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Articulo de referencia

Grupo Ananke

Este diagrama compara los elementos orbitales y los tamaños relativos de los miembros conocidos del grupo Ananke hasta abril de 2026. El eje horizontal ilustra su distancia prom...

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Este diagrama compara los elementos orbitales y los tamaños relativos de los miembros conocidos del grupo Ananke hasta abril de 2026.El eje horizontal ilustra su distancia promedio a Júpiter, el eje vertical su inclinación orbital y los círculos sus tamaños relativos.
107 lunas irregulares de Júpiter representadas gráficamente según su semieje mayor e inclinación a abril de 2026.El grupo Ananke se muestra como un denso cúmulo de puntos de color amarillo a la izquierda.

El grupo (o familia o cúmulo ) de Ananke es un conjunto de satélites irregulares retrógrados de Júpiter que siguen órbitas similares a las de Ananke y se cree que tienen un origen común. Se infiere que son fragmentos resultantes de una única fragmentación poco después del período de formación del planeta.

Sus semiejes mayores (distancias a Júpiter) oscilan entre 19,2 y 21,8 millones de km, sus inclinaciones orbitales entre 144,3° y 155,5°, y sus excentricidades orbitales entre 0,09 y 0,30.

La Unión Astronómica Internacional (IAU) reserva nombres que terminan en -e para todas las lunas retrógradas de Júpiter, incluidas las que pertenecen a este grupo.

Origen

Se cree que el grupo Ananke se formó cuando un asteroide fue capturado por Júpiter y posteriormente fragmentado por una colisión. Esta creencia se basa en el hecho de que la dispersión de los parámetros orbitales medios [ a ] de los miembros centrales es muy pequeña y puede explicarse mediante un pequeño impulso de velocidad (15 < δV < 80  m/s), compatible con una única colisión y fragmentación. [ 1 ]

Según el tamaño de los satélites, el asteroide original podría haber tenido unos 28  km de diámetro. Dado que este valor se aproxima al diámetro de Ananke, es probable que el cuerpo progenitor no haya sufrido grandes daños. [ 2 ]

Sin embargo, los estudios fotométricos disponibles ponen esto en duda y sugieren que la resonancia secular ha mezclado los grupos Ananke y Pasiphae : tres de las lunas de la primera familia ( Harpalyke , Praxidike e Iocaste ) muestran colores grises similares ( índices de color promedio : B−V = 0,77 y V−R = 0,42) mientras que Ananke se encuentra en el límite entre el gris y el rojo claro. [ 3 ]

La formación del grupo Ananke probablemente se produjo mediante una colisión con un planetesimal que pasaba cerca , en lugar de un impacto entre lunas. [ 4 ] Debido a sus períodos orbitales más largos y mayores distancias de Júpiter, las colisiones son raras entre los satélites retrógrados. Las integraciones numéricas muestran que el número esperado de colisiones en los últimos 4.500 millones de años entre todas las lunas retrógradas combinadas es de alrededor de 1, lo que probablemente no sea lo suficientemente común como para haber producido las familias. [ 1 ] El impactador del objeto padre produjo un gran cráter, pero no fue lo suficientemente grande como para perturbar catastróficamente al progenitor, ya que el fragmento más grande todavía tiene el 96% de la masa del cuerpo padre. Se requiere que el diámetro del impactador sea de 0,53 km; los planetesimales de ese tamaño eran muy comunes al principio de la formación del Sistema Solar. Sin embargo, un origen por colisión entre lunas sigue siendo plausible si el número de lunas irregulares retrógradas alrededor de Júpiter fue mucho más numeroso en el pasado. Se infiere que el grupo Carme tiene una formación similar. [ 4 ]

Clasificación

El grupo Ananke se identifica generalmente de forma visual en el espacio de elementos orbitales, diferenciándose en inclinación del grupo Carme y teniendo semiejes mayores más pequeños que el grupo Pasiphae. Sin embargo, algunos autores consideran que solo el cúmulo compacto que rodea inmediatamente a Ananke forma parte de su grupo. [ 1 ] [ 4 ] [ 5 ] En otras ocasiones, no se distingue entre los grupos Ananke y Pasiphae, y ambos pueden considerarse un único grupo. [ 3 ] [ 6 ] [ 7 ]

Lista

Los miembros del grupo Ananke son (en orden de fecha de anuncio): [ 8 ] [ 4 ]

Notas

  1. ↑ Los parámetros orbitales osculadores de los satélites irregulares de Júpiter varían considerablemente en intervalos cortos debido a la fuerte perturbación del Sol. Por ejemplo, se han reportado cambios de hasta 1 millón de km en el semieje mayor en 2 años, 0,5 en la excentricidad en 12 años y hasta 5° en la inclinación en 24 años. Los elementos orbitales medios son los promedios calculados mediante la integración numérica de los elementos actuales durante un largo período de tiempo, utilizados para determinar las familias dinámicas.
  2. ↑ Un período negativo indica movimiento retrógrado.

Referencias

  1. 1 2 3 Nesvorný, David; Alvarellos, José LA; Hecho, Luke; Levison, Harold F. (julio de 2003). «Evolución orbital y colisional de los satélites irregulares» . La Revista Astronómica . 126 (1): 398– 429. Bibcode : 2003AJ....126..398N . doi : 10.1086/375461 . S2CID 8502734 . 
  2. ↑ Sheppard, Scott S. ; Jewitt, David C. (5 de mayo de 2003). "Una abundante población de pequeños satélites irregulares alrededor de Júpiter" ( PDF) . Nature . 423 (6937): 261– 263. Bibcode : 2003Natur.423..261S . doi : 10.1038/nature01584 . PMID 12748634. S2CID 4424447. Archivado del original (PDF) el 13 de agosto de 2006.  
  3. 1 2 Grav, Tommy ; Holman, Matthew J .; Gladman, Brett ; Aksnes, Kaare (2 de enero de 2003). "Estudio fotométrico de los satélites irregulares". Icarus . 166 (1): 33– 45. arXiv : astro-ph/0301016 . Bibcode : 2003Icar..166...33G . doi : 10.1016/j.icarus.2003.07.005 . S2CID 7793999 . 
  4. 1 2 3 4 Nesvorný, David; Beaugé, Cristian; Dones, Luke (2004). "Origen colisional de familias de satélites irregulares" . The Astronomical Journal . 127 (3): 1768– 1783. Bibcode : 2004AJ....127.1768N . doi : 10.1086/382099 . S2CID 27293848 – vía IOP Publishing . 
  5. ↑ Brozovic, Marina; Jacobson, Robert A. (1 de abril de 2017). "Las órbitas de los satélites irregulares de Júpiter" . La Revista Astronómica . 153 (4): 147. Bibcode : 2017AJ....153..147B . doi : 10.3847/1538-3881/aa5e4d . ISSN 0004-6256 . 
  6. ↑ Grav, T.; Bauer, JM; Mainzer, AK; Masiero, JR; Nugent, CR; Cutri, RM; Sonnett, S.; Kramer, E. (4 de agosto de 2015). "NEOWISE: OBSERVACIONES DE LOS SATÉLITES IRREGULARES DE JÚPITER Y SATURNO" . The Astrophysical Journal . 809 (1): 3. arXiv : 1505.07820 . Bibcode : 2015ApJ...809....3G . doi : 10.1088/0004-637X/809/1/3 . ISSN 1538-4357 . S2CID 5834661 .  
  7. ↑ Vilas, Faith; Hendrix, Amanda R. (1 de febrero de 2024). "Pistas sobre el origen de los satélites irregulares exteriores de Júpiter a partir de espectros de reflectancia" . The Planetary Science Journal . 5 (2): 34. Bibcode : 2024PSJ.....5...34V . doi : 10.3847/PSJ/ad150b . ISSN 2632-3338 . S2CID 267531422 .  
  8. ↑ Sheppard, Scott S .; Jewitt, David C .; Porco, Carolyn (2004). "Satélites exteriores y troyanos de Júpiter" (PDF) . En Bagenal, Fran ; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Júpiter. El planeta, los satélites y la magnetosfera . Ciencia planetaria de Cambridge. Vol. 1. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press . págs. 263–280 . Bibcode : 2004jpsm.book..263J . ISBN   0-521-81808-7. S2CID 117582048 . Archivado del original (PDF) el 14 de junio de 2007. 
  9. ↑ "Lunas de Júpiter" . Laboratorio de la Tierra y los Planetas . Institución Carnegie para la Ciencia. 25 de enero de 2024.
  10. ↑ "Elementos medios de satélites planetarios" . Laboratorio de Propulsión a Chorro . Instituto Tecnológico de California. 25 de enero de 2024.
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