Troyano Júpiter
Asteroide que comparte la órbita de Júpiter

Los asteroides del Sistema Solar interior y Júpiter
  Troyanos de Júpiter
  Asteroides de Hilda 		  Cinturón de asteroides
  Órbitas de los planetas
Los troyanos de Júpiter se dividen en dos grupos: el campamento griego , delante de Júpiter, y el campamento troyano , detrás de él 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 libra alrededor de uno de los puntos de Lagrange estables de Júpiter : L 4 , existente 60° por delante del planeta en su órbita, o L 5 , 60° por detrás. Los troyanos de Júpiter se distribuyen en dos regiones alargadas y curvas alrededor de estos puntos de Lagrange con un semieje mayor promedio de aproximadamente 5,2  UA . [1]

El primer troyano de Júpiter descubierto, 588 Achilles , fue descubierto en 1906 por el astrónomo alemán Max Wolf . [2] Se han encontrado más de 9.800 troyanos de Júpiter hasta mayo de 2021. [actualizar][ 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 alrededor de 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]

En 2004 [actualizar], muchos troyanos de Júpiter se mostraban ante los instrumentos de observación como cuerpos oscuros con espectros rojizos y sin rasgos distintivos . No se ha obtenido ninguna evidencia firme de la presencia de agua o de cualquier otro compuesto específico en su superficie, pero se cree que están recubiertos de tolinas , polímeros orgánicos formados por la radiación del Sol. [6] Las densidades de los troyanos de Júpiter (medidas mediante el estudio de sistemas 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 los 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 a cuerpos más grandes: se sabe que existen troyanos de Marte , troyanos de Neptuno , troyanos de Urano y troyanos de la Tierra . [7] [8] [9] El término "asteroide troyano" normalmente se entiende que significa específicamente los troyanos de Júpiter porque los primeros troyanos fueron descubiertos cerca de la órbita de Júpiter y Júpiter tiene actualmente los troyanos más conocidos. [3]

Historia de la observación

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 60° por delante o por detrás de él 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 de avance y de retroceso se denominan puntos de Lagrange L 4 y L 5 . [11] [Nota 1] Los primeros asteroides atrapados en los puntos de Lagrange se observaron más de un siglo después de la hipótesis de Lagrange. Los asociados con Júpiter fueron los primeros en ser descubiertos. [2]

EE Barnard hizo la primera observación registrada de un troyano, (12126) 1999 RM 11 (identificado como A904 RD en ese momento), en 1904, pero ni él ni otros apreciaron su importancia en ese momento. [12] Barnard creyó que había visto el recientemente descubierto satélite saturniano Phoebe , que estaba a solo dos minutos de arco de distancia en el cielo en ese momento, 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 ocurrió en febrero de 1906, cuando el astrónomo Max Wolf del Observatorio Estatal de Heidelberg-Königstuhl descubrió un asteroide en el punto L 4 de Lagrange del sistema Sol - Júpiter , posteriormente llamado 588 Achilles . [2] En 1906-1907, el astrónomo alemán August Kopff descubrió dos troyanos más de Júpiter ( 624 Hektor y 617 Patroclus ). [2] Hektor, como Achilles, pertenecía al enjambre L 4 ("delante" del planeta en su órbita), mientras que Patroclus fue el primer asteroide conocido que residía en el punto L 5 de Lagrange ("detrás" del planeta). [13] En 1938, se habían detectado 11 troyanos de Júpiter. [14] Este número aumentó a 14 recién en 1961. [2] A medida que los instrumentos mejoraron, la tasa de descubrimiento creció rápidamente: para enero de 2000, se había descubierto un total de 257; [11] para mayo de 2003 , el número había aumentado a 1.600. [15] A octubre de 2018 hay 4.601 troyanos de Júpiter conocidos en L 4 y 2.439 en L 5. [16][actualizar]

Nomenclatura

La costumbre de nombrar a 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 ) reciben el nombre de héroes griegos (el "nodo o campamento griego" o " grupo de Aquiles "), y los de la órbita posterior (L 5 ) reciben el nombre de los héroes de Troya (el "nodo o campamento troyano"). [2] Los asteroides 617 Patroclo y 624 Héctor recibieron su nombre antes de que se ideara el gobierno de Grecia/Troya, lo que dio como resultado un "espía griego", Patroclo , en el nodo troyano y un "espía troyano", Héctor , en el nodo griego. [14] [17]

En 2018, en su 30.ª Asamblea General en Viena, la Unión Astronómica Internacional modificó la convención de nombres para los troyanos de Júpiter, permitiendo que los asteroides con H mayor que 12 (es decir, un diámetro medio menor que aproximadamente 22 kilómetros, para un albedo supuesto de 0,057) reciban el nombre de atletas olímpicos, porque ahora hay muchos más troyanos de Júpiter conocidos que nombres disponibles de guerreros griegos y troyanos que lucharon en la guerra de Troya. [18]

Números y masa

Un gráfico de contorno del potencial gravitatorio que muestra los puntos de Lagrange de la Tierra; L 4 y L 5 están por delante (arriba) y por detrás (abajo) del planeta, respectivamente. Los puntos de Lagrange 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 mayores de 2 km y alrededor de 600.000 con diámetros mayores de 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 más brillantes que la magnitud absoluta 9,0, la población probablemente esté completa. [15] Estas cifras son similares a las 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 sobrestimar el número de troyanos de Júpiter en varias veces. 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; [19] (2) una suposición incorrecta sobre la distribución de los troyanos de Júpiter en el cielo. [20] Según las nuevas estimaciones, el número total de troyanos de Júpiter con un diámetro mayor de 2 km es de 6.300 ± 1.000 y 3.400 ± 500 en los enjambres L 4 y L 5 , respectivamente. [20] Estas cifras se reducirían por un factor de 2 si los troyanos pequeños de Júpiter fueran más reflectantes que los grandes. [19]

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

El troyano de Júpiter más grande es 624 Hektor , que tiene un diámetro medio de 203 ± 3,6 km. [15] Hay pocos troyanos de Júpiter grandes en comparación con la población general. A medida que disminuye el tamaño, el número de troyanos de Júpiter crece muy rápidamente hasta 84 km, mucho más que en el cinturón de asteroides. Un diámetro de 84 km corresponde a una magnitud absoluta de 9,5, asumiendo un albedo de 0,04. Dentro del rango de 4,4 a 40 km, la distribución del tamaño 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 de Júpiter más pequeños. [10] La distribución del tamaño sugiere que los troyanos más pequeños pueden ser el producto de colisiones de troyanos de Júpiter más grandes. [5]

Los troyanos más grandes de Júpiter
TroyanoDiámetro (km)
624 Héctor225
617 Patroclo140
911 Agamenón131
588 Aquiles130
3451 Mentor126
3317 París119
1867 Deífobo118
1172 Eneas118
1437 Diomedes118
1143 Odiseo115
Fuente: Base de datos de cuerpos pequeños del JPL, datos NEOWISE

Órbitas

Animación de la órbita de 624 Hektor (azul), en contraste con la órbita de Júpiter (elipse roja exterior)

Los troyanos de Júpiter tienen órbitas con radios entre 5,05 y 5,35 UA (el semieje mayor medio es 5,2 ± 0,15 UA), y se distribuyen a lo largo de regiones alargadas y curvas alrededor de los dos puntos de Lagrange; [1] cada enjambre se extiende unos 26° a lo largo de la órbita de Júpiter, lo que supone una distancia total de unas 2,5 UA. [11] El ancho de los enjambres equivale aproximadamente a dos radios de Hill , lo que en el caso de Júpiter equivale a unas 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 con respecto a Júpiter, sino que libran lentamente alrededor de sus respectivos puntos de equilibrio, acercándose periódicamente a Júpiter o alejándose de él. [10] Los troyanos de Júpiter generalmente siguen trayectorias llamadas órbitas de renacuajo alrededor de los puntos de Lagrange; el período promedio 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°, con un 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 de Lagrange a otro; estas se denominan órbitas de herradura (actualmente no se conoce ningún troyano de Júpiter con una órbita de este tipo, aunque sí se conoce uno para Neptuno ). [10]

Familias dinámicas y binarios

Distinguir 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 en un rango mucho más estrecho de posibles posiciones. Esto significa que los cúmulos tienden a superponerse y fusionarse con el enjambre general. En 2003 se habían identificado aproximadamente una docena de familias dinámicas. Las familias de troyanos de Júpiter son mucho más pequeñas en tamaño que las familias del cinturón de asteroides; la familia más grande identificada, el grupo Menelao, consta de sólo ocho miembros. [5]

En 2001, 617 Patroclus fue el primer troyano de Júpiter identificado como un asteroide binario . [21] La órbita del binario es extremadamente cercana, a 650 km, en comparación con los 35.000 km de la esfera de Hill del primario . [22] El troyano de Júpiter más grande, 624 Hektor , es probablemente un binario de contacto con una luna pequeña. [5] [23] [24]

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 de 0,056 ± 0,003 para los objetos mayores de 57 km, [5] y de 0,121 ± 0,003 (banda R) para los menores de 25 km. [19] El asteroide 4709 Ennomos tiene el albedo más alto (0,18) de todos los troyanos de Júpiter conocidos. [15] Se sabe poco sobre las masas, la composición química, la rotación u otras propiedades físicas de los troyanos de Júpiter. [5]

Rotación

Las propiedades rotacionales de los troyanos de Júpiter no son bien conocidas. El análisis de las curvas de luz rotacional de 72 troyanos de Júpiter dio un período rotacional 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. [25] La distribución de los períodos rotacionales de los troyanos de Júpiter pareció estar bien aproximada por una función maxwelliana , [Nota 2] mientras que se encontró que la distribución para los asteroides del cinturón principal no era maxwelliana, con un déficit de períodos en el rango de 8 a 10 horas. [25] La distribución maxwelliana de los períodos rotacionales de los troyanos de Júpiter puede indicar que han experimentado una evolución colisional más fuerte en comparación con el cinturón de asteroides. [25]

En 2008, un equipo del Calvin College examinó las curvas de luz de una muestra desviada de diez troyanos de Júpiter y descubrió un período de giro medio de 18,9 horas. Este valor era 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 media menor, lo que puede implicar que se formaron en el cinturón de Kuiper (véase más abajo). [26]

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 se clasifica como asteroides de tipo P o C. [25] Sus espectros son rojos (lo que significa que reflejan más luz en longitudes de onda más largas) o neutrales y sin rasgos distintivos. [15] No se ha obtenido evidencia firme de agua, compuestos orgánicos u otros compuestos químicos hasta 2007. [actualizar]4709 Ennomos tiene un albedo ligeramente superior al promedio de los troyanos de Júpiter, lo que puede indicar la presencia de hielo de agua. Algunos otros troyanos de Júpiter, como 911 Agamemnon y 617 Patroclus , han mostrado absorciones muy débiles a 1,7 y 2,3 μm, lo que podría indicar la presencia de compuestos orgánicos. [27] 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 puede coincidir con una mezcla de hielo de agua, una gran cantidad de material rico en carbono ( carbón vegetal ), [5] y posiblemente silicatos ricos en magnesio . [25] La composición de la población de troyanos de Júpiter parece ser marcadamente uniforme, con poca o ninguna diferenciación entre los dos enjambres. [28]

Un equipo del Observatorio Keck en Hawái anunció en 2006 que había medido la densidad del troyano binario de Júpiter 617 Patroclus y que era menor que la del hielo de agua (0,8 g/cm 3 ), lo que sugiere que el par, y posiblemente muchos otros objetos troyanos, se parecen más a los cometas o a los objetos del cinturón de Kuiper en composición (hielo de agua con una capa de polvo) que a los asteroides del cinturón principal. [22] 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. [24] Tal diferencia en densidades sugiere que la densidad puede no ser un buen indicador del origen de los asteroides. [24]

Origen y evolución

Han surgido dos teorías principales para explicar la formación y evolución de los troyanos de Júpiter. La primera sugiere que los troyanos de Júpiter se formaron en la misma parte del Sistema Solar que Júpiter y entraron en sus órbitas mientras se estaba formando. [10] La última etapa de la formación de Júpiter implicó un crecimiento descontrolado de su masa a través de la acreción de grandes cantidades de hidrógeno y helio del disco protoplanetario ; durante este crecimiento, que duró solo unos 10.000 años, la masa de Júpiter aumentó en un factor de 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. [29] 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 hace que el lado L4 de estas órbitas esté sobreocupado. 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 la población de troyanos de Júpiter 3-4 órdenes de magnitud demasiado grande. [30]

La segunda teoría propone que los troyanos de Júpiter fueron capturados durante la migración de los planetas gigantes descrita en el modelo de Nice . En el modelo de Nice, las órbitas de los planetas gigantes se volvieron inestables 500-600 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 afuera en el cinturón de Kuiper primordial , interrumpiéndolo y arrojando millones de objetos hacia adentro. [31] 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 de Lagrange tenía una relación de 3:1 con el período en el que la posición donde Júpiter pasa a Saturno circulaba en relación con su perihelio. Este proceso también fue reversible, lo que permitió que una fracción de los numerosos objetos dispersos hacia el interior por Urano y Neptuno ingresaran 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. [32] Este proceso también puede ocurrir más tarde, cuando Júpiter y Saturno cruzan resonancias más débiles. [33]

En una versión revisada del modelo de Nice, los troyanos de Júpiter son capturados cuando Júpiter se encuentra con un gigante de hielo durante la inestabilidad. En esta versión del modelo de Nice, uno de los gigantes de hielo (Urano, Neptuno o un quinto planeta perdido ) se dispersa hacia el interior en una órbita que cruza Júpiter y es dispersado hacia el exterior por Júpiter, lo que hace que las órbitas de Júpiter y Saturno se separen rápidamente. Cuando el semieje mayor de Júpiter salta durante estos encuentros, los troyanos de Júpiter existentes 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 por uno de los puntos de libración y perturbar sus órbitas dejando este punto de libración agotado en relación con el otro. Después de que terminan 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 de Nice original. [33]

El futuro a largo plazo de los troyanos de Júpiter es cuestionable, porque las múltiples resonancias débiles con Júpiter y Saturno hacen que se comporten de manera caótica con el tiempo. [34] La fragmentación por colisión agota lentamente la población de troyanos de Júpiter a medida que se expulsan fragmentos. Los troyanos de Júpiter expulsados ​​podrían convertirse en satélites temporales de Júpiter o de 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. [35] Levison et al. creen 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 crucen la Tierra. [36] Algunos de los troyanos de Júpiter escapados 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. [36]

Exploración

El 4 de enero de 2017, la NASA anunció que Lucy había sido seleccionada como una de sus dos próximas misiones del Programa Discovery . [37] Lucy está preparada para explorar siete [38] troyanos de Júpiter. Fue lanzada el 16 de octubre de 2021 y llegará a la nube troyana L 4 en 2027 después de dos asistencias gravitacionales de la Tierra y un sobrevuelo de un asteroide del cinturón principal. Luego regresará a las proximidades de la Tierra para recibir otra asistencia gravitacional que la llevará a la nube troyana L 5 de Júpiter , donde visitará 617 Patroclus . [39]

Véase 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 rotacional promedio, es la dispersión de períodos. F = 1 2 π σ PAG 2 exp ⁡ ( − ( PAG − PAG 0 ) 2 / σ 2 ) {\displaystyle F={\begin{smallmatrix}{\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma }}P^{2}\exp(-(P-P_{0})^{2}/\sigma ^{2})\end{smallmatrix}}} PAG 0 {\estilo de visualización P_{0}} σ {\estilo de visualización \sigma}

Referencias

  1. ^ abcdefg Yoshida, F.; Nakamura, T (2005). "Distribución de tamaño de los débiles asteroides troyanos L4". La Revista Astronómica . 130 (6): 2900–11. Código Bib : 2005AJ....130.2900Y. doi : 10.1086/497571 .
  2. ^ abcdefgh Nicholson, Seth B. (1961). "Los asteroides troyanos". Folletos de la Astronomical Society of the Pacific . 8 (381): 239–46. Código Bibliográfico :1961ASPL....8..239N.
  3. ^ ab «Planetas menores troyanos». Centro de Planetas Menores. Archivado desde el original el 29 de junio de 2017. Consultado el 14 de octubre de 2018 .
  4. ^ Tedesco, EF; Desert, F.-X. (2002). "Búsqueda de asteroides profundos por parte del Observatorio Espacial Infrarrojo". The Astronomical Journal . 123 (4): 2070–2082. Bibcode :2002AJ....123.2070T. doi : 10.1086/339482 .
  5. ^ abcdefghijklm Jewitt, David C.; Sheppard, Scott; Porco, Carolyn C. (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 . Cambridge University Press. S2CID  53962019. Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2019 . Consultado el 30 de abril de 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). "La composición superficial de los troyanos de Júpiter: estudio visible e infrarrojo cercano de familias dinámicas". Icarus . 183 (2): 420–434. Bibcode :2006Icar..183..420D. doi :10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  7. ^ Sheppard, SS; CA Trujillo (28 de julio de 2006). "Una espesa nube de troyanos de Neptuno y sus colores" (PDF) . Science . 313 (5786). Nueva York: 511–514. Bibcode :2006Sci...313..511S. doi :10.1126/science.1127173. OCLC  110021198. PMID  16778021. S2CID  35721399. Archivado desde el original (PDF) el 12 de abril de 2020.
  8. ^ "La misión WISE de la NASA encuentra el primer asteroide troyano que comparte la órbita de la Tierra 27 de julio de 2011". Archivado desde el original el 2 de mayo de 2017 . Consultado el 29 de julio de 2011 .
  9. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (28 de julio de 2011). «El asteroide troyano de la Tierra». Nature . 475 (7357): 481–483. Bibcode :2011Natur.475..481C. doi :10.1038/nature10233. PMID  21796207. S2CID  205225571.
  10. ^ abcdefghijk Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). "Origen y evolución de los asteroides troyanos" (PDF) . Asteroides III . Tucson, Arizona: Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 725–38. Archivado (PDF) desde el original el 6 de junio de 2011 . Consultado el 17 de enero de 2009 .
  11. ^ abcdefg Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (2000). "Población y distribución del tamaño de los pequeños asteroides troyanos jovianos". The Astronomical Journal . 120 (2): 1140–7. arXiv : astro-ph/0004117 . Código Bibliográfico :2000AJ....120.1140J. doi :10.1086/301453. S2CID  119450236.
  12. ^ por Brian G. Marsden (1 de octubre de 1999). «La observación más temprana de un troyano». Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica (CfA). Archivado desde el original el 14 de noviembre de 2008. Consultado el 20 de enero de 2009 .
  13. ^ Einarsson, Sturla (1913). "Los planetas menores del grupo troyano". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 25 (148): 131–3. Bibcode :1913PASP...25..131E. doi :10.1086/122216. S2CID  122428016.
  14. ^ ab Wyse, AB (1938). "El grupo troyano". Folletos de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 3 (114): 113–19. Código Bibliográfico :1938ASPL....3..113W.
  15. ^ abcdef Fernández, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (2003). "La distribución del albedo de los asteroides troyanos jovianos". La Revista Astronómica . 126 (3): 1563-1574. Código bibliográfico : 2003AJ....126.1563F. CiteSeerX 10.1.1.7.5611 . doi :10.1086/377015. S2CID  15977388. 
  16. ^ "Lista de troyanos de Júpiter". Minor Planet Center. Archivado desde el original el 12 de junio de 2018. Consultado el 14 de octubre de 2018 .
  17. ^ "Asteroides troyanos". Cosmos . Universidad Tecnológica de Swinburne. Archivado desde el original el 23 de junio de 2017 . Consultado el 13 de junio de 2017 .
  18. ^ "MPEC 2020-T164". minorplanetcenter.net . Consultado el 20 de julio de 2024 .
  19. ^ abc Fernández, YR; Jewitt, D.; Ziffer, JE (2009). "Albedos de pequeños troyanos jovianos". The Astronomical Journal . 138 (1): 240–250. arXiv : 0906.1786 . Código Bibliográfico :2009AJ....138..240F. doi :10.1088/0004-6256/138/1/240. S2CID  5592793.
  20. ^ ab Nakamura, Tsuko; Yoshida, Fumi (2008). "Un nuevo modelo de densidad superficial de troyanos jovianos alrededor de puntos de libración triangulares". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 60 (2): 293–296. Código Bib : 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». Archivado desde el original el 19 de julio de 2011. Consultado el 25 de octubre de 2010 .
  22. ^ ab Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; et al. (2006). "Una baja densidad de 0,8 g cm −3 para el asteroide binario troyano 617 Patroclus". 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". Archivado desde el original el 19 de julio de 2011. Consultado el 23 de julio de 2006 .(Descubrimiento de satélites)
  24. ^ abc Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (2007). "Densidades de los objetos del Sistema Solar a partir de sus curvas de luz rotacional". The Astronomical Journal . 133 (4): 1393–1408. arXiv : astro-ph/0612237 . Código Bibliográfico :2007AJ....133.1393L. doi :10.1086/511772. S2CID  17735600.
  25. ^ abcde Barucci, MA; Kruikshank, DP; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). "Propiedades físicas de los asteroides troyanos y centauros". Asteroides III . Tucson, Arizona: University of Arizona Press. págs. 273–87.
  26. ^ Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (abril de 2008). "Análisis de la curva de luz de una muestra imparcial de asteroides troyanos". The Minor Planet Bulletin . 35 (2). Asociación de Observadores Lunares y Planetarios: 82–84. Código Bibliográfico :2008MPBu...35...82M. OCLC  85447686.
  27. ^ Yang, Bin; Jewitt, David (2007). "Búsqueda espectroscópica de hielo de agua en asteroides troyanos jovianos". The Astronomical Journal . 134 (1): 223–228. Bibcode :2007AJ....134..223Y. doi : 10.1086/518368 . Consultado el 19 de enero de 2009 .
  28. ^ Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, MA; et al. (agosto de 2006). "La composición superficial de los troyanos de Júpiter: estudio visible e infrarrojo cercano de familias dinámicas". Icarus . 183 (2): 420–434. Bibcode :2006Icar..183..420D. doi :10.1016/j.icarus.2006.02.012.
  29. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "El crecimiento de Júpiter y Saturno y la captura de los troyanos". Astronomía y Astrofísica . 339 : 278–285. Bibcode :1998A&A...339..278M.
  30. ^ Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, AJ; Turrini, D. (2019). "Consecuencias de la migración planetaria en los cuerpos menores del sistema solar temprano". Astronomía y Astrofísica . 623 : A169. arXiv : 1902.04591 . Bibcode :2019A&A...623A.169P. doi :10.1051/0004-6361/201833713. S2CID  119546182.
  31. ^ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa; et al. (2007). "Origen de la estructura del cinturón de Kuiper durante una inestabilidad dinámica en las órbitas de Urano y Neptuno". Ícaro . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Código Bib : 2008Icar..196..258L. doi :10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  32. ^ Morbidelli, A.; Levison, HF; Tsiganis, K.; Gomes, R. (26 de mayo de 2005). «Captura caótica de los asteroides troyanos de Júpiter en el Sistema Solar temprano» (PDF) . Nature . 435 (7041): 462–465. Bibcode :2005Natur.435..462M. doi :10.1038/nature03540. OCLC  112222497. PMID  15917801. S2CID  4373366. Archivado desde el original (PDF) el 31 de julio de 2009 . Consultado el 19 de enero de 2009 .
  33. ^ ab Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013). "Captura de troyanos por Júpiter saltando". The Astrophysical Journal . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Bibcode :2013ApJ...768...45N. doi :10.1088/0004-637X/768/1/45. S2CID  54198242.
  34. ^ Robutal, P.; Gabern, F.; Jorba A. (2005). "Los troyanos observados y la dinámica global alrededor de los puntos lagrangianos del sistema Sol-Júpiter" (PDF) . Mecánica celeste y astronomía dinámica . 92 (1–3): 53–69. Código bibliográfico :2005CeMDA..92...53R. doi :10.1007/s10569-004-5976-y. S2CID  5759776. Archivado desde el original (PDF) el 31 de julio de 2009.
  35. ^ Kleomenis Tsiganis; Harry Varvoglis; Rudolf Dvorak (abril de 2005). "Difusión caótica y estabilidad efectiva de los troyanos de Júpiter". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 92 (1–3). Springer: 71–87. 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). "Evolución dinámica de los asteroides troyanos de Júpiter". Nature . 385 (6611): 42–44. Código Bibliográfico :1997Natur.385...42L. doi :10.1038/385042a0. S2CID  4323757.
  37. ^ Northon, Karen (4 de enero de 2017). «La NASA selecciona dos misiones para explorar el sistema solar primitivo». NASA . Archivado desde el original el 5 de enero de 2017 . Consultado el 5 de enero de 2017 .
  38. ^ "Tour". Sitio web de la misión Lucy . NASA. Archivado desde el original el 8 de septiembre de 2018. Consultado el 5 de octubre de 2021 .
  39. ^ Dreier, Casey; Lakdawalla, Emily (30 de septiembre de 2015). «La NASA anuncia cinco propuestas de Discovery seleccionadas para estudios posteriores». The Planetary Society . Archivado desde el original el 2 de octubre de 2015. Consultado el 1 de octubre de 2015 .
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Troyanos de Júpiter .
  • "Lista de planetas menores troyanos del Minor Planet Center".
  • Sheppard, Scott. "La página troyana".
  • Lykawka, PS; Horner (2010). "La captura de asteroides troyanos por los planetas gigantes durante la migración planetaria". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 405 (1383): 1375–1383. arXiv : 1003.2137 . Bibcode :2010MNRAS.405.1375L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16538.x . S2CID  54084401.
  • El telescopio WISE de la NASA muestra los colores desconocidos de los asteroides de Júpiter (NASA 2012-322: 15 de octubre de 2012)
  • Nuevas misiones Discovery de la NASA: Psyche y Lucy en YouTube
  • Simulación de la gravedad en 3D de los diez asteroides troyanos más grandes de Júpiter Archivado el 11 de junio de 2020 en Wayback Machine

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