حصان طروادة المشتري

الموسوعة الحرة

الكويكبات في النظام الشمسي الداخلي والمشتري
  أحصنة طروادة المشتري
  كويكبات هيلدا 		  حزام الكويكبات
  مدارات الكواكب​
تنقسم أحصنة طروادة المشتري إلى مجموعتين: المعسكر اليوناني أمام ومعسكر طروادة خلف المشتري في مدارهما.

الكويكبات الطروادية للمشتري ، والتي تسمى عادةً بالكويكبات الطروادية أو ببساطة أحصنة طروادة ، هي مجموعة كبيرة من الكويكبات التي تشترك في مدار كوكب المشتري حول الشمس . وبالنسبة لكوكب المشتري، فإن كل طروادة تدور حول إحدى نقاط لاغرانج المستقرة للمشتري : إما L 4 ، والتي توجد على بعد 60 درجة أمام الكوكب في مداره، أو L 5 ، والتي توجد على بعد 60 درجة خلفه. وتوزع أحصنة طروادة للمشتري في منطقتين مستطيلتين منحنيتين حول نقاط لاغرانج هذه بمتوسط ​​نصف محور رئيسي يبلغ حوالي 5.2  وحدة فلكية . [1]

تم اكتشاف أول أحصنة طروادة للمشتري، 588 أخيل ، في عام 1906 من قبل عالم الفلك الألماني ماكس وولف . [2] تم العثور على أكثر من 9800 أحصنة طروادة للمشتري اعتبارًا من مايو 2021. [ 3] وفقًا للاتفاقية، تم تسمية كل منها من الأساطير اليونانية على اسم شخصية من حرب طروادة ، ومن هنا جاء اسم "حصان طروادة". يُعتقد أن العدد الإجمالي لأحصنة طروادة للمشتري التي يزيد قطرها عن كيلومتر واحد يبلغ حوالي مليون ، [1] وهو ما يعادل تقريبًا عدد الكويكبات التي يزيد قطرها عن كيلومتر واحد في حزام الكويكبات . [4] مثل كويكبات الحزام الرئيسي، تشكل أحصنة طروادة للمشتري عائلات . [5]

اعتبارًا من عام 2004 ، أظهرت العديد من أحصنة طروادة المشتري للأجهزة الرصدية كأجسام داكنة ذات أطياف حمراء عديمة الملامح . لم يتم الحصول على دليل قاطع على وجود الماء أو أي مركب محدد آخر على سطحها، ولكن يُعتقد أنها مغلفة بالثولينات ، وهي بوليمرات عضوية تشكلت بواسطة إشعاع الشمس. [6] تتراوح كثافة أحصنة طروادة المشتري (كما تم قياسها من خلال دراسة الثنائيات أو منحنيات الضوء الدورانية) من 0.8 إلى 2.5 جم · سم −3 . [5] يُعتقد أن أحصنة طروادة المشتري قد تم أسرها في مداراتها خلال المراحل المبكرة من تكوين النظام الشمسي أو بعد ذلك بقليل، أثناء هجرة الكواكب العملاقة. [5]

يشير مصطلح "الكويكب طروادة" على وجه التحديد إلى الكويكبات التي تدور في مدار مشترك مع كوكب المشتري، ولكن المصطلح العام " حصان طروادة " يُطبق أحيانًا بشكل أكثر عمومية على أجسام أخرى صغيرة في النظام الشمسي لها علاقات مماثلة مع أجسام أكبر: من المعروف أن أحصنة طروادة المريخ ، وأحصنة طروادة نبتون ، وأحصنة طروادة أورانوس ، وأحصنة طروادة الأرض موجودة. [7] [8] [9] يُفهم مصطلح "الكويكب طروادة" عادةً على أنه يعني أحصنة طروادة المشتري على وجه التحديد لأن أحصنة طروادة الأولى اكتُشفت بالقرب من مدار كوكب المشتري والمشتري لديه حاليًا أكثر أحصنة طروادة شهرة. [3]

التاريخ الرصدي

ماكسيميليان فرانز جوزيف كورنيليوس وولف (1890) - مكتشف أول حصان طروادة

في عام 1772، تنبأ عالم الرياضيات الإيطالي المولد جوزيف لويس لاجرانج ، في دراسته لمشكلة الأجسام الثلاثة المقيدة ، بأن الجسم الصغير الذي يشترك في مدار مع كوكب ولكنه يقع أمامه أو خلفه بمقدار 60 درجة سوف يُحاصر بالقرب من هذه النقاط. [2] سوف يتحرك الجسم المحاصر ببطء حول نقطة التوازن في مدار على شكل شرغوف أو حدوة حصان . [10] تُسمى هذه النقاط الأمامية والخلفية نقاط لاجرانج L 4 و L 5. [ 11] [ملاحظة 1] تم رصد أول الكويكبات المحاصرة في نقاط لاجرانج بعد أكثر من قرن من فرضية لاجرانج. كانت تلك المرتبطة بالمشتري هي أول من تم اكتشافها. [2]

قام إي إي بارنارد بأول ملاحظة مسجلة لحصان طروادة، (12126) 1999 RM 11 (تم تحديده باسم A904 RD في ذلك الوقت)، في عام 1904، لكن لا هو ولا غيره أدركوا أهميته في ذلك الوقت. [12] اعتقد بارنارد أنه رأى قمر زحل المكتشف حديثًا فيبي ، والذي كان على بعد دقيقتين قوسيتين فقط في السماء في ذلك الوقت، أو ربما كويكبًا. لم يتم فهم هوية الجسم حتى تم حساب مداره في عام 1999. [12]

حدث أول اكتشاف مقبول لطروادة في فبراير 1906، عندما اكتشف عالم الفلك ماكس وولف من مرصد هايدلبيرج كونيجشتول الحكومي كويكبًا عند نقطة لاغرانج L 4 لنظام الشمس - المشتري ، والذي سُمي لاحقًا 588 أخيل . [2] في عامي 1906-1907، عثر عالم الفلك الألماني أغسطس كوبف على اثنين من أحصنة طروادة المشتري الأخرى ( 624 هيكتور و 617 باتروكلس ). [2] ينتمي هيكتور، مثل أخيل، إلى سرب L 4 ("أمام" الكوكب في مداره)، بينما كان باتروكلس أول كويكب معروف يقيم في نقطة لاغرانج L 5 ("خلف" الكوكب). [13] بحلول عام 1938، تم اكتشاف 11 حصان طروادة للمشتري. [14] ارتفع هذا العدد إلى 14 فقط في عام 1961. [2] ومع تحسن الأدوات، نما معدل الاكتشاف بسرعة: بحلول يناير 2000، تم اكتشاف ما مجموعه 257؛ [11] وبحلول مايو 2003 ، نما العدد إلى 1600. [15] اعتبارًا من أكتوبر 2018، يوجد 4601 من أحصنة طروادة المشتري المعروفة في L 4 و2439 في L 5. [16]

التسمية

تم اقتراح عادة تسمية جميع الكويكبات في نقطتي L 4 و L 5 على كوكب المشتري على اسم أبطال مشهورين من حرب طروادة من قبل يوهان باليسا من فيينا ، الذي كان أول من قام بحساب مداراتهم بدقة. [2]

الكويكبات الموجودة في المدار الرئيسي (L 4 ) سميت على اسم أبطال يونانيين ("العقدة أو المعسكر اليوناني" أو " مجموعة أخيل ")، وتلك الموجودة في المدار الخلفي (L 5 ) سميت على اسم أبطال طروادة ("العقدة أو المعسكر الطروادي"). [2] تم تسمية الكويكبات 617 باتروكلس و 624 هيكتور قبل ابتكار قاعدة اليونان/طروادة، مما أدى إلى "جاسوس يوناني"، باتروكلس ، في عقدة طروادة و"جاسوس طروادة"، هيكتور ، في العقدة اليونانية. [14] [17]

في عام 2018، في جمعيته العامة الثلاثين في فيينا، عدل الاتحاد الفلكي الدولي اتفاقية تسمية أحصنة طروادة المشتري، مما يسمح بتسمية الكويكبات التي يزيد مؤشرها الهيدروجيني عن 12 (أي أن متوسط ​​قطرها أصغر من حوالي 22 كيلومترًا، لبياض افتراضي يبلغ 0.057) على اسم الرياضيين الأولمبيين، لأن هناك الآن أحصنة طروادة المشتري المعروفة أكثر بكثير من الأسماء المتاحة للمحاربين اليونانيين والطرواديين الذين قاتلوا في حرب طروادة. [18]

الأعداد والكتلة

رسم تخطيطي لخطوط الجاذبية المحتملة يوضح نقاط لاغرانج للأرض؛ حيث تقع L 4 وL 5 أمام (فوق) الكوكب وخلفه (أسفله)، على التوالي. وتقع نقاط لاغرانج للمشتري بشكل مماثل في مداره الأكبر كثيرًا.

تعتمد تقديرات العدد الإجمالي لأحصنة طروادة المشتري على مسوحات عميقة لمناطق محدودة من السماء. [1] يُعتقد أن سرب L 4 يحتوي على ما بين 160.000 و 240.000 كويكب بأقطار أكبر من 2 كم وحوالي 600.000 بأقطار أكبر من 1 كم. [1] [11] إذا احتوى سرب L 5 على عدد مماثل من الأجسام، فهناك أكثر من مليون أحصنة طروادة للمشتري بحجم 1 كم أو أكبر. بالنسبة للأجسام الأكثر سطوعًا من القدر المطلق 9.0، فمن المحتمل أن يكون عدد السكان كاملاً. [15] هذه الأرقام مماثلة لتلك الخاصة بالكويكبات المماثلة في حزام الكويكبات. [1] تقدر الكتلة الإجمالية لأحصنة طروادة المشتري بنحو 0.0001 من كتلة الأرض أو خمس كتلة حزام الكويكبات. [11]

تشير دراستان أحدث إلى أن الأرقام المذكورة أعلاه قد تبالغ في تقدير عدد أحصنة طروادة المشتري بعدة أضعاف. ويعود هذا المبالغة في التقدير إلى (1) افتراض أن جميع أحصنة طروادة المشتري لها بياض منخفض يبلغ حوالي 0.04، في حين أن الأجسام الصغيرة قد يكون متوسط ​​بياضها يصل إلى 0.12؛ [19] (2) افتراض غير صحيح حول توزيع أحصنة طروادة المشتري في السماء. [20] ووفقًا للتقديرات الجديدة، فإن العدد الإجمالي لأحصنة طروادة المشتري التي يزيد قطرها عن 2 كم هو 6300 ± 1000 و 3400 ± 500 في أسراب L 4 وL 5 على التوالي. [20] وسوف يتم تقليل هذه الأرقام بعامل 2 إذا كانت أحصنة طروادة المشتري الصغيرة أكثر انعكاسًا من الأجرام الكبيرة. [19]

عدد أحصنة طروادة المشتري التي تم رصدها في سرب L 4 أكبر قليلاً من العدد الذي تم رصده في L 5. ولأن أحصنة طروادة المشتري الأكثر سطوعًا لا تظهر اختلافًا كبيرًا في الأعداد بين المجموعتين، فمن المحتمل أن يكون هذا التفاوت ناتجًا عن تحيز في الرصد. [5] تشير بعض النماذج إلى أن سرب L 4 قد يكون أكثر استقرارًا قليلاً من سرب L 5. [10]

أكبر كويكب طروادة في كوكب المشتري هو 624 هيكتور ، والذي يبلغ متوسط ​​قطره 203 ± 3.6 كم. [15] هناك عدد قليل من كويكبات طروادة المشتري الكبيرة مقارنة بالسكان الإجماليين. مع تناقص الحجم، ينمو عدد كويكبات طروادة المشتري بسرعة كبيرة حتى يصل إلى 84 كم، وهو أكبر بكثير من ذلك الموجود في حزام الكويكبات. يتوافق قطر 84 كم مع القدر المطلق 9.5، بافتراض أن البياض 0.04. في نطاق 4.4-40 كم، يشبه توزيع حجم كويكبات طروادة المشتري توزيع كويكبات الحزام الرئيسي. لا يُعرف أي شيء عن كتل كويكبات طروادة المشتري الأصغر حجمًا. [10] يشير توزيع الحجم إلى أن كويكبات طروادة المشتري الأصغر حجمًا قد تكون نتاجًا لاصطدامات من قبل كويكبات طروادة المشتري الأكبر حجمًا. [5]

أكبر أحصنة طروادة في كوكب المشتري
حصان طروادة القطر (كم)
624 هيكتور 225
617 باتروكلوس 140
911 أجاممنون 131
588 أخيل 130
3451 مرشد 126
3317 باريس 119
ديفوبوس 1867 118
1172 إينيس 118
1437 ديوميديس 118
1143 أوديسيوس 115
المصدر: قاعدة بيانات الأجسام الصغيرة التابعة لمختبر الدفع النفاث، بيانات NEOWISE

المدارات

رسم متحرك لمدار 624 هكتور (باللون الأزرق)، مقابل مدار كوكب المشتري (القطع الناقص الأحمر الخارجي)

تمتلك أحصنة طروادة المشتري مدارات ذات أقطار تتراوح بين 5.05 و5.35 وحدة فلكية (يبلغ متوسط ​​نصف المحور الرئيسي 5.2 ± 0.15 وحدة فلكية)، وهي موزعة في جميع أنحاء المناطق الطويلة المنحنية حول نقطتي لاجرانج؛ [1] يمتد كل سرب لحوالي 26 درجة على طول مدار المشتري، مما يبلغ إجمالي المسافة حوالي 2.5 وحدة فلكية. [11] يبلغ عرض الأسراب تقريبًا نصف قطر هيل ، والذي يبلغ في حالة المشتري حوالي 0.6 وحدة فلكية. [10] تمتلك العديد من أحصنة طروادة المشتري ميول مدارية كبيرة بالنسبة لمستوى مدار المشتري - تصل إلى 40 درجة. [11]

لا تحافظ أحصنة طروادة المشتري على انفصال ثابت عن المشتري. فهي تتحرك ببطء حول نقاط التوازن الخاصة بها، وتتحرك بشكل دوري أقرب إلى المشتري أو أبعد عنه. [10] تتبع أحصنة طروادة المشتري عمومًا مسارات تسمى مدارات الشرغوف حول نقاط لاغرانج؛ ويبلغ متوسط ​​فترة اهتزازها حوالي 150 عامًا. [11] تتراوح سعة الاهتزاز (على طول مدار المشتري) من 0.6 درجة إلى 88 درجة، ويبلغ المتوسط ​​حوالي 33 درجة. [10] تُظهر المحاكاة أن أحصنة طروادة المشتري يمكن أن تتبع مسارات أكثر تعقيدًا عند التحرك من نقطة لاغرانج إلى أخرى - تسمى هذه المدارات بمدارات حدوة الحصان (لا يُعرف حاليًا أي أحصنة طروادة للمشتري بمثل هذا المدار، على الرغم من وجود واحدة معروفة لنبتون ). [10]

العائلات الديناميكية والثنائيات

إن تمييز العائلات الديناميكية داخل مجموعة أحصنة طروادة المشتري أكثر صعوبة من تمييزها في حزام الكويكبات، وذلك لأن أحصنة طروادة المشتري محصورة ضمن نطاق أضيق بكثير من المواضع المحتملة. وهذا يعني أن المجموعات تميل إلى التداخل والاندماج مع السرب الإجمالي. وبحلول عام 2003، تم تحديد ما يقرب من اثنتي عشرة عائلة ديناميكية. إن عائلات أحصنة طروادة المشتري أصغر حجمًا بكثير من العائلات الموجودة في حزام الكويكبات؛ وتتكون أكبر عائلة تم تحديدها، وهي مجموعة مينيلوس، من ثمانية أعضاء فقط. [5]

في عام 2001، كان 617 باتروكلوس أول كويكب طروادة للمشتري يتم تحديده على أنه كويكب ثنائي . [21] مدار الثنائي قريب للغاية، عند 650 كم، مقارنة بـ 35000 كم لمجال هيل الأساسي . [22] من المحتمل أن يكون أكبر كويكب طروادة للمشتري - 624 هيكتور - ثنائيًا متصلًا بقمر صغير. [5] [23] [24]

الخصائص الفيزيائية

يعتبر كوكب طروادة 624 هيكتور (المشار إليه) مشابهًا في سطوعه لكوكب القزم بلوتو .

أحصنة طروادة المشتري هي أجسام مظلمة ذات شكل غير منتظم. يتراوح معدل انعكاسها الهندسي بشكل عام بين 3 و 10٪. [15] القيمة المتوسطة هي 0.056 ± 0.003 للأجسام التي يزيد حجمها عن 57 كم، [5] و 0.121 ± 0.003 (نطاق R) للأجسام التي يقل حجمها عن 25 كم. [19] يتمتع الكويكب 4709 Ennomos بأعلى معدل انعكاس (0.18) من بين جميع أحصنة طروادة المشتري المعروفة. [15] لا يُعرف سوى القليل عن الكتل أو التركيب الكيميائي أو الدوران أو الخصائص الفيزيائية الأخرى لأحصنة طروادة المشتري. [5]

تناوب

الخصائص الدورانية لأحصنة طروادة المشتري ليست معروفة جيدًا. أعطى تحليل منحنيات الضوء الدورانية لـ 72 من أحصنة طروادة المشتري فترة دوران متوسطة تبلغ حوالي 11.2 ساعة، في حين أن الفترة المتوسطة لعينة التحكم من الكويكبات في حزام الكويكبات كانت 10.6 ساعة. [25] يبدو أن توزيع فترات دوران أحصنة طروادة المشتري مقرب جيدًا بواسطة دالة ماكسويلية ، [ملاحظة 2] بينما وجد أن توزيع الكويكبات في الحزام الرئيسي غير ماكسويلي، مع عجز في الفترات في النطاق من 8 إلى 10 ساعات. [25] قد يشير التوزيع الماكسويلي لفترات دوران أحصنة طروادة المشتري إلى أنها خضعت لتطور تصادمي أقوى مقارنة بحزام الكويكبات. [25]

في عام 2008، قام فريق من كلية كالفن بفحص المنحنيات الضوئية لعينة غير متحيزة من عشرة أحصنة طروادة للمشتري، ووجدوا أن فترة الدوران المتوسطة تبلغ 18.9 ساعة. كانت هذه القيمة أعلى بشكل ملحوظ من تلك الخاصة بالكويكبات ذات الحجم المماثل في الحزام الرئيسي (11.5 ساعة). قد يعني الاختلاف أن أحصنة طروادة للمشتري تمتلك كثافة متوسطة أقل، مما قد يعني أنها تشكلت في حزام كايبر (انظر أدناه). [26]

تعبير

من الناحية الطيفية ، فإن معظم أحصنة طروادة المشتري هي كويكبات من النوع D ، والتي تسود في المناطق الخارجية من حزام الكويكبات. [ 5] يتم تصنيف عدد صغير على أنه كويكبات من النوع P أو C. [25] أطيافها حمراء (بمعنى أنها تعكس المزيد من الضوء عند أطوال موجية أطول) أو محايدة وعديمة الملامح. [15] لم يتم الحصول على دليل قاطع على وجود الماء أو المواد العضوية أو المركبات الكيميائية الأخرى حتى عام 2007. يتمتع 4709 Ennomos ببياض أعلى قليلاً من متوسط ​​المشتري-طروادة، مما قد يشير إلى وجود جليد مائي. أظهرت بعض أحصنة طروادة المشتري الأخرى، مثل 911 أجاممنون و 617 باتروكلس ، امتصاصًا ضعيفًا للغاية عند 1.7 و 2.3 ميكرومتر، مما قد يشير إلى وجود مواد عضوية. [27] أطياف أحصنة طروادة المشتري تشبه أطياف أقمار المشتري غير المنتظمة ، وإلى حد ما، أنوية المذنبات ، على الرغم من أن أحصنة طروادة المشتري مختلفة طيفيًا جدًا عن أجرام حزام كايبر الأكثر احمرارًا. [1] [5] يمكن مطابقة طيف أحصنة طروادة المشتري بمزيج من الجليد المائي وكمية كبيرة من المواد الغنية بالكربون ( الفحم )، [5] وربما سيليكات غنية بالمغنيسيوم . [25] يبدو أن تكوين مجموعة أحصنة طروادة المشتري موحد بشكل ملحوظ، مع وجود القليل من التمايز بين السربين أو عدم وجوده على الإطلاق. [28]

أعلن فريق من مرصد كيك في هاواي في عام 2006 أنه قد قام بقياس كثافة ثنائي كوكب المشتري طروادة 617 باتروكلس ووجد أنها أقل من كثافة الجليد المائي (0.8 جم/سم 3 )، مما يشير إلى أن الزوج، وربما العديد من أجسام طروادة الأخرى، تشبه المذنبات أو أجسام حزام كايبر في التركيب - الجليد المائي مع طبقة من الغبار - أكثر من الكويكبات في الحزام الرئيسي. [22] وفي مواجهة هذه الحجة، فإن كثافة هيكتور كما تم تحديدها من منحنى الضوء الدوراني (2.480 جم/سم 3 ) أعلى بكثير من كثافة 617 باتروكلس. [24] يشير هذا الاختلاف في الكثافة إلى أن الكثافة قد لا تكون مؤشرًا جيدًا على أصل الكويكب. [24]

الأصل والتطور

ظهرت نظريتان رئيسيتان لتفسير تشكل وتطور أحصنة طروادة المشتري. تشير الأولى إلى أن أحصنة طروادة المشتري تشكلت في نفس الجزء من النظام الشمسي مثل المشتري ودخلت مداراتها أثناء تشكله. [10] تضمنت المرحلة الأخيرة من تشكل المشتري نموًا جامحًا لكتلته من خلال تراكم كميات كبيرة من الهيدروجين والهيليوم من القرص الكوكبي الأولي ؛ خلال هذا النمو، الذي استمر لمدة 10000 عام فقط، زادت كتلة المشتري بعامل عشرة. تم القبض على الكواكب الصغيرة التي كان لها نفس مدارات المشتري تقريبًا بواسطة الجاذبية المتزايدة للكوكب. [10] كانت آلية الالتقاط فعالة للغاية - تم حبس حوالي 50٪ من جميع الكواكب الصغيرة المتبقية. هذه الفرضية بها مشكلتان رئيسيتان: يتجاوز عدد الأجسام المحاصرة عدد أحصنة طروادة المشتري المرصودة بأربعة أوامر من حيث الحجم ، وأن كويكبات أحصنة طروادة المشتري الحالية لها ميل مداري أكبر مما تنبأ به نموذج الالتقاط. [10] تُظهر محاكاة هذا السيناريو أن مثل هذا النمط من التكوين من شأنه أيضًا أن يمنع إنشاء أحصنة طروادة مماثلة لزحل ، وقد تأكد ذلك من خلال الملاحظة: حتى الآن لم يتم العثور على أحصنة طروادة بالقرب من زحل. [29] في أحد أشكال هذه النظرية، يلتقط المشتري أحصنة طروادة أثناء نموه الأولي ثم يهاجر مع استمرار نموه. أثناء هجرة المشتري، تتشوه مدارات الأجسام في مدارات حدوة الحصان مما يتسبب في زيادة انشغال الجانب L4 من هذه المدارات. ونتيجة لذلك، يتم احتجاز فائض من أحصنة طروادة على الجانب L4 عندما تتحول مدارات حدوة الحصان إلى مدارات الشرغوف مع نمو المشتري. يترك هذا النموذج أيضًا عدد أحصنة طروادة المشتري أكبر بمقدار 3 إلى 4 مرات من حيث الحجم. [30]

تقترح النظرية الثانية أن أحصنة طروادة المشتري قد تم أسرها أثناء هجرة الكواكب العملاقة الموصوفة في نموذج نيس . في نموذج نيس، أصبحت مدارات الكواكب العملاقة غير مستقرة بعد 500-600 مليون سنة من تكوين النظام الشمسي عندما عبر المشتري وزحل رنين الحركة المتوسطة 1:2 . أدت اللقاءات بين الكواكب إلى تشتت أورانوس ونبتون إلى الخارج في حزام كايبر البدائي ، مما أدى إلى تعطيله وإلقاء ملايين الأجسام إلى الداخل. [31] عندما كان المشتري وزحل بالقرب من رنينهما 1:2، أصبحت مدارات أحصنة طروادة المشتري الموجودة مسبقًا غير مستقرة أثناء الرنين الثانوي مع المشتري وزحل. حدث هذا عندما كانت فترة اهتزاز أحصنة طروادة حول نقطة لاغرانج الخاصة بها بنسبة 3:1 إلى الفترة التي دار فيها الموضع الذي يمر فيه المشتري بزحل بالنسبة إلى حضيضه. كانت هذه العملية قابلة للعكس أيضًا، مما سمح لجزء من الأجسام العديدة المنتشرة إلى الداخل بواسطة أورانوس ونبتون بالدخول إلى هذه المنطقة والالتقاط عندما تنفصل مدارات المشتري وزحل. كانت لهذه الأحصنة الطروادية الجديدة مجموعة واسعة من الميول، نتيجة للقاءات متعددة مع الكواكب العملاقة قبل التقاطها. [32] يمكن أن تحدث هذه العملية أيضًا لاحقًا عندما يعبر المشتري وزحل رنينات أضعف. [33]

في نسخة منقحة من نموذج نيس، يتم أسر أحصنة طروادة المشتري عندما يواجه المشتري عملاقًا جليديًا أثناء عدم الاستقرار. في هذه النسخة من نموذج نيس، ينتشر أحد العمالقة الجليدية (أورانوس أو نبتون أو كوكب خامس مفقود ) إلى الداخل على مدار يتقاطع مع المشتري وينتشر إلى الخارج بواسطة المشتري مما يتسبب في انفصال مداري المشتري وزحل بسرعة. عندما يقفز المحور شبه الرئيسي للمشتري أثناء هذه اللقاءات، يمكن لأحصنة طروادة المشتري الموجودة الهروب ويتم أسر الأجسام الجديدة ذات المحاور شبه الرئيسية المشابهة للمحور شبه الرئيسي الجديد للمشتري. بعد لقائه الأخير، يمكن للعملاق الجليدي المرور عبر إحدى نقاط التذبذب وإزعاج مداراتها تاركًا نقطة التذبذب هذه مستنفدة بالنسبة للأخرى. بعد انتهاء اللقاءات، يتم فقدان بعض أحصنة طروادة المشتري هذه ويتم القبض على البعض الآخر عندما يكون المشتري وزحل بالقرب من رنينات الحركة المتوسطة الضعيفة مثل الرنين 3:7 عبر آلية نموذج نيس الأصلي. [33]

المستقبل البعيد لأحصنة طروادة المشتري مفتوح للتساؤل، لأن الرنينات الضعيفة المتعددة مع المشتري وزحل تجعلها تتصرف بشكل فوضوي بمرور الوقت. [34] يؤدي التحطيم التصادمي إلى استنزاف تعداد أحصنة طروادة المشتري ببطء مع طرد الشظايا. يمكن أن تصبح أحصنة طروادة المشتري المقذوفة أقمارًا مؤقتة لكوكب المشتري أو مذنبات عائلة المشتري . [5] تُظهر المحاكاة أن مدارات ما يصل إلى 17٪ من أحصنة طروادة المشتري غير مستقرة على مدار عمر النظام الشمسي. [35] يعتقد ليفيسون وآخرون أن ما يقرب من 200 من أحصنة طروادة المشتري المقذوفة التي يزيد قطرها عن كيلومتر واحد قد تسافر في النظام الشمسي، مع احتمال وجود عدد قليل منها في مدارات تعبر الأرض. [36] قد تصبح بعض أحصنة طروادة المشتري الهاربة مذنبات من عائلة المشتري عندما تقترب من الشمس ويبدأ الجليد على سطحها في التبخر. [36]

استكشاف

في 4 يناير 2017، أعلنت وكالة ناسا أن لوسي اختيرت كواحدة من مهمتي برنامج الاكتشاف التاليتين . [37] من المقرر أن تستكشف لوسي سبعة [38] كواكب طروادة في المشتري. تم إطلاقها في 16 أكتوبر 2021، وستصل إلى سحابة طروادة L 4 في عام 2027 بعد مساعدتين للجاذبية الأرضية والتحليق بالقرب من كويكب في الحزام الرئيسي. ثم ستعود إلى جوار الأرض للحصول على مساعدة جاذبية أخرى لنقلها إلى سحابة طروادة L 5 في كوكب المشتري حيث ستزور 617 باتروكلوس . [39]

انظر أيضا

ملحوظات

  1. ^ النقاط الثلاث الأخرى - L 1 و L 2 و L 3 - غير مستقرة. [10]
  2. ^ دالة ماكسويل هي ، حيث هي فترة الدوران المتوسطة، هي تشتت الفترات.

مراجع

  1. ^ abcdefg يوشيدا ، ف. ناكامورا، تي (2005). “توزيع حجم الكويكبات الخافتة L4 طروادة”. المجلة الفلكية . 130 (6): 2900–11. بيب كود :2005AJ....130.2900Y. دوى : 10.1086/497571 .
  2. ^ abcdefgh Nicholson, Seth B. (1961). "The Trojan asteroids". Astronomical Society of the Pacific Leaflets . 8 (381): 239–46. Bibcode :1961ASPL....8..239N.
  3. ^ "الكواكب الطروادية الصغيرة". مركز الكواكب الصغيرة. مؤرشف من الأصل في 29 يونيو 2017. تم الاسترجاع في 14 أكتوبر 2018 .
  4. ^ Tedesco, EF; Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". المجلة الفلكية . 123 (4): 2070–2082. Bibcode :2002AJ....123.2070T. doi : 10.1086/339482 .
  5. ^ abcdefghijklm Jewitt, David C.; Sheppard, Scott; Porco, Carolyn C. (2004). "Jupiter's Outer Satellites and Trojans" (PDF) . في Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere . مطبعة جامعة كامبريدج. S2CID  53962019. مؤرشف من الأصل في 9 نوفمبر 2019. تم الاسترجاع في 30 أبريل 2021 .{{cite book}}: CS1 maint: bot: original URL status unknown (link)
  6. ^ Dotto, E; Fornasier, S; Barucci, MA; Licandr o, J; Boehnhardt, H; Hainaut, O; Marzari, F; De Bergh, C; De Luise, F (2006). "تركيب سطح أحصنة طروادة المشتري: مسح مرئي وقريب من الأشعة تحت الحمراء للعائلات الديناميكية". Icarus . 183 (2): 420–434. Bibcode :2006Icar..183..420D. doi :10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  7. ^ شيبرد، إس إس؛ سي إيه تروجيلو (28 يوليو 2006). "سحابة سميكة من أحصنة طروادة نبتون وألوانها" (PDF) . ساينس . 313 (5786). نيويورك: 511-514. رمز Bibcode :2006Sci...313..511S. doi :10.1126/science.1127173. OCLC  110021198. PMID  16778021. S2CID  35721399. مؤرشف من الأصل (PDF) في 12 أبريل 2020.
  8. ^ "مهمة ناسا وايز تجد أول كويكب طروادة يشارك مدار الأرض في 27 يوليو 2011". مؤرشف من الأصل في 2 مايو 2017. اطلع عليه بتاريخ 29 يوليو 2011 .
  9. ^ كونورز، مارتن؛ ويجرت، بول؛ فيليت، كريستيان (28 يوليو 2011). "كويكب طروادة على الأرض". مجلة نيتشر . 475 (7357): 481-483. رمز Bibcode :2011Natur.475..481C. doi :10.1038/nature10233. PMID  21796207. S2CID  205225571.
  10. ^ abcdefghijk Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). "Origin and Evolution of Trojan Asteroids" (PDF) . Asteroids III . توسان، أريزونا: مطبعة جامعة أريزونا. ص 725-738. مؤرشف من الأصل (PDF) في 6 يونيو 2011. تم الاسترجاع في 17 يناير 2009 .
  11. ^ abcdefg Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (2000). "Population and size distribution of small Jovian Trojan asteroids". المجلة الفلكية . 120 (2): 1140–7. arXiv : astro-ph/0004117 . رمز Bibcode :2000AJ....120.1140J. doi :10.1086/301453. S2CID  119450236.
  12. ^ ab Brian G. Marsden (1 أكتوبر 1999). "The Earlyliest Observation of a Trojan". مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية (CfA). مؤرشف من الأصل في 14 نوفمبر 2008. تم الاسترجاع في 20 يناير 2009 .
  13. ^ Einarsson, Sturla (1913). "The Minor Planets of the Trojan Group". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 25 (148): 131–3. Bibcode :1913PASP...25..131E. doi :10.1086/122216. S2CID  122428016.
  14. ^ ab Wyse, AB (1938). "The Trojan group". Astronomical Society of the Pacific Leaflets . 3 (114): 113–19. Bibcode :1938ASPL....3..113W.
  15. ^ abcdef فرنانديز، يانجا ر.؛ شيبرد، سكوت س.؛ جيويت، ديفيد س. (2003). "توزيع البياض للكويكبات الطروادية المشترية". المجلة الفلكية . 126 (3): 1563–1574. رمز Bibcode :2003AJ....126.1563F. CiteSeerX 10.1.1.7.5611 . doi :10.1086/377015. S2CID  15977388. 
  16. ^ "قائمة أحصنة طروادة المشتري". مركز الكواكب الصغيرة. مؤرشف من الأصل في 12 يونيو 2018. استرجاع 14 أكتوبر 2018 .
  17. ^ "الكويكبات الطروادية". كوزموس . جامعة سوينبرن للتكنولوجيا. مؤرشف من الأصل في 23 يونيو 2017. تم الاسترجاع 13 يونيو 2017 .
  18. ^ "MPEC 2020-T164". minorplanetcenter.net . تم الاسترجاع في 20 يوليو 2024 .
  19. ^ abc Fernández, YR; Jewitt, D.; Ziffer, JE (2009). "Albedos of Small Jovian Trojans". المجلة الفلكية . 138 (1): 240–250. arXiv : 0906.1786 . Bibcode :2009AJ....138..240F. doi :10.1088/0004-6256/138/1/240. S2CID  5592793.
  20. ^ ab Nakamura, Tsuko; Yoshida, Fumi (2008). "نموذج جديد لكثافة السطح لطروادة المشتري حول نقاط التذبذب المثلثية". منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 60 (2): 293–296. Bibcode :2008PASJ...60..293N. doi : 10.1093/pasj/60.2.293 .
  21. ^ Merline, WJ (2001). "IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2". مؤرشف من الأصل في 19 يوليو 2011. تم الاسترجاع في 25 أكتوبر 2010 .
  22. ^ ab Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; et al. (2006). "كثافة منخفضة تبلغ 0.8 جم/سم −3 للكويكب الثنائي طروادة 617 باتروكلوس". Nature . 439 (7076): 565–567. arXiv : astro-ph/0602033 . Bibcode :2006Natur.439..565M. doi :10.1038/nature04350. PMID  16452974. S2CID  4416425.
  23. ^ "IAUC 8732: S/2006 (624) 1". مؤرشف من الأصل في 19 يوليو 2011. تم الاسترجاع 23 يوليو 2006 .(اكتشاف القمر الصناعي)
  24. ^ abc Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (2007). "كثافة أجرام النظام الشمسي من منحنيات الضوء الدورانية الخاصة بها". المجلة الفلكية . 133 (4): 1393–1408. arXiv : astro-ph/0612237 . Bibcode :2007AJ....133.1393L. doi :10.1086/511772. S2CID  17735600.
  25. ^ abcde Barucci, MA; Kruikshank, DP; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). "الخصائص الفيزيائية للكويكبات من نوع طروادة والسنتور". الكويكبات III . توسان، أريزونا: مطبعة جامعة أريزونا. ص 273-287.
  26. ^ مولنار، لورانس أ.؛ هاجرت، ميليسا ج.؛ هوجبوم، كاثلين م. (أبريل 2008). "تحليل منحنى الضوء لعينة غير متحيزة من الكويكبات الطروادية". نشرة الكواكب الصغيرة . 35 (2). رابطة مراقبي القمر والكواكب: 82-84. رمز المكتبة : 2008MPBu...35...82M. OCLC  85447686.
  27. ^ يانغ، بين؛ جيويت، ديفيد (2007). "البحث الطيفي عن جليد الماء على الكويكبات الطروادية المشترية". المجلة الفلكية . 134 (1): 223-228. رمز Bibcode :2007AJ....134..223Y. doi : 10.1086/518368 . تم الاسترجاع في 19 يناير 2009 .
  28. ^ Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, MA; et al. (August 2006). "The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus . 183 (2): 420–434. Bibcode :2006Icar..183..420D. doi :10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  29. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "نمو كوكبي المشتري وزحل والقبض على أحصنة طروادة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 339 : 278–285. رمز Bibcode :1998A&A...339..278M.
  30. ^ بيراني، س.؛ يوهانسن، أ.؛ بيتش، ب.؛ موستيل، أ.ج.؛ توريني، د. (2019). "عواقب هجرة الكواكب على الأجرام الصغيرة في النظام الشمسي المبكر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 623 : أ169. arXiv : 1902.04591 . رمز Bibcode : 2019A&A...623A.169P. doi : 10.1051/0004-6361/201833713. S2CID  119546182.
  31. ^ ليفيسون، هارولد ف.؛ موربيديلي، أليساندرو؛ فان لايرهوفن، كريستا؛ وآخرون (2007). "أصل بنية حزام كايبر أثناء عدم الاستقرار الديناميكي في مدارات أورانوس ونبتون". إيكاروس . 196 (1): 258-273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode :2008Icar..196..258L. doi :10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  32. ^ Morbidelli, A.; Levison, HF; Tsiganis, K.; Gomes, R. (26 May 2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System" (PDF) . Nature . 435 (7041): 462–465. Bibcode :2005Natur.435..462M. doi :10.1038/nature03540. OCLC  112222497. PMID  15917801. S2CID  4373366. مؤرشف من الأصل (PDF) في 31 يوليو 2009. تم الاسترجاع في 19 يناير 2009 .
  33. ^ ab Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013). "Capture of Trojans by Jumping Jupiter". مجلة الفيزياء الفلكية . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Bibcode :2013ApJ...768...45N. doi :10.1088/0004-637X/768/1/45. S2CID  54198242.
  34. ^ روبوتال، ب.؛ جابرن، ف.؛ جوربا أ. (2005). "أحصنة طروادة المرصودة والديناميكيات العالمية حول النقاط اللاجرانجية لنظام الشمس والمشتري" (PDF) . الميكانيكا السماوية وعلم الفلك الديناميكي . 92 (1-3): 53-69. رمز Bibcode :2005CeMDA..92...53R. doi :10.1007/s10569-004-5976-y. S2CID  5759776. مؤرشف من الأصل (PDF) في 31 يوليو 2009.
  35. ^ كليومينيس تسيجانيس؛ هاري فارفوجليس؛ رودولف دفوراك (أبريل 2005). "الانتشار الفوضوي والاستقرار الفعال لأحصنة طروادة المشتري". الميكانيكا السماوية وعلم الفلك الديناميكي . 92 (1-3). سبرينغر: 71-87. رمز Bibcode : 2005CeMDA..92...71T. doi : 10.1007/s10569-004-3975-7. S2CID  123648472.
  36. ^ ab Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (1997). "التطور الديناميكي لكويكبات طروادة التابعة لكوكب المشتري". Nature . 385 (6611): 42–44. Bibcode :1997Natur.385...42L. doi :10.1038/385042a0. S2CID  4323757.
  37. ^ نورثون، كارين (4 يناير 2017). "ناسا تختار مهمتين لاستكشاف النظام الشمسي المبكر". ناسا . مؤرشف من الأصل في 5 يناير 2017. استرجاع 5 يناير 2017 .
  38. ^ "جولة". موقع مهمة لوسي . ناسا. مؤرشف من الأصل في 8 سبتمبر 2018. تم الاسترجاع 5 أكتوبر 2021 .
  39. ^ دراير، كيسي؛ لاكداوالا، إميلي (30 سبتمبر 2015). "ناسا تعلن عن اختيار خمسة مقترحات اكتشافية لمزيد من الدراسة". الجمعية الكوكبية . مؤرشف من الأصل في 2 أكتوبر 2015. تم الاسترجاع في 1 أكتوبر 2015 .
يوجد في ويكيميديا ​​كومنز وسائط متعلقة بـ أحصنة طروادة المشتري .
  • "قائمة مركز الكواكب الصغيرة للكواكب الطروادية الصغيرة".
  • شيبرد، سكوت. "صفحة طروادة".
  • Lykawka, PS; Horner (2010). "استيلاء الكواكب العملاقة على الكويكبات الطروادية أثناء هجرة الكواكب". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 405 (1383): 1375–1383. arXiv : 1003.2137 . Bibcode :2010MNRAS.405.1375L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16538.x . S2CID  54084401.
  • ألوان ناسا الملتقطة بواسطة مرصد وايز في الكويكبات المجهولة على كوكب المشتري (ناسا 2012-322: 15 أكتوبر 2012)
  • بعثات ناسا الاستكشافية الجديدة: سايكي ولوسي على اليوتيوب
  • محاكاة الجاذبية ثلاثية الأبعاد لعشرة من أكبر الكويكبات الطروادية في كوكب المشتري أرشيف 11 يونيو 2020 على موقع واي باك مشين

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Jupiter_trojan&oldid=1241315109"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate