распарчување на астероидод главниот астероиден појас.[4] Првобитниот астероид веројатно имал пречник од 89 км, само малку поголем од Хималија, коај задржува околу 87 % од неговата маса. Ова би значело дека астероидот не бил многу пореметен.[1]
Бројчените интеграции упатуваат на голема веројатност за суриди меѓу членовите на групата долж животниот век на Сончевиот Систем (просечно 1,5 судири меѓу Хималија и Елара). Покрај тоа, истите симулации покажуваат прилично голема веројатност за судири на напредните и повратните месечини (на пр. Пасифаја и Хималија имаат судирна веројатност од 27 % во рок од 4,5 милијарди години). Затоа, постои претпоставка дека денешната група може да е последица од понова и побогата историја на судири меѓу овие месечини наспроти едно распарчување како кај Кармината и Ананкината група.[5]
Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ 1,0 1,1 Scott S. Sheppard, David C. Jewitt An abundant population of small irregular satellites around Jupiter, Nature, 423 (May 2003), pp.261-263 (pdf) Архивирано на 13 август 2006.
- ↑ Sheppard, Scott; Williams, Gareth; Tholen, David; Trujillo, Chadwick; Brozovic, Marina; Thirouin, Audrey; и др. (август 2018). „New Jupiter Satellites and Moon-Moon Collisions“. Research Notes of the American Astronomical Society. 2 (3): 155. arXiv:1809.00700. Bibcode:2018RNAAS...2..155S. doi:10.3847/2515-5172/aadd15. S2CID 55052745. 155.
- ↑ Antonietta Barucci, M. (2008). „Irregular Satellites of the Giant Planets“ (PDF). Во M. Antonietta Barucci; Hermann Boehnhardt; Dale P. Cruikshank; Alessandro Morbidelli (уред.). The Solar System Beyond Neptune. стр. 414. ISBN 9780816527557. Архивирано од изворникот (PDF) на 10 August 2017. Посетено на 22 July 2017.
- ↑ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint
- ↑ David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 (pdf).
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Text is available under the CC BY-SA 4.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.
