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El grupo Himalia es un grupo de satélites irregulares progrados de Júpiter que siguen órbitas similares a Himalia y se cree que tienen un origen común. [1]
Los miembros conocidos del grupo son (en orden de distancia creciente a Júpiter):
Sheppard descubrió otros dos satélites posibles en 2017 que probablemente forman parte del grupo Himalia, pero eran demasiado débiles ( magnitud >24) para poder rastrearlos y confirmarlos como satélites. [2]
La Unión Astronómica Internacional (UAI) reserva los nombres de las lunas de Júpiter que terminan en -a (Led a , Himali a, etc.) para las lunas de este grupo a fin de indicar movimientos progrados de estos cuerpos en relación con Júpiter, su objeto gravitacionalmente central. [3]
Características y origen
Los objetos del grupo Himalia tienen semiejes mayores (distancias desde Júpiter) en el rango de 11,10 y 12,30 Gm , inclinaciones entre 27,2° y 29,1° y excentricidades entre 0,11 y 0,24. Todos orbitan en dirección prograda. En apariencia física, el grupo es muy homogéneo, todos los satélites muestran colores neutros ( índices de color B−V = 0,66 y V−R = 0,36) similares a los de los asteroides de tipo C. Dada la dispersión limitada de los parámetros orbitales y la homogeneidad espectral , se ha sugerido que el grupo podría ser un remanente de la ruptura de un asteroide del cinturón de asteroides principal . [4] El radio del asteroide padre probablemente era de unos 89 km, solo un poco más grande que el de Himalia, que conserva aproximadamente el 87% de la masa del cuerpo original. Esto indica que el asteroide no fue muy perturbado. [1]
Las integraciones numéricas muestran una alta probabilidad de colisiones entre los miembros del grupo progrado durante la vida útil del sistema solar ( por ejemplo, en promedio 1,5 colisiones entre Himalia y Elara). Además, las mismas simulaciones han mostrado probabilidades bastante altas de colisiones entre satélites progrados y retrógrados (por ejemplo, Pasiphae y Himalia tienen una probabilidad de colisión del 27% dentro de 4,5 gigaaños ). En consecuencia, se ha sugerido que el grupo actual podría ser el resultado de una historia de colisiones más reciente y rica entre los satélites progrados y retrógrados en oposición a la ruptura única poco después de la formación del planeta que se ha inferido para los grupos Carme y Ananke . [5]
Referencias
- ^ ab Scott S. Sheppard , David C. Jewitt Una abundante población de pequeños satélites irregulares alrededor de Júpiter , Nature, 423 (mayo de 2003), pp.261-263 (pdf) Archivado el 13 de agosto de 2006 en Wayback Machine.
- ^ Sheppard, Scott; Williams, Gareth; Tholen, David; Trujillo, Chadwick; Brozovic, Marina; Thirouin, Audrey; et al. (agosto de 2018). "Nuevos satélites de Júpiter y colisiones Luna-Luna". Notas de investigación de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 2 (3): 155. arXiv : 1809.00700 . Bibcode :2018RNAAS...2..155S. doi : 10.3847/2515-5172/aadd15 . S2CID: 55052745. 155.
- ^ Antonietta Barucci, M. (2008). "Satélites irregulares de los planetas gigantes" (PDF) . En M. Antonietta Barucci; Hermann Boehnhardt; Dale P. Cruikshank; Alessandro Morbidelli (eds.). El sistema solar más allá de Neptuno . University of Arizona Press. pág. 414. ISBN 9780816527557Archivado desde el original (PDF) el 10 de agosto de 2017 . Consultado el 22 de julio de 2017 .
- ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J .; Gladman, Brett ; Aksnes, Kaare (2003-01-02). "Estudio fotométrico de los satélites irregulares". Icarus . 166 : 33– 45 . Consultado el 9 de enero de 2024 – vía ArXiv .
- ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé y Luke Dones Origen colisional de familias de satélites irregulares , The Astronomical Journal, 127 (2004), págs. 1768-1783 (pdf).