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Troyano Júpiter

Los asteroides del Sistema Solar interior y Júpiter. Los troyanos de Júpiter se dividen en dos grupos: el campo griego delante y el campo troyano detrás de Júpiter en su órbita.

Los troyanos de Júpiter , comúnmente llamados asteroides troyanos o simplemente troyanos , son un gran grupo de asteroides que comparten la órbita del planeta Júpiter alrededor del Sol . En relación con Júpiter, cada troyano gira alrededor de uno de los puntos estables de Lagrange de Júpiter : ya sea L 4 , que existe 60° por delante del planeta en su órbita, o L 5 , 60° detrás. Los troyanos de Júpiter se distribuyen en dos regiones curvas y alargadas alrededor de estos puntos lagrangianos con un semieje mayor promedio de aproximadamente 5,2  AU . [1]

El primer troyano de Júpiter descubierto, 588 Aquiles , fue descubierto en 1906 por el astrónomo alemán Max Wolf . [2] Hasta mayo de 2021 se han encontrado más de 9.800 troyanos de Júpiter . [3] Por convención, cada uno de ellos recibe su nombre de la mitología griega en honor a una figura de la Guerra de Troya , de ahí el nombre "troyano". Se cree que el número total de troyanos de Júpiter de más de 1 km de diámetro es de aproximadamente 1 millón , [1] aproximadamente igual al número de asteroides de más de 1 km en el cinturón de asteroides . [4] Al igual que los asteroides del cinturón principal, los troyanos de Júpiter forman familias . [5]

A partir de 2004 , muchos troyanos de Júpiter se mostraron ante los instrumentos de observación como cuerpos oscuros con espectros rojizos y monótonos . No se ha obtenido evidencia firme de la presencia de agua, ni de ningún otro compuesto específico en su superficie, pero se cree que están recubiertos de tolinas , polímeros orgánicos formados por la radiación solar. [6] Las densidades de los troyanos de Júpiter (medidas mediante el estudio de binarios o curvas de luz rotacionales) varían de 0,8 a 2,5 g·cm −3 . [5] Se cree que los troyanos de Júpiter fueron capturados en sus órbitas durante las primeras etapas de la formación del Sistema Solar o un poco más tarde, durante la migración de planetas gigantes. [5]

El término "asteroide troyano" se refiere específicamente a los asteroides coorbitales con Júpiter, pero el término general " troyano " a veces se aplica de manera más general a otros cuerpos pequeños del Sistema Solar con relaciones similares con cuerpos más grandes: troyanos de Marte , troyanos de Neptuno , troyanos de Urano. y se sabe que existen troyanos terrestres . [7] [8] [9] Normalmente se entiende que el término "asteroide troyano" significa específicamente los troyanos de Júpiter porque los primeros troyanos fueron descubiertos cerca de la órbita de Júpiter y Júpiter actualmente tiene, con diferencia, los troyanos más conocidos. [3]

Historia observacional

Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf (1890), el descubridor del primer troyano

En 1772, el matemático italiano Joseph-Louis Lagrange , al estudiar el problema restringido de los tres cuerpos , predijo que un cuerpo pequeño que comparte una órbita con un planeta pero que se encuentra a 60° por delante o por detrás quedará atrapado cerca de estos puntos. [2] El cuerpo atrapado librará lentamente alrededor del punto de equilibrio en una órbita de renacuajo o de herradura . [10] Estos puntos iniciales y finales se denominan puntos de Lagrange L 4 y L 5 . [11] [Nota 1] Los primeros asteroides atrapados en los puntos de Lagrange fueron observados más de un siglo después de la hipótesis de Lagrange. Los asociados a Júpiter fueron los primeros en ser descubiertos. [2]

EE Barnard hizo la primera observación registrada de un troyano, (12126) 1999 RM 11 (identificado en ese momento como A904 RD), en 1904, pero ni él ni otros apreciaron su importancia en ese momento. [12] Barnard creía haber visto el recientemente descubierto satélite saturniano Phoebe , que en ese momento estaba a sólo dos minutos de arco de distancia en el cielo, o posiblemente un asteroide. La identidad del objeto no se entendió hasta que se calculó su órbita en 1999. [12]

El primer descubrimiento aceptado de un troyano se produjo en febrero de 1906, cuando el astrónomo Max Wolf del Observatorio Estatal de Heidelberg-Königstuhl descubrió un asteroide en el punto Lagrangiano L 4 del sistema Sol - Júpiter , más tarde llamado 588 Aquiles . [2] En 1906-1907, el también astrónomo alemán August Kopff encontró dos troyanos más de Júpiter ( 624 Hektor y 617 Patroclus ). [2] Hektor, como Aquiles, pertenecía al enjambre L 4 ("delante" del planeta en su órbita), mientras que Patroclus fue el primer asteroide conocido que residía en el punto Lagrangiano L 5 ("detrás" del planeta). [13] En 1938, se habían detectado 11 troyanos de Júpiter. [14] Este número aumentó a 14 sólo en 1961. [2] A medida que los instrumentos mejoraron, la tasa de descubrimientos creció rápidamente: en enero de 2000, se habían descubierto un total de 257; [11] en mayo de 2003, el número había aumentado a 1.600. [15] En octubre de 2018, hay 4.601 troyanos de Júpiter conocidos en L 4 y 2.439 en L 5 . [dieciséis]

Nomenclatura

La costumbre de nombrar todos los asteroides en los puntos L 4 y L 5 de Júpiter en honor a héroes famosos de la Guerra de Troya fue sugerida por Johann Palisa de Viena , quien fue el primero en calcular con precisión sus órbitas. [2]

Los asteroides en la órbita principal (L 4 ) llevan el nombre de héroes griegos (el "nodo o campo griego" o " grupo de Aquiles "), y los de la órbita final (L 5 ) llevan el nombre de los héroes de Troya (los "troyanos"). nodo o campamento"). [2] Los asteroides 617 Patroclus y 624 Hektor fueron nombrados antes de que se ideara el gobierno de Grecia/Troya, lo que resultó en un "espía griego", Patroclus , en el nodo troyano y un "espía troyano", Héctor , en el nodo griego. [14] [17]

Números y masa

Un gráfico de contorno de potencial gravitacional que muestra los puntos lagrangianos de la Tierra; L 4 y L 5 están delante (arriba) y detrás (debajo) del planeta, respectivamente. Los puntos lagrangianos de Júpiter están situados de manera similar en su órbita mucho más grande.

Las estimaciones del número total de troyanos de Júpiter se basan en estudios profundos de áreas limitadas del cielo. [1] Se cree que el enjambre L 4 contiene entre 160.000 y 240.000 asteroides con diámetros superiores a 2 km y alrededor de 600.000 con diámetros superiores a 1 km. [1] [11] Si el enjambre L 5 contiene un número comparable de objetos, hay más de 1 millón de troyanos de Júpiter de 1 km de tamaño o más. Para los objetos con una magnitud absoluta superior a 9,0, la población probablemente esté completa. [15] Estos números son similares a los de asteroides comparables en el cinturón de asteroides. [1] La masa total de los troyanos de Júpiter se estima en 0,0001 de la masa de la Tierra o una quinta parte de la masa del cinturón de asteroides. [11]

Dos estudios más recientes indican que las cifras anteriores pueden sobreestimar varias veces el número de troyanos de Júpiter. Esta sobreestimación se debe a (1) la suposición de que todos los troyanos de Júpiter tienen un albedo bajo de aproximadamente 0,04, mientras que los cuerpos pequeños pueden tener un albedo promedio de hasta 0,12; [18] (2) una suposición incorrecta sobre la distribución de los troyanos de Júpiter en el cielo. [19] Según las nuevas estimaciones, el número total de troyanos de Júpiter con un diámetro superior a 2 km es de 6.300 ± 1.000 y 3.400 ± 500 en los enjambres L4 y L5, respectivamente. [19] Estos números se reducirían en un factor de 2 si los pequeños troyanos de Júpiter fueran más reflectantes que los grandes. [18]

El número de troyanos de Júpiter observados en el enjambre L 4 es ligeramente mayor que el observado en L 5 . Dado que los troyanos más brillantes de Júpiter muestran poca variación en número entre las dos poblaciones, esta disparidad probablemente se deba a un sesgo de observación. [5] Algunos modelos indican que el enjambre L 4 puede ser ligeramente más estable que el enjambre L 5 . [10]

El mayor troyano de Júpiter es 624 Hektor , que tiene un diámetro medio de 203 ± 3,6 km. [15] Hay pocos troyanos grandes de Júpiter en comparación con la población general. Al disminuir su tamaño, el número de troyanos de Júpiter crece muy rápidamente hasta los 84 kilómetros, mucho más que en el cinturón de asteroides. Un diámetro de 84 km corresponde a una magnitud absoluta de 9,5, suponiendo un albedo de 0,04. Dentro del rango de 4,4 a 40 km, la distribución de tamaños de los troyanos de Júpiter se asemeja a la de los asteroides del cinturón principal. No se sabe nada sobre las masas de los troyanos más pequeños de Júpiter. [10] La distribución del tamaño sugiere que los troyanos más pequeños pueden ser producto de colisiones de troyanos más grandes de Júpiter. [5]

Órbitas

Animación de la órbita de 624 Hektor (azul), frente a la órbita de Júpiter (elipse roja exterior)

Los troyanos de Júpiter tienen órbitas con radios entre 5,05 y 5,35 AU (el semieje mayor medio es 5,2 ± 0,15 AU) y están distribuidos en regiones curvas y alargadas alrededor de los dos puntos lagrangianos; [1] cada enjambre se extiende unos 26° a lo largo de la órbita de Júpiter, lo que equivale a una distancia total de aproximadamente 2,5 AU. [11] La anchura de los enjambres equivale aproximadamente a dos radios de Hill , que en el caso de Júpiter asciende a aproximadamente 0,6 UA. [10] Muchos de los troyanos de Júpiter tienen grandes inclinaciones orbitales en relación con el plano orbital de Júpiter, hasta 40°. [11]

Los troyanos de Júpiter no mantienen una separación fija de Júpiter. Libran lentamente alrededor de sus respectivos puntos de equilibrio, acercándose o alejándose periódicamente de Júpiter. [10] Los troyanos de Júpiter generalmente siguen caminos llamados órbitas de renacuajo alrededor de los puntos lagrangianos; el período medio de su libración es de unos 150 años. [11] La amplitud de la libración (a lo largo de la órbita joviana) varía de 0,6° a 88°, siendo el promedio de unos 33°. [10] Las simulaciones muestran que los troyanos de Júpiter pueden seguir trayectorias aún más complicadas cuando se mueven de un punto lagrangiano a otro; estas se llaman órbitas de herradura (actualmente no se conoce ningún troyano de Júpiter con tal órbita, aunque se conoce uno para Neptuno ). [10]

Familias dinámicas y binarios.

Discernir familias dinámicas dentro de la población de troyanos de Júpiter es más difícil que en el cinturón de asteroides, porque los troyanos de Júpiter están encerrados dentro de un rango mucho más estrecho de posiciones posibles. Esto significa que los grupos tienden a superponerse y fusionarse con el enjambre general. En 2003 se identificaron aproximadamente una docena de familias dinámicas. Las familias de troyanos de Júpiter son mucho más pequeñas que las familias del cinturón de asteroides; la familia identificada más grande, el grupo Menelao, consta de sólo ocho miembros. [5]

En 2001, 617 Patroclus fue el primer troyano de Júpiter identificado como un asteroide binario . [20] La órbita del binario está extremadamente cerca, a 650 km, en comparación con los 35.000 km de la esfera Hill del primario . [21] El troyano más grande de Júpiter, 624 Hektor , es probablemente un binario de contacto con una luna. [5] [22] [23]

Propiedades físicas

El troyano 624 Hektor (indicado) es similar en brillo al planeta enano Plutón .

Los troyanos de Júpiter son cuerpos oscuros de forma irregular. Sus albedos geométricos varían generalmente entre el 3 y el 10%. [15] El valor medio es 0,056 ± 0,003 para los objetos de más de 57 km, [5] y 0,121 ± 0,003 (banda R) para los de menos de 25 km. [18] El asteroide 4709 Ennomos tiene el albedo más alto (0,18) de todos los troyanos de Júpiter conocidos. [15] Poco se sabe sobre las masas, la composición química, la rotación u otras propiedades físicas de los troyanos de Júpiter. [5]

Rotación

Las propiedades de rotación de los troyanos de Júpiter no se conocen bien. El análisis de las curvas de luz de rotación de 72 troyanos de Júpiter arrojó un período de rotación promedio de aproximadamente 11,2 horas, mientras que el período promedio de la muestra de control de asteroides en el cinturón de asteroides fue de 10,6 horas. [24] La distribución de los períodos de rotación de los troyanos de Júpiter parecía estar bien aproximada mediante una función Maxwelliana , [Nota 2] mientras que se encontró que la distribución de los asteroides del cinturón principal no era Maxwelliana, con un déficit de períodos en el rango 8 a 10 horas. [24] La distribución maxwelliana de los períodos de rotación de los troyanos de Júpiter puede indicar que han experimentado una evolución colisional más fuerte en comparación con el cinturón de asteroides. [24]

En 2008, un equipo del Calvin College examinó las curvas de luz de una muestra desviada de diez troyanos de Júpiter y encontró un período de giro medio de 18,9 horas. Este valor fue significativamente mayor que el de los asteroides del cinturón principal de tamaño similar (11,5 horas). La diferencia podría significar que los troyanos de Júpiter poseen una densidad promedio más baja, lo que puede implicar que se formaron en el cinturón de Kuiper (ver más abajo). [25]

Composición

Espectroscópicamente , los troyanos de Júpiter son en su mayoría asteroides de tipo D , que predominan en las regiones exteriores del cinturón de asteroides. [5] Un pequeño número están clasificados como asteroides de tipo P o C. [24] Sus espectros son rojos (lo que significa que reflejan más luz en longitudes de onda más largas) o neutros y sin rasgos distintivos. [15] Hasta 2007 no se ha obtenido evidencia firme de agua, sustancias orgánicas u otros compuestos químicos . 4709 Ennomos tiene un albedo ligeramente superior al promedio de Júpiter-troyano, lo que puede indicar la presencia de hielo de agua. Algunos otros troyanos de Júpiter, como 911 Agamenón y 617 Patroclus , han mostrado absorciones muy débiles a 1,7 y 2,3 μm, lo que podría indicar la presencia de sustancias orgánicas. [26] Los espectros de los troyanos de Júpiter son similares a los de las lunas irregulares de Júpiter y, hasta cierto punto, a los núcleos de los cometas , aunque los troyanos de Júpiter son espectralmente muy diferentes de los objetos más rojos del cinturón de Kuiper. [1] [5] El espectro de un troyano de Júpiter se puede comparar con una mezcla de hielo de agua, una gran cantidad de material rico en carbono ( carbón vegetal ), [5] y posiblemente silicatos ricos en magnesio . [24] La composición de la población de troyanos de Júpiter parece ser notablemente uniforme, con poca o ninguna diferenciación entre los dos enjambres. [27]

Un equipo del Observatorio Keck en Hawaii anunció en 2006 que había medido la densidad del troyano binario de Júpiter 617 Patroclus como menor que la del hielo de agua (0,8 g/cm 3 ), lo que sugiere que el par, y posiblemente muchos otros troyanos Estos objetos se parecen más a los cometas o a los objetos del cinturón de Kuiper en su composición (hielo de agua con una capa de polvo) que a los asteroides del cinturón principal. [21] En contra de este argumento, la densidad de Hektor determinada a partir de su curva de luz rotacional (2.480 g/cm 3 ) es significativamente mayor que la de 617 Patroclus. [23] Tal diferencia en densidades sugiere que la densidad puede no ser un buen indicador del origen de los asteroides. [23]

Origen y evolución

Han surgido dos teorías principales para explicar la formación y evolución de los troyanos de Júpiter. El primero sugiere que los troyanos de Júpiter se formaron en la misma parte del Sistema Solar que Júpiter y entraron en sus órbitas mientras éste se estaba formando. [10] La última etapa de la formación de Júpiter implicó un crecimiento desbocado de su masa mediante la acumulación de grandes cantidades de hidrógeno y helio del disco protoplanetario ; Durante este crecimiento, que duró sólo unos 10.000 años, la masa de Júpiter se multiplicó por diez. Los planetesimales que tenían aproximadamente las mismas órbitas que Júpiter fueron atrapados por la mayor gravedad del planeta. [10] El mecanismo de captura fue muy eficiente: alrededor del 50% de todos los planetesimales restantes quedaron atrapados. Esta hipótesis tiene dos problemas principales: el número de cuerpos atrapados excede la población observada de troyanos de Júpiter en cuatro órdenes de magnitud , y los asteroides troyanos de Júpiter actuales tienen inclinaciones orbitales mayores que las predichas por el modelo de captura. [10] Las simulaciones de este escenario muestran que tal modo de formación también inhibiría la creación de troyanos similares para Saturno , y esto ha sido confirmado por la observación: hasta la fecha no se han encontrado troyanos cerca de Saturno. [28] En una variación de esta teoría, Júpiter captura troyanos durante su crecimiento inicial y luego migra a medida que continúa creciendo. Durante la migración de Júpiter, las órbitas de los objetos en órbitas de herradura se distorsionan, lo que provoca que el lado L4 de estas órbitas esté demasiado ocupado. Como resultado, un exceso de troyanos queda atrapado en el lado L4 cuando las órbitas de herradura cambian a órbitas de renacuajo a medida que Júpiter crece. Este modelo también deja a la población de troyanos de Júpiter entre 3 y 4 órdenes de magnitud demasiado grande. [29]

La segunda teoría propone que los troyanos de Júpiter fueron capturados durante la migración de los planetas gigantes descritos en el modelo de Niza . En el modelo de Niza, las órbitas de los planetas gigantes se volvieron inestables entre 500 y 600 millones de años después de la formación del Sistema Solar, cuando Júpiter y Saturno cruzaron su resonancia de movimiento medio 1:2 . Los encuentros entre planetas dieron como resultado que Urano y Neptuno se dispersaran hacia el cinturón de Kuiper primordial , interrumpiéndolo y arrojando millones de objetos hacia adentro. [30] Cuando Júpiter y Saturno estaban cerca de su resonancia 1:2, las órbitas de los troyanos de Júpiter preexistentes se volvieron inestables durante una resonancia secundaria con Júpiter y Saturno. Esto ocurrió cuando el período de libración de los troyanos alrededor de su punto lagrangiano tenía una proporción de 3:1 con respecto al período en el que circulaba la posición donde Júpiter pasa por Saturno en relación con su perihelio. Este proceso también fue reversible, permitiendo que una fracción de los numerosos objetos dispersos hacia el interior por Urano y Neptuno entraran en esta región y fueran capturados cuando las órbitas de Júpiter y Saturno se separaron. Estos nuevos troyanos tenían una amplia gama de inclinaciones, resultado de múltiples encuentros con los planetas gigantes antes de ser capturados. [31] Este proceso también puede ocurrir más tarde, cuando Júpiter y Saturno cruzan resonancias más débiles. [32]

En una versión revisada del modelo de Niza, los troyanos de Júpiter son capturados cuando Júpiter se encuentra con un gigante de hielo durante la inestabilidad. En esta versión del modelo de Niza, uno de los gigantes de hielo (Urano, Neptuno o un quinto planeta perdido ) se dispersa hacia adentro en una órbita que cruza a Júpiter y Júpiter lo dispersa hacia afuera, lo que provoca que las órbitas de Júpiter y Saturno se separen rápidamente. Cuando el semieje mayor de Júpiter salta durante estos encuentros, los troyanos existentes en Júpiter pueden escapar y se capturan nuevos objetos con semiejes mayores similares al nuevo semieje mayor de Júpiter. Después de su último encuentro, el gigante de hielo puede pasar a través de uno de los puntos de libración y perturbar sus órbitas, dejando este punto de libración agotado en relación con el otro. Una vez finalizados los encuentros, algunos de estos troyanos de Júpiter se pierden y otros son capturados cuando Júpiter y Saturno están cerca de resonancias de movimiento medio débiles, como la resonancia 3:7 a través del mecanismo del modelo original de Niza. [32]

El futuro a largo plazo de los troyanos de Júpiter es cuestionable, porque múltiples resonancias débiles con Júpiter y Saturno hacen que con el tiempo se comporten de forma caótica. [33] La destrucción por colisión agota lentamente la población de troyanos de Júpiter a medida que se expulsan los fragmentos. Los troyanos de Júpiter expulsados ​​podrían convertirse en satélites temporales de Júpiter o en cometas de la familia de Júpiter . [5] Las simulaciones muestran que las órbitas de hasta el 17% de los troyanos de Júpiter son inestables a lo largo de la edad del Sistema Solar. [34] Levison et al. Se cree que aproximadamente 200 troyanos de Júpiter expulsados ​​de más de 1 km de diámetro podrían estar viajando por el Sistema Solar, y algunos posiblemente en órbitas que cruzan la Tierra. [35] Algunos de los troyanos de Júpiter que escaparon pueden convertirse en cometas de la familia de Júpiter a medida que se acercan al Sol y el hielo de su superficie comienza a evaporarse. [35]

Exploración

El 4 de enero de 2017, la NASA anunció que Lucy fue seleccionada como una de sus dos próximas misiones del Programa Discovery . [36] Lucy está preparada para explorar siete [37] troyanos de Júpiter. Fue lanzado el 16 de octubre de 2021 y llegará a la nube troyana L 4 en 2027 después de dos asistencias de gravedad de la Tierra y un sobrevuelo de un asteroide del cinturón principal. Luego regresará a las proximidades de la Tierra para recibir otra asistencia gravitatoria que lo llevará a la nube troyana L 5 de Júpiter , donde visitará 617 Patroclus . [38]

Ver también

Notas

  1. ^ Los otros tres puntos (L 1 , L 2 y L 3 ) son inestables. [10]
  2. ^ La función maxwelliana es , donde es el período de rotación promedio, es la dispersión de períodos.

Referencias

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