Ананкина група
Ананкина група — група повратни неправилни месечини на Јупитер кои следат слични орбити како онаа на месечината Ананка и се смета дека имаат заедничко потекло.
Нивните големи полуоски (оддалеченост од Јупитер) се движат помеѓу 19,3 и 22,7 Гм, орбиталните наклони им изнесуваат од 145,7° до 154,8°, а орбиталната занесеност им е од 0,02 до 0,28.
Основни членови на групата се следниве (негативниот период означува повратна орбита):[1][2]
| Име | Пречник (км) |
Период (денови) |
|---|---|---|
| Ананка | 28 | -623,59[3] |
| Праксидика | 7 | -609,25[4] |
| Јокаста | 5 | -640,97[3] |
| Харпалика | 4 | -634,19[3] |
| Тиона | 4 | -603,58[4] |
| Еванта | 3 | -602,81[4] |
| Ефимија | 2 | -628,06[5] |
Меѓународниот астрономски сојуз ги задржува имињата кои завршуваат на -e (во меѓународен облик) за сите повратни месечини, вклучувајќи ги членовите на оваа група.
Потекло[уреди | уреди извор]
Се смета дека Ананкината група настанала кога еден астероид бил зафатен од Јупитер и потоа распарчен кога се судрил. Овој став се должи на тоа што расејувањето на средната вредност на орбиталните параметри кај основните членови е многу мало и се должи на мал брзински импулс (15 < δV < 80 м/с), што укажува на еднен судар и разбивање.[6]
Според големината на месечините, првобитниот астероид можеби имал пречник од 28 км. Бидејќи вредноста е блиска на приближниот пречник на самата Ананка, веројатно е дека матичното тело не било многу пореметено.[7]
Заклучоците од фотометриските проучувања одат во полза на претпоставката за заедничко потекло: три месечини во семејството (Харпалика, Праксидика и Јокаста) имаат слична сива боја (просечни бојни показатели: B−V = 0,77 и V−R = 0,42), а самата Ананка е на границата помеѓу сива и светлоцрвена боја.[8]
1Оскулирачките орбитални параметри на неправилните месечини на Јупитер значајно се менуваат за кратки интервали поради големото растројување од Сонцето. На пример, забележани се промени од 1 Гм во големата полуоска за 2 години, 0,5 во занесеност за 12 години и дури до 5° за 24 години. Средните орбитални елементи се просеци прсметани со бројчено толкување на тековните елементи во долг временски период, кој служи за утврдување на динамичките семејства.
Наводи[уреди | уреди извор]
- ↑ Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Carolyn Porco Jupiter's outer satellites and Trojans, In: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere. Edited by Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon. Cambridge planetary science, Vol. 1, Cambridge, UK: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, 2004, p. 263 - 280 Full text(pdf). Архивирано на 14 јуни 2007.
- ↑ David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 Full text.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 „M.P.C. 127087“ (PDF). Minor Planet Circular. Minor Planet Center. 17 ноември 2020.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 „M.P.C. 104798“ (PDF). Minor Planet Circular. Minor Planet Center. 10 мај 2017.
- ↑ „M.P.C. 106350“ (PDF). Minor Planet Circular. Minor Planet Center. 10 мај 2017.
- ↑ David Nesvorný, Jose L. A. Alvarellos, Luke Dones, and Harold F. Levison Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites, The Astronomical Journal,126 (2003), pages 398–429. (pdf) Архивирано на 15 април 2020 г.
- ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (5 мај 2003). „An abundant population of small irregular satellites around Jupiter“. Nature. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003Natur.423..261S. doi:10.1038/nature01584. PMID 12748634. S2CID 4424447. (pdf). Архивирано на 13 август 2006.
- ↑ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites,Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||