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)
- ↑ 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
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||