Юпитер троян - Jupiter trojan

В астероиды из внутренняя солнечная система и Юпитер
  Юпитер трояны
  Астероиды Хильды		   Пояс астероидов
  Орбиты из планеты
Трояны Юпитера делятся на две группы: Греческий лагерь перед и Троянский лагерь следуют за Юпитером по своей орбите.

В Юпитер трояны, обычно называемый Троянские астероиды или просто Трояны, большая группа астероиды которые разделяют планету Юпитер орбиты вокруг солнце. Относительно Юпитера каждый Троян либрирует вокруг одной из конюшен Юпитера Точки Лагранжа: либо L4, лежащая на 60 ° впереди планеты по своей орбите, или L5, 60 ° сзади. Трояны Юпитера распределены в двух удлиненных изогнутых областях вокруг этих лагранжевых точек со средним большая полуось около 5,2 а.е.[1]

Первый обнаруженный троян Юпитера, 588 Ахиллес, был замечен в 1906 году немецким астрономом Макс Вольф.[2] По состоянию на октябрь 2018 года было обнаружено 7040 троянов Jupiter..[3] По соглашению, каждый из них назван от Греческая мифология после фигуры Троянская война, отсюда и название «троян». Общее количество троянцев Юпитера диаметром более 1 км составляет около 1 миллион, примерно равное количеству астероидов размером более 1 км в пояс астероидов.[1] Подобно астероидам главного пояса, трояны Юпитера образуют семьи.[4]

По состоянию на 2004 год многие трояны Юпитера показывались инструментам для наблюдений в виде темных тел с красноватыми безликими краями. спектры. Не было получено никаких убедительных доказательств присутствия воды или какого-либо другого конкретного соединения на их поверхности, но считается, что они покрыты толины, органические полимеры, образованные солнечным излучением.[5] Плотность троянов Юпитера (измеренная путем изучения двоичные файлы или вращательные кривые) варьируются от 0,8 до 2,5 г · см−3.[4] Считается, что трояны Юпитера были захвачены на их орбиты на ранних стадиях Формирование Солнечной системы или чуть позже, во время миграция планет-гигантов.[4]

Термин «троянский астероид» конкретно относится к астероидам, находящимся на одной орбите с Юпитером, но общий термин «троян "иногда более широко применяется к другим небольшие тела Солнечной системы с похожими отношениями с более крупными телами: например, есть оба Марсианские трояны и Нептун трояны,[6] а также недавно обнаруженный Земной троян.[7][8] Под термином «троянский астероид» обычно понимают конкретно троянских программ Юпитера, потому что первые троянские программы были обнаружены вблизи орбиты Юпитера, а на Юпитере в настоящее время находятся наиболее известные троянские программы.[3]

История наблюдений

Максимилиан Франц Иосиф Корнелиус Вольф (1890) - первооткрыватель первого трояна

В 1772 году математик итальянского происхождения Жозеф-Луи Лагранж, при изучении ограниченная задача трех тел, предсказал, что небольшое тело, находящееся на одной орбите с планетой, но лежащее на 60 ° вперед или назад, окажется в ловушке около этих точек.[2] Захваченное тело будет либрировать медленно вокруг точки равновесия в головастик или же подкова орбита.[9] Эти начальная и конечная точки называются L4 и я5 Точки Лагранжа.[10][Примечание 1] Первые астероиды, захваченные в точках Лагранжа, наблюдались более чем через столетие после гипотезы Лагранжа. Те, что связаны с Юпитером, были открыты первыми.[2]

Э. Э. Барнард сделал первое зарегистрированное наблюдение за трояном, (12126) 1999 РМ11 (обозначенный в то время как A904 RD) в 1904 году, но ни он, ни другие не оценили его значение в то время.[11] Барнард считал, что видел недавно обнаруженный Спутник Сатурна Фиби, которых было всего два угловые минуты далеко в небе в то время, или, возможно, астероид. Идентичность объекта не была понята до тех пор, пока в 1999 году не была рассчитана его орбита.[11]

Первое признанное открытие трояна произошло в феврале 1906 года, когда астроном Макс Вольф из Государственная обсерватория Гейдельберг-Кенигштуль обнаружил астероид в L4 Точка лагранжиана из солнце –Юпитер система, позже названная 588 Ахиллес.[2] В 1906–1907 годах немецким астрономом были обнаружены еще два трояна Юпитера. Август Копфф (624 Гектор и 617 Патрокл ).[2] Гектор, как и Ахиллес, принадлежал к L4 рой («впереди» планеты по ее орбите), тогда как Патрокл был первым астероидом, который, как известно, находился на L5 Точка Лагранжа («позади» планеты).[12] К 1938 году было обнаружено 11 троянцев Юпитера.[13] Только в 1961 году это число увеличилось до 14.[2] По мере совершенствования инструментов скорость открытия быстро росла: к январю 2000 года было обнаружено в общей сложности 257 экземпляров;[10] к маю 2003 года их число выросло до 1600.[14] По состоянию на октябрь 2018 г. в точке L находится 4601 известный троян Юпитера.4 и 2439 при L5.[15]

Номенклатура

Обычай называть все астероиды в L Юпитера4 и я5 очков в честь известных героев Троянская война было предложено Иоганн Палиса из Вена, который первым точно рассчитал их орбиты.[2]

Астероиды лидируют (L4) орбита названа в честь Греческий герои («греческий узел или лагерь» или «Ахиллес группа ") и замыкающие (L5) орбиты названы в честь героев Трой («Троянский узел или лагерь»).[2] Астероиды 617 Патрокл и 624 Гектор были названы до того, как было разработано правило Греции / Трои, что привело к Греческий шпион в троянском узле и Троянский шпион в греческом узле.[13][16]

Числа и масса

А гравитационный потенциал контурный график, показывающий лагранжевые точки Земли; L4 и я5 находятся над и под планетой соответственно. Точки Лагранжа Юпитера аналогичным образом расположены на его гораздо большей орбите.

Оценки общего количества троянов Юпитера основаны на глубоких исследованиях ограниченных участков неба.[1] L4 Рой, как полагают, состоит из 160 000–240 000 астероидов диаметром более 2 км и около 600 000 астероидов диаметром более 1 км.[1][10] Если L5 рой содержит сопоставимое количество объектов, их более 1 миллион Трояны Юпитера размером 1 км и более. Для объектов ярче, чем абсолютная величина 9.0 популяция наверное полная.[14] Эти числа аналогичны числам сопоставимых астероидов в поясе астероидов.[1] Общая масса троянцев Юпитера оценивается в 0,0001 массы Земли или одной пятой массы пояса астероидов.[10]

Еще два недавних исследования показывают, что приведенные выше цифры могут в несколько раз завышать количество троянов Юпитера. Эта завышенная оценка вызвана (1) предположением, что все трояны Юпитера имеют низкий альбедо около 0,04, тогда как у маленьких тел среднее альбедо может достигать 0,12;[17] (2) неверное предположение о распределении троянцев Юпитера в небе.[18] По новым оценкам, общее количество троянцев Юпитера диаметром более 2 км составляет 6,300 ± 1,000 и 3,400 ± 500 в роях L4 и L5 соответственно.[18] Эти цифры будут уменьшены в 2 раза, если маленькие трояны Юпитера будут более отражающими, чем большие.[17]

Количество троянцев Юпитера, наблюдаемых в L4 рой немного крупнее, чем у L5. Поскольку самые яркие трояны Юпитера показывают небольшие различия в количестве между двумя популяциями, это несоответствие, вероятно, связано с ошибкой наблюдений.[4] Некоторые модели указывают, что L4 рой может быть немного более стабильным, чем L5 рой.[9]

Самый крупный троян Юпитера - это 624 Гектор, имеющий средний диаметр 203 ± 3,6 км.[14] По сравнению с населением в целом, существует несколько крупных троянских программ Юпитера. С уменьшением размера количество троянов Юпитера очень быстро растет до 84 км, что намного больше, чем в поясе астероидов. Диаметр 84 км соответствует абсолютной величине 9,5, если предположить, что альбедо 0,04. В диапазоне 4,4–40 км распределение размеров троянских коней Юпитера напоминает распределение астероидов главного пояса. О массах более мелких троянцев Юпитера ничего не известно.[9] Распределение размеров предполагает, что более мелкие трояны могут быть продуктом столкновений более крупных троянцев Jupiter.[4]

Самый большой Юпитер трояны
ТроянДиаметр (км)
624 Гектор225
617 Патрокл140
911 Агамемнон131
588 Ахиллес130
3451 Наставник126
3317 Париж119
1867 Deiphobus118
1172 Энеас118
1437 Диомед118
1143 Одиссей115
Источник: База данных малых тел JPL, NEOWISE данные

Орбиты

Анимация орбиты 624 Гектора (синий) на фоне орбиты Юпитера (внешний красный эллипс)

Трояны Юпитера имеют орбиты с радиусом от 5,05 до 5,35 а.е. (средняя большая полуось составляет 5,2 ± 0,15 а.е.) и распределены по вытянутым изогнутым областям вокруг двух точек Лагранжа;[1] каждый рой простирается примерно на 26 ° по орбите Юпитера, что составляет общее расстояние около 2,5 а.е.[10] Ширина роя примерно равна двум Радиусы Хилла, что в случае Юпитера составляет около 0,6 а.е.[9] Многие трояны Юпитера имеют большие орбитальные наклонения относительно плоскости орбиты Юпитера - до 40 °.[10]

Трояны Юпитера не выдерживают фиксированного отделения от Юпитера. Они медленно перемещаются вокруг своих точек равновесия, периодически приближаясь к Юпитеру или удаляясь от него.[9] Трояны Юпитера обычно следуют путями, называемыми орбиты головастика вокруг лагранжевых точек; средний период их либрации около 150 лет.[10] Амплитуда либрации (по орбите Юпитера) колеблется от 0,6 ° до 88 °, в среднем около 33 °.[9] Моделирование показывает, что трояны Юпитера могут следовать еще более сложным траекториям при перемещении от одной точки Лагранжа к другой - это называется подковообразные орбиты (на данный момент неизвестен троян Jupiter с такой орбитой).[9]

Динамические семейства и двоичные файлы

Проницательный динамические семьи в пределах популяции троянцев Юпитера сложнее, чем в поясе астероидов, потому что трояны Юпитера заблокированы в гораздо более узком диапазоне возможных положений. Это означает, что кластеры имеют тенденцию перекрываться и сливаться с общим роем. К 2003 году было идентифицировано около десятка динамичных семейств. Семейства юпитер-троянцев намного меньше по размеру, чем семейства в поясе астероидов; самая большая идентифицированная семья, группа Менелая, состоит всего из восьми членов.[4]

В 2001, 617 Патрокл был первым троянцем Юпитера, идентифицированным как двойной астероид.[19] Орбита двойной системы очень близка, 650 км, по сравнению с 35000 км для основного объекта. Сфера холма.[20] Самый крупный троян Юпитера -624 Гектор - наверное контакт двоичный с лунным светом.[4][21][22]

Физические свойства

Троян 624 Гектор (указано) аналогично в яркость к карликовая планета Плутон.

Трояны Юпитера - это темные тела неправильной формы. Их геометрические альбедо обычно варьируются от 3 до 10%.[14] Среднее значение составляет 0,056 ± 0,003 для объектов размером более 57 км,[4] и 0,121 ± 0,003 (R-диапазон) для тех, кто меньше 25 км.[17] Астероид 4709 Энномос имеет самое высокое альбедо (0,18) из всех известных троянцев Юпитера.[14] Мало что известно о массах, химическом составе, вращении и других физических свойствах троянцев Юпитера.[4]

Вращение

Вращательные свойства троянов Юпитера малоизвестны. Анализ ротационной кривые блеска 72 троянов Юпитера дали средний период вращения около 11,2 часа, тогда как средний период контрольной выборки астероидов в поясе астероидов составил 10,6 часа.[23] Распределение периодов вращения троянов Юпитера оказалось хорошо аппроксимировано Функция Максвелла,[Заметка 2] тогда как распределение для астероидов главного пояса оказалось немаксвелловским, с дефицитом периодов в диапазоне 8–10 часов.[23] Максвелловское распределение периодов вращения троянов Юпитера может указывать на то, что они претерпели более сильную столкновительную эволюцию по сравнению с поясом астероидов.[23]

В 2008 году команда из Calvin College изучил кривые блеска исправленного образца десяти троянских программ Юпитера и обнаружил медиана период отжима 18,9 часа. Это значение было значительно выше, чем для астероидов главного пояса аналогичного размера (11,5 часа). Разница может означать, что трояны Юпитера обладают более низкой средней плотностью, что может означать, что они образовались в Пояс Койпера (Смотри ниже).[24]

Сочинение

Спектроскопически, трояны Юпитера в основном Астероиды D-типа, которые преобладают во внешних областях пояса астероидов.[4] Небольшое количество классифицируется как п или же Астероиды C-типа.[23] Их спектры красные (что означает, что они отражают больше света на более длинных волнах) или нейтральные и безликие.[14] По состоянию на 2007 год убедительных доказательств наличия воды, органических веществ или других химических соединений получено не было.. 4709 Энномос имеет альбедо немного выше среднего уровня Юпитер-троян, что может указывать на наличие водяного льда. Некоторые другие троянцы Юпитера, такие как 911 Агамемнон и 617 Патрокл, показали очень слабое поглощение при 1,7 и 2,3 мкм, что может указывать на присутствие органических веществ.[25] Спектры троянов Юпитера аналогичны спектрам неправильные спутники Юпитера и, в определенной степени, ядра комет, хотя троянские объекты Юпитера спектрально сильно отличаются от более красных объектов пояса Койпера.[1][4] Спектр трояна Юпитера можно сопоставить со смесью водяного льда, большого количества богатого углеродом материала (уголь ),[4] и возможно магний -богатые силикаты.[23] Состав троянской популяции Юпитера, по-видимому, заметно однороден, с небольшими различиями между двумя роями или без них.[26]

Команда из Обсерватория Кека в 2006 году на Гавайях объявили, что измерили плотность двоичного трояна Юпитера. 617 Патрокл меньше, чем у водяного льда (0,8 г / см3), предполагая, что эта пара и, возможно, многие другие троянские объекты больше похожи на кометы или объекты пояса Койпера по составу - водяной лед со слоем пыли - чем астероиды главного пояса.[20] Вопреки этому аргументу, плотность Hektor, определенная по его вращательной кривой блеска (2,480 г / см3) значительно выше, чем у 617 Патрокла.[22] Такая разница в плотности говорит о том, что плотность не может быть хорошим индикатором происхождения астероида.[22]

Происхождение и эволюция

Появились две основные теории, объясняющие образование и эволюцию троянов Юпитера. Первый предполагает, что троянцы Юпитера образовались в одной и той же части Солнечная система как Юпитер и вошли на их орбиты во время его формирования.[9] Последняя стадия формирования Юпитера включала стремительный рост его массы за счет аккреции большого количества водород и гелий от протопланетный диск; во время этого роста, который длился всего около 10 000 лет, масса Юпитера увеличилась в десять раз. В планетезимали которые имели примерно те же орбиты, что и Юпитер, были захвачены возросшей гравитацией планеты.[9] Механизм захвата был очень эффективным - было захвачено около 50% всех оставшихся планетезималей. Эта гипотеза имеет две основные проблемы: количество захваченных тел превышает наблюдаемую популяцию троянов Юпитера на четыре порядки величины, а нынешние троянские астероиды Юпитера имеют большие орбитальные наклонения, чем предсказывает модель захвата.[9] Моделирование этого сценария показывает, что такой способ формирования также препятствует созданию подобных троянов для Сатурн, и это было подтверждено наблюдениями: на сегодняшний день рядом с Сатурном не было обнаружено ни одного трояна.[27] В одном из вариантов этой теории Юпитер захватывает троянов во время своего первоначального роста, а затем мигрирует по мере роста. Во время миграции Юпитера орбиты объектов на подковообразных орбитах искажаются, что приводит к переполнению L4-стороны этих орбит. В результате избыток троянов задерживается на стороне L4, когда подковообразные орбиты смещаются на орбиты головастиков по мере роста Юпитера. Эта модель также оставляет троянскую популяцию Юпитера на 3–4 порядка слишком большой.[28]

Вторая теория предполагает, что трояны Юпитера были захвачены во время миграции планет-гигантов, описанных в Хорошая модель. В модели Ниццы орбиты планет-гигантов стали нестабильными. 500–600 миллионов лет спустя после образования Солнечной системы, когда Юпитер и Сатурн пересекли их среднее движение 1: 2 резонанс. Встречи между планетами привели к Уран и Нептун рассеянный вовне в первозданный Пояс Койпера, нарушая его и бросая внутрь миллионы предметов.[29] Когда Юпитер и Сатурн были около своего резонанса 1: 2, орбиты ранее существовавших троянских коней Юпитера стали нестабильными во время вторичного резонанса с Юпитером и Сатурном. Это произошло, когда период либрации троянцев вокруг своей точки Лагранжа имел отношение 3: 1 к периоду, в котором положение, в котором Юпитер проходит мимо Сатурна, циркулировало относительно его перигелия. Этот процесс также был обратимым, позволяя части многочисленных объектов, рассеянных внутрь Ураном и Нептуном, войти в эту область и быть захваченными при разделении орбит Юпитера и Сатурна. Эти новые трояны имели широкий спектр наклонностей, что было результатом нескольких столкновений с планетами-гигантами перед захватом.[30] Этот процесс может также произойти позже, когда Юпитер и Сатурн пересекают более слабые резонансы.[31]

В пересмотренный вариант Трояны Юпитера модели Nice захватываются, когда Юпитер сталкивается с ледяным гигантом во время нестабильности. В этой версии модели Ниццы один из ледяных гигантов (Уран, Нептун или потерянный пятая планета ) рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, и рассеивается Юпитером наружу, вызывая быстрое разделение орбит Юпитера и Сатурна. Когда большая полуось Юпитера перескакивает во время этих столкновений, существующие трояны Юпитера могут убегать, и захватываются новые объекты с большой полуосью, подобными новой большой полуоси Юпитера. После своего последнего столкновения ледяной гигант может пройти через одну из точек либрации и нарушить их орбиты, оставив эту точку либрации истощенной относительно другой. После окончания встреч некоторые из этих троянов Юпитера теряются, а другие захватываются, когда Юпитер и Сатурн находятся вблизи резонансов слабого среднего движения, таких как резонанс 3: 7, через механизм исходной модели Ниццы.[31]

Долгосрочное будущее троянов Юпитера остается под вопросом, потому что множественные слабые резонансы с Юпитером и Сатурном заставляют их вести себя хаотично с течением времени.[32] Коллизионное разрушение медленно истощает троянскую популяцию Юпитера по мере выброса фрагментов. Выброшенные трояны Юпитера могут стать временными спутниками Юпитера или Кометы семейства Юпитера.[4] Моделирование показывает, что орбиты до 17% троянов Юпитера нестабильны с возрастом Солнечной системы.[33] Levison et al. считают, что примерно 200 изгнанных троянцев Юпитера диаметром более 1 км могут путешествовать по Солнечной системе, а некоторые из них могут находиться на орбитах, пересекающих Землю.[34] Некоторые из сбежавших с Юпитера троянцев могут стать кометами семейства Юпитера по мере приближения к Солнцу и их поверхностный лед начинает испаряться.[34]

Исследование

4 января 2017 года НАСА объявило, что Люси был выбран одним из двух следующих Программа открытия миссии.[35] Люси собирается исследовать шесть троянов Юпитера. Его запуск запланирован на 2021 год, и он прибудет в L4 Троянское облако в 2027 году после пролета астероида главного пояса. Затем он вернется в окрестности Земли для помощи гравитации, чтобы доставить его к Юпитеру. L5 Троянское облако, в котором его посетит 617 Patroclus.[36]

Японское космическое агентство предложило ОКЕАНОС солнечный парус на конец 2020-х либо проанализировать троянский астероид на месте или выполнить миссию по возврату образцов.

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Три другие точки - L1, L2 и я3- нестабильны.[9]
  2. ^ Функция Максвелла , куда - средний период вращения, это разброс периодов.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм Yoshida, F .; Накамура, Т. (2005). "Распределение слабых астероидов троянца L4 по размерам". Астрономический журнал. 130 (6): 2900–11. Bibcode:2005AJ .... 130.2900Y. Дои:10.1086/497571.
  2. ^ а б c d е ж грамм час Николсон, Сет Б. (1961). «Троянские астероиды». Астрономическое общество тихоокеанских листовок. 8 (381): 239–46. Bibcode:1961АСПЛ .... 8..239Н.
  3. ^ а б "Троянские малые планеты". Центр малых планет. В архиве из оригинала 29 июня 2017 г.. Получено 14 октября 2018.
  4. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м Джевитт, Дэвид С.; Шеппард, Скотт; Порко, Кэролайн (2004). "Внешние спутники Юпитера и трояны" (PDF). In Bagenal, F .; Dowling, T.E .; Маккиннон, У. (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера. Издательство Кембриджского университета.
  5. ^ Дотто, E; Форнасье, S; Barucci, M.A; Licandr o, J; Boehnhardt, H; Эно, О; Marzari, F; Де Берг, К; Де Луиза, Ф (2006). «Поверхностный состав троянцев Юпитера: обзор динамических семейств в видимой и ближней инфракрасной области». Икар. 183 (2): 420–434. Bibcode:2006Icar..183..420D. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.02.012.
  6. ^ Шеппард, С. С .; К. А. Трухильо (28 июля 2006 г.). «Густое облако троянцев Нептуна и их цветов» (PDF). Наука. Нью-Йорк. 313 (5786): 511–514. Bibcode:2006Научный ... 313..511S. Дои:10.1126 / science.1127173. OCLC  110021198. PMID  16778021.
  7. ^ «Миссия НАСА WISE обнаружила первый троянский астероид, выходящий на орбиту Земли, 27 июля 2011 года». В архиве из оригинала 2 мая 2017 г.. Получено 29 июля 2011.
  8. ^ Коннорс, Мартин; Вигерт, Пол; Вейе, Кристиан (28 июля 2011 г.). «Троянский астероид Земли». Природа. 475 (7357): 481–483. Bibcode:2011Натура.475..481C. Дои:10.1038 / природа10233. PMID  21796207.
  9. ^ а б c d е ж грамм час я j k Marzari, F .; Scholl, H .; Мюррей С .; Лагерквист К. (2002). «Происхождение и эволюция троянских астероидов» (PDF). Астероиды III. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 725–38.
  10. ^ а б c d е ж грамм Джевитт, Дэвид С.; Трухильо, Чедвик А .; Луу, Джейн X. (2000). «Население и распределение по размерам малых троянских астероидов Юпитера». Астрономический журнал. 120 (2): 1140–7. arXiv:astro-ph / 0004117. Bibcode:2000AJ .... 120.1140J. Дои:10.1086/301453.
  11. ^ а б Брайан Г. Марсден (1 октября 1999 г.). «Самое раннее обнаружение троянца». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики (CfA). В архиве из оригинала 14 ноября 2008 г.. Получено 20 января 2009.
  12. ^ Эйнарссон, Стурла (1913). «Малые планеты троянской группы». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 25 (148): 131–3. Bibcode:1913PASP ... 25..131E. Дои:10.1086/122216.
  13. ^ а б Wyse, A.B. (1938). «Троянская группа». Астрономическое общество тихоокеанских листовок. 3 (114): 113–19. Bibcode:1938ASPL .... 3..113Вт.
  14. ^ а б c d е ж Fernandes, Yanga R .; Шеппард, Скотт С .; Джевитт, Дэвид С. (2003). «Распределение альбедо троянских астероидов Юпитера». Астрономический журнал. 126 (3): 1563–1574. Bibcode:2003AJ .... 126.1563F. CiteSeerX  10.1.1.7.5611. Дои:10.1086/377015.
  15. ^ "Список троянов Юпитера". Центр малых планет. В архиве с оригинала 12 июня 2018 г.. Получено 14 октября 2018.
  16. ^ «Троянские астероиды». Космос. Суинбернский технологический университет. В архиве из оригинала 23 июня 2017 г.. Получено 13 июн 2017.
  17. ^ а б c Fernández, Y.R .; Jewitt, D .; Зиффер, Дж. Э. (2009). "Альбедо малых троянцев-гигантов". Астрономический журнал. 138 (1): 240–250. arXiv:0906.1786. Bibcode:2009AJ .... 138..240F. Дои:10.1088/0004-6256/138/1/240.
  18. ^ а б Накамура, Цуко; Ёсида, Фуми (2008). «Новая модель поверхностной плотности троянцев-гигантов вокруг треугольных точек либрации». Публикации Астрономического общества Японии. 60 (2): 293–296. Bibcode:2008PASJ ... 60..293N. Дои:10.1093 / pasj / 60.2.293.
  19. ^ Мерлин, В. Дж. (2001). "IAUC 7741: 2001fc; S / 2001 (617) 1; C / 2001 T1, C / 2001 T2". В архиве из оригинала 19 июля 2011 г.. Получено 25 октября 2010.
  20. ^ а б Маркис, Франк; Хестроффер, Даниэль; Декамп, Паскаль; и другие. (2006). «Низкая плотность 0,8 г / см−3 за троянский бинарный астероид 617 Патрокл ». Природа. 439 (7076): 565–567. arXiv:Astro-ph / 0602033. Bibcode:2006Натура.439..565М. Дои:10.1038 / природа04350. PMID  16452974.
  21. ^ "IAUC 8732: S / 2006 (624) 1". В архиве из оригинала 19 июля 2011 г.. Получено 23 июля 2006. (Спутниковое открытие)
  22. ^ а б c Ласерда, Педро; Джевитт, Дэвид К. (2007). «Плотности объектов Солнечной системы по их вращательным кривым блеска». Астрономический журнал. 133 (4): 1393–1408. arXiv:astro-ph / 0612237. Bibcode:2007AJ .... 133.1393L. Дои:10.1086/511772.
  23. ^ а б c d е Barucci, M.A .; Круикшанк, Д.П .; Mottola S .; Лаззарин М. (2002). "Физические свойства астероидов троянцев и кентавров". Астероиды III. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 273–87.
  24. ^ Мольнар, Лоуренс А .; Haegert, Melissa J .; Hoogeboom, Кэтлин М. (апрель 2008 г.). "Анализ кривой беспристрастной выборки троянских астероидов". Бюллетень Малой планеты. Ассоциация лунных и планетных наблюдателей. 35 (2): 82–84. Bibcode:2008MPBu ... 35 ... 82M. OCLC  85447686.
  25. ^ Ян, Бин; Джевитт, Дэвид (2007). "Спектроскопический поиск водяного льда на троянских астероидах Юпитера". Астрономический журнал. 134 (1): 223–228. Bibcode:2007AJ .... 134..223Y. Дои:10.1086/518368. Получено 19 января 2009.
  26. ^ Dotto, E .; Fornasier, S .; Barucci, M.A .; и другие. (Август 2006 г.). «Поверхностный состав троянов Юпитера: обзор динамических семейств в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне». Икар. 183 (2): 420–434. Bibcode:2006Icar..183..420D. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.02.012.
  27. ^ Marzari, F .; Шолль, Х. (1998). «Рост Юпитера и Сатурна и захват троянцев». Астрономия и астрофизика. 339: 278–285. Bibcode:1998A&A ... 339..278M.
  28. ^ Pirani, S .; Johansen, A .; Bitsch, B .; Mustill, A.J .; Туррини, Д. (2019). «Последствия миграции планет на малые тела ранней Солнечной системы». Астрономия и астрофизика. 623: A169. arXiv:1902.04591. Bibcode:2019A & A ... 623A.169P. Дои:10.1051/0004-6361/201833713.
  29. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаерховен, Криста; и другие. (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.11.035.
  30. ^ Morbidelli, A .; Levison, H.F .; Циганис, К .; Гомес, Р. (26 мая 2005 г.). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе» (PDF). Природа. 435 (7041): 462–465. Bibcode:2005Натура.435..462М. Дои:10.1038 / природа03540. OCLC  112222497. PMID  15917801. Архивировано из оригинал (PDF) 31 июля 2009 г.. Получено 19 января 2009.
  31. ^ а б Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал. 768 (1): 45. arXiv:1303.2900. Bibcode:2013ApJ ... 768 ... 45N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 768/1/45.
  32. ^ Robutal, P .; Gabern, F .; Хорба А. (2005). «Наблюдаемые троянцы и глобальная динамика вокруг лагранжевых точек системы Солнце – Юпитер» (PDF). Небесная механика и динамическая астрономия. 92 (1–3): 53–69. Bibcode:2005CeMDA..92 ... 53R. Дои:10.1007 / s10569-004-5976-у. Архивировано из оригинал (PDF) 31 июля 2009 г.
  33. ^ Клеоменис Циганис; Гарри Варвоглис; Рудольф Дворак (апрель 2005 г.). «Хаотическая диффузия и эффективная стабильность троянских программ Юпитера». Небесная механика и динамическая астрономия. Springer. 92 (1–3): 71–87. Bibcode:2005CeMDA..92 ... 71 т. Дои:10.1007 / s10569-004-3975-7.
  34. ^ а б Левисон, Гарольд Ф .; Сапожник, Юджин М .; Сапожник, Кэролайн С. (1997). «Динамическая эволюция троянских астероидов Юпитера». Природа. 385 (6611): 42–44. Bibcode:1997 Натур.385 ... 42л. Дои:10.1038 / 385042a0.
  35. ^ Нортон, Карен (4 января 2017 г.). «НАСА выбирает две миссии для исследования ранней Солнечной системы». НАСА. В архиве из оригинала 5 января 2017 г.. Получено 5 января 2017.
  36. ^ Драйер, Кейси; Лакдавалла, Эмили (30 сентября 2015 г.). «НАСА объявляет о пяти предложениях Discovery, отобранных для дальнейшего изучения». Планетарное общество. В архиве из оригинала 2 октября 2015 г.. Получено 1 октября 2015.

внешняя ссылка