Nepravidelný měsíc - Irregular moon
V astronomii , An nepravidelný měsíc , nepravidelný satelit nebo nepravidelný přirozený satelit je přirozený satelit po vzdálené, nakloněný , a často excentrické a retrográdní oběžné dráze . Na rozdíl od běžných satelitů , které se vytvořily na oběžné dráze kolem nich, je zajala jejich mateřská planeta . Nepravidelné měsíce mají stabilní oběžnou dráhu, na rozdíl od dočasných satelitů, které mají často podobně nepravidelné oběžné dráhy, ale nakonec odletí. Termín se nevztahuje na tvar, protože Triton je kulatý měsíc, ale je považován za nepravidelný kvůli své oběžné dráze.
V říjnu 2019 je známo 145 nepravidelných měsíců obíhajících kolem všech čtyř vnějších planet ( Jupiter , Saturn , Uran a Neptun ). Největší z každé planety jsou Himalia z Jupitera, Phoebe ze Saturnu, Sycorax z Uranu a Triton z Neptunu. V současné době se předpokládá, že nepravidelné satelity byly zachyceny z heliocentrických oběžných drah poblíž jejich aktuálních poloh, krátce po vzniku jejich mateřské planety. Alternativní teorie, že vznikly dále v Kuiperově pásu , současná pozorování nepodporují.
Definice
Planeta | r V , 10 6 km | r min , km | Číslo známé |
---|---|---|---|
Jupiter | 55 | 1.5 | 71 |
Saturn | 69 | 3 | 58 |
Uran | 73 | 7 | 9 |
Neptune | 116 | 16 | 7 (včetně Tritona) |
Neexistuje široce přijímaná přesná definice nepravidelného satelitu. Neformálně jsou satelity považovány za nepravidelné, pokud jsou dostatečně daleko od planety, že precesi jejich orbitální roviny ovládá primárně Slunce.
V praxi je poloviční hlavní osa satelitu porovnávána s poloměrem sféry Hill na planetě (tj. Sféře jejího gravitačního vlivu) . Nepravidelné satelity mají polovysoké osy větší než 0,05 s apoapsy sahajícími až k 0,65 . Poloměr Hill sphere je uveden v sousední tabulce.
Zdá se, že pozemský Měsíc je výjimkou: není obvykle uveden jako nepravidelný satelit, přestože jeho precese je primárně řízena Sluncem a jeho hlavní poloosa je větší než 0,05 poloměru sféry zemského vrchu. Na druhé straně je Neptunův Triton obvykle uveden jako nepravidelný, přestože je v okruhu 0,05 poloměru sféry Neptunova kopce. Neptunův Nereid a Saturnův Iapetus mají polovysoké osy blízké 0,05 poloměru vrcholových sfér jejich mateřských planet: Nereid (s velmi excentrickou oběžnou dráhou) je obvykle uveden jako nepravidelný, nikoli však Iapetus.
Oběžné dráhy
Aktuální distribuce
Dráhy známých nepravidelných satelitů jsou extrémně rozmanité, ale existují určité vzorce. Retrográdní dráhy jsou mnohem běžnější (83%) než dráhy progresivní. Nejsou známy žádné satelity s orbitálním sklonem vyšším než 55 ° (nebo menším než 130 ° pro retrográdní satelity). Kromě toho lze určit některá seskupení, ve kterých jeden velký satelit sdílí podobnou oběžnou dráhu s několika menšími.
Vzhledem k jejich vzdálenosti od planety jsou dráhy vnějších satelitů velmi rušeny Sluncem a jejich orbitální prvky se v krátkých intervalech velmi mění. Polovina hlavní osy Pasiphae se například za dva roky změní až o 1,5 Gm (jednoduchá oběžná dráha), sklon kolem 10 ° a výstřednost až o 0,4 za 24 let (dvojnásobné oběžné období Jupitera). V důsledku toho se průměrné orbitální prvky (zprůměrované v čase) používají k identifikaci seskupení spíše než oscilační prvky k danému datu. (Podobně jsou k určení rodin asteroidů použity vlastní orbitální prvky .)
Původ
Nepravidelné satelity byly zachyceny z heliocentrických drah. (Skutečně to vypadá, že nepravidelné měsíce obřích planet, trojské koně Jovian a Neptunian a šedé objekty Kuiperova pásu mají podobný původ.) Aby k tomu došlo, musí se stát alespoň jedna ze tří věcí:
- rozptyl energie (např. v interakci s prvotním oblakem plynu)
- podstatné (40%) rozšíření sféry vrchu planety v krátkém časovém období (tisíce let)
- přenos energie v interakci tří těl . To může zahrnovat:
- kolize (nebo blízké setkání) přicházejícího těla a satelitu, což má za následek, že přicházející tělo ztrácí energii a je zachyceno.
- blízké setkání mezi přicházejícím binárním objektem a planetou (nebo případně existujícím měsícem), což má za následek zachycení jedné složky binárního souboru. Taková trasa byla navržena jako nejpravděpodobnější pro Tritona .
Po zachycení by se některé satelity mohly rozpadnout, což by vedlo ke seskupení menších měsíců po podobných oběžných drahách. Rezonance by mohly dále upravit oběžné dráhy a učinit tato seskupení méně rozpoznatelnými.
Dlouhodobá stabilita
Současné oběžné dráhy nepravidelných měsíců jsou stabilní, navzdory značným poruchám poblíž apocentra . Příčinou této stability u řady nepravidelností je skutečnost, že obíhají se sekulární nebo kozajskou rezonancí .
Simulace navíc naznačují následující závěry:
- Oběžné dráhy se sklony mezi 50 ° a 130 ° jsou velmi nestabilní: jejich excentricita se rychle zvyšuje, což vede ke ztrátě satelitu
- Retrográdní dráhy jsou stabilnější než prográdní (stabilní retrográdní dráhy se nacházejí dále od planety)
Zvýšení excentricity má za následek menší pericentra a velká apocentra. Satelity vstupují do zóny pravidelných (větších) měsíců a jsou ztraceny nebo vyhozeny kolizí a blízkými střety. Alternativně je rostoucí poruchy Slunce v rostoucích apocentrech tlačí za sféru Hill.
Retrográdní satelity lze nalézt dále od planety než progresivní. Podrobné numerické integrace ukázaly tuto asymetrii. Tyto limity jsou komplikovaná funkce sklonu a excentricity, ale obecně, prograde dráhy s semihlavní osy až do 0,47 r H (Hill poloměru koule) může být stabilní, zatímco u retrográdní orbity stabilita může rozšířit ven 0,67 r H .
Hranice pro semimajorovou osu je překvapivě ostrá pro prográdní satelity. Satelitní na prograde, kruhová dráha (sklon = 0 °), umístěného na 0,5 r H opustí Jupiter za méně než čtyřicet let. Účinek lze vysvětlit takzvanou eveční rezonancí . Apocentrum satelitu, kde je svícení planety na Měsíci nejslabší, se uzamkne v rezonanci s polohou Slunce. Účinky poruchy se hromadí v každém průchodu a tlačí satelit ještě více ven.
Asymetrii mezi prográdními a retrográdními satelity lze velmi intuitivně vysvětlit Coriolisovým zrychlením v rámu rotujícím s planetou. U prográdních satelitů ukazuje zrychlení směrem ven a pro retrográdní ukazuje dovnitř a stabilizuje satelit.
Dočasné zajetí
Zachycení asteroidu z heliocentrické oběžné dráhy není vždy trvalé. Podle simulací by měly být dočasné satelity běžným jevem. Jedinými pozorovanými příklady jsou 2006 RH 120 a 2020 CD 3 , což byly dočasné satelity Země objevené v letech 2006 a 2020.
Fyzikální vlastnosti
Srovnávací hmotnosti největších nepravidelných měsíců + Amalthea | |
Srovnávací hmotnosti největších nepravidelných měsíců. Hodnoty jsou × 10 18 kg. Jeden na každé vnější planetě je> 1 × 10 18 kg. Sycorax a Nereid jsou odhadované, neměřené; Nereid nemusí být zajatým tělem. Pro srovnání je přidán největší vnitřní měsíc Jupitera Amalthea. Měsíce Marsu Phobos a Deimos by v tomto měřítku nebyly vidět. Triton je ignorován, protože má asi 800krát větší hmotnost než Nereid a zcela by dominoval obrazu. |
Velikost
Protože objekty dané velikosti jsou obtížněji viditelné, tím větší je jejich vzdálenost od Země, známé nepravidelné satelity Uranu a Neptunu jsou větší než Jupitera a Saturnu; menší pravděpodobně existují, ale dosud nebyly pozorovány. S ohledem na tuto pozorovací zaujatost se zdá, že distribuce velikosti nepravidelných satelitů je u všech čtyř obřích planet podobná.
Rozložení velikosti asteroidů a mnoho podobných populací lze vyjádřit jako mocninový zákon : existuje mnoho více malých předmětů než velkých a čím menší velikost, tím početnější předmět. Matematický vztah vyjadřující počet předmětů s průměrem menším než konkrétní velikost je aproximován jako:
- kde q definuje sklon.
Hodnota q je určena pozorováním.
U nepravidelných měsíců je pro velikosti 10 až 100 km pozorován zákon o mělké síle ( q ≃ 2), † ale u objektů menších než 10 km je pozorován zákon strmější ( q ≃ 3,5). Analýza snímků pořízených teleskopem Canada-France-Hawaii v roce 2010 ukazuje, že zákon o moci pro populaci malých retrográdních satelitů Jupitera, až do detekčního limitu ≈ 400 m, je relativně mělký, při q ≃ 2,5. Lze tedy extrapolovat, co by Jupiter měl mít600+
600-300 měsíce o průměru 400 m nebo větším.
Pro srovnání je distribuce velkých objektů Kuiperova pásu mnohem strmější ( q ≈ 4). To znamená, že na každý objekt 1000 km připadá tisíc objektů o průměru 100 km, i když není známo, jak daleko toto rozdělení sahá. Distribuce velikosti populace může poskytnout pohled na její původ, ať už prostřednictvím zachycení, kolize a rozpadu nebo narůstání.
† Na každý objekt 100 km lze najít deset objektů na 10 km.
Barvy
Barvy nepravidelných satelitů lze studovat pomocí barevných indexů : jednoduchá měřítka rozdílů zdánlivé velikosti objektu pomocí modrého (B), viditelného, tj. Zeleno-žlutého (V) a červeného (R) filtru . Pozorované barvy nepravidelných satelitů se liší od neutrálních (šedivých) po načervenalé (ale ne tak červené jako barvy některých objektů Kuiperova pásu).
albedo | neutrální | načervenalé | Červené |
---|---|---|---|
nízký | C 3–8% | P 2–6% | D 2–5% |
střední | M 10–18% | A 13–35% | |
vysoký | E 25–60% |
Systém každé planety vykazuje mírně odlišné vlastnosti. Jupiterovy nepravidelné jsou šedé mírně červená, v souladu s C , P a typu D asteroidů . Některé skupiny satelitů vykazují podobné barvy (viz další části). Saturnovy nepravidelnosti jsou o něco červenější než na Jupiteru.
Velké Uranian nepravidelné satelity ( Sycorax a Caliban ) jsou světle červené, zatímco menší Prospero a Setebos jsou šedé, stejně jako Neptunian satelity Nereid a halimede .
Spectra
Při současném rozlišení se viditelná a blízká infračervená spektra většiny satelitů jeví jako bezvýrazná. Doposud byl vodní led odvozen na Phoebe a Nereid a rysy připisované vodním změnám byly nalezeny na Himalii.
Otáčení
Pravidelné satelity jsou obvykle tidally uzamčené (to znamená, že jejich oběžná dráha je synchronní s jejich rotací, takže ukazují pouze jednu tvář vůči své mateřské planetě). Naproti tomu slapové síly na nepravidelných satelitech jsou vzhledem k jejich vzdálenosti od planety zanedbatelné a u největších měsíců Himalia , Phoebe , Sycorax a Nereid byly naměřeny periody rotace v rozsahu pouhých deseti hodin (pro srovnání s jejich oběžnými periodami) stovky dní). Tyto rychlosti otáčení jsou ve stejném rozmezí, které je typické pro asteroidy .
Rodiny se společným původem
Zdá se, že některé nepravidelné satelity obíhají ve „skupinách“, ve kterých několik satelitů sdílí podobné oběžné dráhy. Hlavní teorií je, že tyto objekty tvoří kolizní rodiny , části většího těla, které se rozpadlo.
Dynamická seskupení
K odhadu možného rozptylu orbitálních parametrů při daném rychlostním impulzu Δ v lze použít jednoduché kolizní modely . Aplikace těchto modelů na známé orbitální parametry umožňuje odhadnout Δ v nezbytný k vytvoření pozorované disperze. A Δ v desítek metrů za sekundu (5–50 m/s) může být důsledkem rozpadu. Pomocí těchto kritérií lze identifikovat dynamická seskupení nepravidelných satelitů a vyhodnotit pravděpodobnost společného původu z rozpadu.
Když je rozptyl oběžných drah příliš široký (tj. Vyžadovalo by to Δ v řádově stovky m/s)
- buď je třeba předpokládat více než jednu kolizi, tj. klastr by měl být dále rozdělen do skupin
- nebo významné postkolizní změny, například vyplývající z rezonancí, musí být postulovány.
Barevná seskupení
Když jsou známy barvy a spektra satelitů, je homogenita těchto dat pro všechny členy daného seskupení podstatným argumentem pro společný původ. Nedostatek přesnosti v dostupných datech však často ztěžuje vyvozování statisticky významných závěrů. Pozorované barvy navíc nemusí nutně představovat objemové složení satelitu.
Pozorovaná seskupení
Nepravidelné satelity Jupiteru
Obvykle jsou uvedeny následující skupiny (dynamicky těsné skupiny zobrazující homogenní barvy jsou uvedeny tučně )
-
Vylepšujte satelity
- Skupina Himalia sdílí průměrný sklon 28 °. Jsou omezeny dynamicky (Δ v ≈ 150 m/s). Jsou homogenní na viditelných vlnových délkách (mají neutrální barvy podobné těm z asteroidů typu C ) a na blízkých infračervených vlnových délkách
- Programované satelity Themisto , Carpo a Valetudo nejsou součástí žádné známé skupiny.
-
Retrográdní satelity
- Skupina Carme sdílí průměrný sklon 165 °. Je dynamicky těsný (5 <Δ v <50 m/s). Je velmi homogenní barvy, každý člen zobrazuje světle červené zbarvení v souladu s předchůdcem asteroidů typu D.
- Skupina Ananke sdílí průměrný sklon 148 °. Ukazuje malou disperzi orbitálních parametrů (15 <Δ v <80 m/s). Samotná Ananke vypadá světle červená, ale ostatní členové skupiny jsou šedí.
- Skupina Pasiphae je velmi rozptýlená. Pasiphae sám se zdá být šedý, zatímco ostatní členové ( Callirrhoe , Megaclite ) jsou světle červení.
Sinope , někdy zařazený do skupiny Pasiphae, je červený a vzhledem k rozdílu ve sklonu jej lze zachytit nezávisle. Pasiphae a Sinope jsou také uvězněni ve světských rezonancích s Jupiterem.
Nepravidelné satelity Saturnu
Pro satelity Saturnu jsou běžně uvedeny následující skupiny:
- Vylepšujte satelity
- Tyto skupiny Galské sdílí průměr sklonu 34 °. Jejich oběžné dráhy jsou dynamicky těsné (Δ v ≈ 50 m/s) a mají světle červenou barvu; zbarvení je homogenní na viditelné i blízké infračervené vlnové délce.
- Skupina Inuitů sdílí průměrný sklon 46 °. Jejich oběžné dráhy jsou široce rozptýlené (Δ v ≈ 350 m/s), ale jsou fyzicky homogenní a sdílejí světle červené zbarvení.
- Retrográdní satelity
- Skandinávský skupina je definována především pro pojmenování účely; orbitální parametry jsou velmi široce rozptýleny. Byly vyšetřovány dílčí divize, včetně
Nepravidelné satelity Uranu a Neptunu
Planeta | r min |
---|---|
Jupiter | 1,5 km |
Saturn | 3 km |
Uran | 7 km |
Neptune | 16 km |
Podle současných znalostí je počet nepravidelných satelitů obíhajících Uran a Neptun menší než u Jupitera a Saturnu. Předpokládá se však, že je to jednoduše důsledek pozorovacích obtíží kvůli větší vzdálenosti Uranu a Neptunu. Tabulka vpravo ukazuje minimální poloměr (r min ) satelitů, které lze detekovat pomocí současné technologie, za předpokladu albedo 0,04; téměř jistě tedy existují malé uranské a neptunické měsíce, které ještě nelze vidět.
Vzhledem k menším počtům jsou statisticky významné závěry o seskupeních obtížné. Jediný původ retrográdních nepravidelností Uranu se zdá nepravděpodobný vzhledem k rozptýlení orbitálních parametrů, které by vyžadovalo vysoký impuls (Δ v ≈ 300 km), což znamená velký průměr nárazového tělesa (395 km), což je zase nekompatibilní s distribuce velikosti fragmentů. Místo toho se spekulovalo o existenci dvou seskupení:
- Kalibánská skupina
- Skupina Sycorax
Tyto dvě skupiny jsou odlišné (s jistotou 3σ) ve své vzdálenosti od Uranu a ve své výstřednosti. Tato seskupení však nejsou přímo podporována pozorovanými barvami: Caliban a Sycorax vypadají světle červené, zatímco menší měsíce jsou šedé.
U Neptuna byl zaznamenán možný společný původ Psamathe a Neso . Vzhledem k podobným (šedým) barvám bylo také navrženo, že Halimede by mohl být fragmentem Nereidu. Tyto dva satelity mají velmi vysokou pravděpodobnost (41%) srážky v průběhu stáří sluneční soustavy.
Průzkum
K dnešnímu dni byly jedinými nepravidelnými satelity, které kosmická loď navštívila, Triton a Phoebe , největší z Neptunových a Saturnových nepravidelností. Triton byl zobrazen Voyagerem 2 v roce 1989 a Phoebe sondou Cassini v roce 2004. Voyager 2 také zachytil vzdálený obraz Nupunovy Nereidy v roce 1989 a Cassini zachytil vzdálený obraz Jupiterovy Himalie v nízkém rozlišení v roce 2000. Nové obzory zachytily nízké -resolution obrazy Jupiterova Himalia a Elara v roce 2007. Tam jsou žádná kosmická loď hodlal navštívit nějaké nepravidelných satelitů v budoucnu.
Galerie
Reference
externí odkazy
- Stránky Davida Jewitta
- Zjištění okolností z JPL
- Průměrné orbitální prvky od JPL
- MPC: Služba efemeridy přírodních satelitů
- Tilmann Denk: Vnější měsíce Jupitera a Saturnu