Корисник:Dentedeleone/Неправилна месечина

Неправилни сателити на Јупитер (црвена), Сатурн (жолта), Уран (зелена) и Нептун (сина) (со исклучок на Тритон). Хоризонталната оска го покажува нивното растојание од планетата ( полу-главна оска ) изразено како дел од радиусот на планетата Ридска сфера. Вертикалната оска ја покажува нивната орбитална наклонетост . Точките или круговите ги претставуваат нивните релативни големини. Податоци заклучно со август 2006 година.

Во астрономијата, неправилна месечина, неправилен сателит или неправилен природен сателит е природен сателит кој се движи по далечна, наклонета и често занесена и ретроградна орбита. Тие биле уловени од матичната планета, за разлика од правилните сателити, кои се создале во орбитата околу нив. Неправилните месечини имаат стабилна орбита, за разлика од привремените сателити кои често имаат слични неправилни орбити, но на крајот си заминуваат. Терминот не се однесува на обликот бидејќи Тритон е тркалезна месечина, но се смета за неправилна поради неговата орбита.

До ноември 2021 година, познати се 147 неправилни месечини, кои орбитираат околу сите четири надворешни планети (Јупитер, Сатурн, Уран и Нептун). Најголеми на секоја планета се: Хималија на Јупитер, Феба на Сатурн, Сикоракс на Уран и Тритон на Нептун. Се смета дека неправилните сателити биле уловени од хелиоцентрични орбити во близина на нивната сегашна местоположба, набргу по создавањето на нивната матична планета. Има и друга теорија, според која тие потекнуваат од Кајперовиот појас, која не е поддржана со тековните набљудувања.

Дефиниција[уреди | уреди извор]

Планета	r _H, 10 <sup id="mwLQ">6</sup><span typeof="mw:Entity" id="mwLg"> </span>km ^[1]	р _мин , km ^[1]	Познат број
Јупитер	55	1.5	72
Сатурн	69	3	59
Уран	73	7	9
Нептун	116	16	7 (вклучувајќи го и Тритон)

Нема општоприфатена прецизна дефиниција за неправилен сателит. Неформално, сателитите се сметаат за неправилни ако се доволно оддалечени од планетата така што прецесијата на нивната орбитална рамнина е првенствено контролирирана од Сонцето.

Во пракса, големата полуоска на сателитот се споредува со радиусот на Хиловата сфера на планетата (т.е. сферата на нејзиното гравитационо влијание), $r_{H}$ . Неправилните сателити имаат големи полуоски поголеми од 0,05 $r_{H}$ со апоапси кои се протегаат до 0,65 $r_{H}$ . ^[1] Радиусот на Хиловата сфера е прикажан во табелата.

Земјината месечина е исклучок: таа обично не се смета како неправилен сателит, иако нејзината прецесија е првенствено контролирана од Сонцето и нејзината полуглавна оска е поголема од 0,05 од радиусот на Земјината Хилова сфера. Од друга страна, Нептуновиот Тритон обично се смета како неправилен и покрај тоа што е во рамките на 0,05 од радиусот на Хилова сфера на Нептун. Месечините на Нептун - Нереида и на Сатурн - Јапет имаат големи полуоски приближни на 0,05 од радиусот на Хиловата сфера на нивните матични планети: Нереида (со многу занесена орбита) обично се смета како неправилна, но не и Јапет.

Орбити[уреди | уреди извор]

Тековен распоред[уреди | уреди извор]

Орбитите на познатите неправилни сателити се многу разновидни. Ретроградните орбити се многу почести (83%) од проградните орбити. Не се познати сателити со орбитална наклонетост повисока од 55° (или помала од 130° кај ретроградните сателити). И покрај тоа, може да се групираат, каде што еден голем сателит има слична орбита со неколку помали сателити.

Со оглед на оддалеченоста од планетата, орбитите на надворешните сателити се често растројувани од Сонцето и нивните орбитални елементи во голема мера се менуваат во кратки интервали. Големата полуоска на Пасифаја, на пример, се менува за дури 1,5 гигаметри за две години (една нејзина орбита), наклонот се менува за околу 10° и занесеноста дури за 0,4 за 24 години (две револуции на Јупитер).^[2] Следствено, за нивно групирање се користат просечните орбитални елементи (во просек со тек на време) наместо оскулативните елементи во даден момент. (Исто како што се користат заеднички орбитални елементи за да се одредат астероидните семејства.)

Потекло[уреди | уреди извор]

Неправилните сателити биле уловени од хелиоцентрични орбити. (Изгледа дека неправилните месечини на џиновските планети, Нептуновите тројанци, Јупитеровите тројанци и телата од сивиот Кајперов појас имаат слично потекло.)^[3] За да се случи ова, требало да се случи барем една од следниве три работи:

дисипација на енергија (на пр. во взаемно дејство со првобитниот гасовит облак)
значително (40%) проширување на Хиловата сфера на планетата во краток временски период (илјадници години)
пренос на енергија при заемно дејство на три тела. Ова може да се случи поради:
- судар (или блиска средба) на натрапничко тело со сателит, по што натрапникот ја губи енергијата и е уловено.
- блиска средба помеѓу натрапничко бинарно тело со планетата (или евентуално постоечка месечина), по што се уловува една компонента од бинарното тело. Се смета дека ова најверојатно се случило со Тритон.^[4]

По уловувањето, некои од сателитите би можеле да се распаднат што ќе доведе до групирање на помали месечини кои имаат слични орбити. Резонанците би можеле дополнително да ги изменат орбитите со што групирањето се отежнува (тешко се препознаваат заедничките својства).

Долгорочна стабилност[уреди | уреди извор]

Тековните орбити на неправилните месечини се стабилни, и покрај значителните растројувања во близина на апоцентарот. ^[5] Причината за оваа стабилност кај голем број неправилни сателити е фактот што тие орбитираат со секуларна или козаиева резонанца.^[6]

Освен тоа, преку симулации се заклучило дека:

Орбитите со наклон меѓу 50° и 130° се многу нестабилни: нивната занесеност брзо се зголемува што резултира со губење на сателитот ^[2]
Ретроградните орбити се постабилни од проградните (стабилните ретроградни орбити ги има на поголемо растојание од планетата)

Зголемената занесеност резултира со помали перицентри и големи апоцентри. Сателитите влегуваат во зоната на редовните (поголеми) месечини и исчезнуваат или се исфрлаат преку судир и блиски средби. Инаку, зголемените растројувања од Сонцето при зголемување на апоцентрите ги туркаат надвор од Хиловата сфера.

Ретроградните сателити се на поголемо растојание од планетата од проградните. Проградните орбити стабилноста може да ја одржуваат сѐ додека нивните големи полуоски не достигнат 0,47 r_H (радиус на Хиловата сфера), а кај ретроградни орбити стабилноста се одржува до 0,67 r_H .

Границата на полуглавната оска е многу остра за проградните сателити. Сателит со проградна, кружна орбита (наклон=0°) поставен на 0,5 r_H ќе го напушти Јупитер за само четириесет години. Ова се објаснува со таканаречената евекциона резонанца. Апоцентарот на сателитот, каде што тежата на планетата врз Месечината е најслаб, се врзува во резонанца со положбата на Сонцето. Ефектите од растројувањата се акумулираат при секој премин, при што сателитот се турка подалеку од планетата.^[5]

Асиметријата помеѓу проградните и ретроградните сателити може да се објасни со Корлиосовото забрзување во системот кој ротира со планетата. Кај проградните сателити забрзувањето е насочено кон надвор, а кај ретроградните е насочено навнатре, со што се стабилизира сателитот.^[7]

Привремени уловувања[уреди | уреди извор]

Уловувањето на астероид од хелиоцентрична орбита не секогаш е постојано. Според симулациите, привремените сателити треба да се вообичаен феномен.^[8] ^[9] Единствените забележани примери се 2006 RH120 и 2020 CD3, кои биле привремени сателити на Земјата откриени во 2006 и 2020 година, соодветно.^[10] ^[11] ^[12]

Физички карактеристики[уреди | уреди извор]

Големина[уреди | уреди извор]

Бидејќи објектите со дадена големина е потешко да се видат колку е поголема нивната оддалеченост од Земјата, познатите неправилни сателити на Уран и Нептун се поголеми од оние на Јупитер и Сатурн; помали веројатно постојат, но сè уште не се забележани. Имајќи ја предвид оваа набљудувачка пристрасност, дистрибуцијата на големината на неправилните сателити се чини дека е слична за сите четири џиновски планети.

Распределбата на големината на астероидите и многу слични популации може да се изрази како закон за моќ: има многу повеќе мали објекти од големите, и колку е помала големината, толку е побројниот објект. Математичката врска што го изразува бројот на предмети, $N\,\!$ , со дијаметар помал од одредена големина, $D\,\!$ , е приближно како:

{\frac {dN}{dD}}\sim D^{-q}

со q дефинирање на наклонот.

Вредноста на q се одредува преку набљудување.

За неправилни месечини, се почитува закон за плитка моќност ( q ≃ 2) за големини од 10 до 100 km, ^† но поостар закон ( q ≃ 3,5) е забележан за објекти помали од 10 км. Анализата на снимките направени од телескопот Канада-Франција-Хаваи во 2010 година покажува дека законот за моќност за популацијата на Јупитер од мали ретроградни сателити, до граница на откривање од ≈ 400 m, е релативно плитко, на q ≃ 2,5. Така може да се екстраполира дека Јупитер треба да има 600+600
300</br> 600+600
300 месечини 400 m во дијаметар или поголем. ^[13]

За споредба, распределбата на големите објекти на Кајперовиот појас е многу поостра ( q ≈ 4). Односно за секој објект од 1000 km има илјада предмети со дијаметар од 100 km, иако не е познато до каде се протега оваа дистрибуција. Распределбата на големината на популацијата може да обезбеди увид во неговото потекло, без разлика дали е преку фаќање, судир и распаѓање или натрупување.

^† За секој објект од 100 км, десет објекти од 10 км може да се најде.</br>

Бои[уреди | уреди извор]

Боите на неправилните сателити може да се проучуваат преку индекси на бои : едноставни мерки на разликите на привидната големина на објектот преку сина (B), видлива т.е. зелено-жолта (V) и црвена (R) филтри . Набљудуваните бои на неправилните сателити варираат од неутрални (сивкави) до црвеникави (но не толку црвени како боите на некои објекти од Кајперовиот појас).

албедо ^[14]	неутрален	црвеникава	црвено
низок	C _3-8%	P _2-6%	Д _2-5%
средно		М _10-18%	A _13-35%
високо		Е _25-60%

Системот на секоја планета покажува малку различни карактеристики. Неправилните на Јупитер се сиви до малку црвени, во согласност со астероидите од типот C, P и D. ^[15] Забележано е дека некои групи сателити прикажуваат слични бои (види подоцнежни делови). Неправилните на Сатурн се малку поцрвени од оние на Јупитер.

Големите уранска нерегуларни сателити ( Sycorax и Калибан ) се светло црвена, додека помалите Просперо и Setebos се сиви, како што се Нептунските сателити Nereid и Halimede . ^[16]

Спектра[уреди | уреди извор]

Со сегашната резолуција, видливиот и близу инфрацрвениот спектр на повеќето сателити изгледаат без карактеристики. Досега, воден мраз е заклучен на Фиби и Нерида, а карактеристиките што се припишуваат на водена промена биле пронајдени на Хималија.

Ротација[уреди | уреди извор]

Редовните сателити се обично плимно заклучени (односно, нивната орбита е синхрона со нивната ротација, така што тие покажуваат само едно лице кон нивната матична планета). Спротивно на тоа, плимните сили на неправилните сателити се занемарливи со оглед на нивната оддалеченост од планетата, а периодите на ротација во опсег од само десет часа се измерени за најголемите месечини Хималија, Фиби, Сикоракс и Нереида (за споредба со нивните орбитални периоди од стотици денови). Ваквите стапки на ротација се во истиот опсег што е типичен за астероидите .

Семејства со заедничко потекло[уреди | уреди извор]

Некои неправилни сателити се чини дека орбитираат во „групи“, во кои неколку сателити делат слични орбити. Водечката теорија е дека овие објекти сочинуваат семејства на судир, делови од поголемо тело што се распаднало.

Динамични групирања[уреди | уреди извор]

Едноставните модели на судир може да се користат за да се процени можната дисперзија на орбиталните параметри со оглед на импулсот на брзина Δ <i id="mwAT0">v</i> . Примената на овие модели на познатите орбитални параметри овозможува да се процени Δ v неопходна за создавање на набљудуваната дисперзија. A Δ v од десетици метри во секунда (5–50 m/s) може да резултира од раскинување. Динамични групирања на неправилни сателити може да се идентификуваат со користење на овие критериуми и да се процени веројатноста за заедничко потекло од распадот. ^[17]

Кога дисперзијата на орбитите е премногу широка (т.е. ќе бара Δ v во редот на стотици m/s)

или мора да се претпостави повеќе од еден судир, т.е. кластерот треба дополнително да се подели на групи
или значајни промени по судирот, на пример како резултат на резонанци, мора да се постулираат.

Групирање на бои[уреди | уреди извор]

Кога се познати боите и спектрите на сателитите, хомогеноста на овие податоци за сите членови на дадена групација е суштински аргумент за заедничко потекло. Сепак, недостатокот на прецизност во достапните податоци често го отежнува извлекувањето на статистички значајни заклучоци. Дополнително, набљудуваните бои не се нужно репрезентативни за масовниот состав на сателитот.

Набљудувани групирања[уреди | уреди извор]

Неправилни сателити на Јупитер[уреди | уреди извор]

Обично, следните групирања се наведени (динамички тесните групи што прикажуваат хомогени бои се наведени со задебелени букви )

Проградете сателити
- Групата Хималија дели просечен наклон од 28°. Тие се ограничени динамички (Δ v ≈ 150 Госпоѓица). Тие се хомогени на видливи бранови должини (имаат неутрални бои слични на оние на астероидите од типот C ) и на блиски инфрацрвени бранови должини ^[18]
- Проградните сателити Темисто, Карпо и Валетудо не се дел од ниту една позната група.

Ретроградни сателити
- Групата Карме дели просечен наклон од 165°. Динамички е затегнат (5 < Δ v < 50 Госпоѓица). Тој е многу хомогена во боја, секој член покажува светло-црвена боја во согласност со прогенитор на астероид од типот D.
- Групата Ананке дели просечен наклон од 148°. Покажува мала дисперзија на орбиталните параметри (15 < Δ v < 80 Госпоѓица). Самиот Ананке изгледа светло црвено, но другите членови на групата се сиви.
- Групата Pasiphae е многу дисперзирана. Самата Пасифае се чини дека е сива, додека другите членови ( Callirrhoe, Megaclite ) се светло црвени.

Синопа, понекогаш вклучена во групата Пасифае, е црвена и со оглед на разликата во наклонот, може да се фати независно. ^[15] ^[19] Пасифаја и Синопа се исто така заробени во секуларните резонанци со Јупитер. ^[5] ^[17]

Неправилни сателити на Сатурн[уреди | уреди извор]

Следниве групи најчесто се наведени за сателитите на Сатурн:

Проградете сателити
- Галската група дели просечен наклон од 34°. Нивните орбити се динамички тесни (Δ v ≈ 50 m/s) и имаат светло-црвена боја; боењето е хомогено и при видливи и во близина на инфра-црвените бранови должини. ^[18]
- Групата Инуити дели просечен наклон од 46°. Нивните орбити се широко дисперзирани (Δ v ≈ 350 m/s), но тие се физички хомогени и имаат светло црвена боја.
Ретроградни сателити
- Нордиската група е дефинирана најмногу за цели на именување; орбиталните параметри се многу широко дисперзирани. Испитувани се подподелби, вклучително и
  - Групата Фиби дели просечен наклон од 174°; и оваа подгрупа е широко распространета и може дополнително да се подели на најмалку две подгрупи
  - Групата Скати е можна подгрупа на нордиската група

Animation of Saturn's Inuit group of satellites
Kiviuq · Ijiraq · Paaliaq · Siarnaq · Tarqeq
Animation of Phoebe's orbit.
Saturn · Phoebe · Titan

Неправилни сателити на Уран и Нептун[уреди | уреди извор]

Планета	r _мин ^[1]
Јупитер	1.5 км
Сатурн	3 км
Уран	7 км
Нептун	16 км

Според сегашните сознанија, бројот на неправилни сателити кои орбитираат околу Уран и Нептун е помал од оној на Јупитер и Сатурн. Сепак, се смета дека ова е едноставно резултат на тешкотии при набљудување поради поголемата оддалеченост на Уран и Нептун. Табелата десно го прикажува минималниот радиус (r _min ) на сателитите што може да се детектираат со тековната технологија, под претпоставка дека албедото е 0,04; така, речиси сигурно има мали Урани и Нептунски месечини кои сè уште не можат да се видат.

Поради помалите бројки, статистички значајните заклучоци за групирањата се тешки. Единечно потекло за ретроградните неправилни на Уран се чини неверојатно со оглед на дисперзијата на орбиталните параметри што би барале висок импулс (Δ v ≈ 300 км), што значи голем дијаметар на ударното тело (395 km), што пак е некомпатибилно со големината на распределбата на фрагментите. Наместо тоа, се шпекулира постоење на две групирања: ^[15]

Калибанска група
Група сикоракс

Овие две групи се разликуваат (со 3σ доверба) во нивната оддалеченост од Уран и во нивната занесеност. ^[20] Сепак, овие групирања не се директно поддржани од набљудуваните бои: Калибан и Сикоракс изгледаат светло-црвени, додека помалите месечини се сиви. ^[16]

За Нептун, забележано е можно заедничко потекло на Псамат и Несо . ^[21] Со оглед на сличните (сиви) бои, исто така се сугерираше дека Халимеде може да биде фрагмент од Нереида. ^[16] Двата сателити имале многу голема веројатност (41%) за судир во текот на староста на Сончевиот систем. ^[22]

Истражување[уреди | уреди извор]

До денес, единствените неправилни сателити кои биле посетени од вселенско летало се Тритон и Фиби, најголемите од неправилните на Нептун и Сатурн, соодветно. Тритон беше снимен од Војаџер 2 во 1989 година и Фиби од сондата Касини во 2004 година. Војаџер 2, исто така, заробени далечна сликата на Нептун Nereid во 1989 година, а Касини заробени далечна, со ниска резолуција на сликата на Јупитер Himalia во 2000 година. Новите хоризонти снимија снимки со ниска резолуција од Хималија и Елара на Јупитер во 2007 година. Нема планирано вселенско летало да посети неправилни сателити во иднина.

Галерија[уреди | уреди извор]

71 неправилна месечина на Јупитер (со Калисто за споредба)
58 неправилни месечини на Сатурн (со Јапет за споредба)
9 неправилни месечини на Уран
6 неправилни месечини на Нептун (со исклучок на Тритон)

[[Категорија:Орбити]] [[Категорија:Месечини]] [[Категорија:Неправилни месечини]] [[Категорија:Страници со непрегледан превод]]

↑ ^1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 Sheppard, S. S. (2006). „Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects“. Proceedings of the International Astronomical Union. 1: 319–334. arXiv:astro-ph/0605041. Bibcode:2006IAUS..229..319S. doi:10.1017/S1743921305006824. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Sheppard2006“ е зададен повеќепати со различна содржина.
↑ ^2,0 ^2,1 Carruba, V.; Burns, Joseph A.; Nicholson, Philip D.; Gladman, Brett J. (2002). „On the Inclination Distribution of the Jovian Irregular Satellites“ (PDF). Icarus. 158 (2): 434–449. Bibcode:2002Icar..158..434C. doi:10.1006/icar.2002.6896.
↑ Sheppard, S. S.; Trujillo, C. A. (2006). „A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors“. Science. 313 (5786): 511–514. Bibcode:2006Sci...313..511S. doi:10.1126/science.1127173. PMID 16778021.
↑ Agnor, C. B. and Hamilton, D. P. (2006). „Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“. Nature. 441 (7090): 192–4. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
↑ ^5,0 ^5,1 ^5,2 Nesvorný, David; Alvarellos, Jose L. A.; Dones, Luke; Levison, Harold F. (2003). „Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites“ (PDF). The Astronomical Journal. 126 (1): 398. Bibcode:2003AJ....126..398N. doi:10.1086/375461. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Nesvorny2003“ е зададен повеќепати со различна содржина.
↑ Ćuk, Matija; Burns, Joseph A. (2004). „On the Secular Behavior of Irregular Satellites“. The Astronomical Journal. 128 (5): 2518–2541. arXiv:astro-ph/0408119. Bibcode:2004AJ....128.2518C. doi:10.1086/424937.
↑ Hamilton, Douglas P.; Burns, Joseph A. (1991). „Orbital stability zones about asteroids“. Icarus. 92 (1): 118–131. Bibcode:1991Icar...92..118H. doi:10.1016/0019-1035(91)90039-V.
↑ Camille M. Carlisle (December 30, 2011). „Pseudo-moons Orbit Earth“. Sky & Telescope.
↑ Fedorets, Grigori; Granvik, Mikael; Jedicke, Robert (March 15, 2017). „Orbit and size distributions for asteroids temporarily captured by the Earth-Moon system“. Icarus. 285: 83–94. Bibcode:2017Icar..285...83F. doi:10.1016/j.icarus.2016.12.022.
↑ „2006 RH120 ( = 6R10DB9) (A second moon for the Earth?)“. Great Shefford Observatory. September 14, 2017. Архивирано од изворникот на 2015-02-06. Посетено на 2017-11-13.
↑ Roger W. Sinnott (April 17, 2007). „Earth's "Other Moon"“. Sky & Telescope. Архивирано од изворникот на 2012-08-27. Посетено на 2017-11-13.
↑ „MPEC 2020-D104 : 2020 CD3: Temporarily Captured Object“. Minor Planet Electronic Circular. Minor Planet Center. 25 February 2020. Посетено на 25 February 2020.
↑ Ashton, Edward; Beaudoin, Matthew; Gladman, Brett (September 2020). „The Population of Kilometer-scale Retrograde Jovian Irregular Moons“. The Planetary Science Journal. 1 (2): 52. arXiv:2009.03382. Bibcode:2020PSJ.....1...52A. doi:10.3847/PSJ/abad95.
↑ Based on the definitions from Oxford Dictionary of Astronomy, ISBN 0-19-211596-0
↑ ^15,0 ^15,1 ^15,2 Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare (2003). „Photometric survey of the irregular satellites“. Icarus. 166 (1): 33–45. arXiv:astro-ph/0301016. Bibcode:2003Icar..166...33G. doi:10.1016/j.icarus.2003.07.005. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Grav2003“ е зададен повеќепати со различна содржина.
↑ ^16,0 ^16,1 ^16,2 Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Fraser, Wesley C. (2004-09-20). „Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune“. The Astrophysical Journal. 613 (1): L77–L80. arXiv:astro-ph/0405605. Bibcode:2004ApJ...613L..77G. doi:10.1086/424997. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „GravHolmanFraser2004“ е зададен повеќепати со различна содржина.
↑ ^17,0 ^17,1 Nesvorn, David; Beaug, Cristian; Dones, Luke (2004). „Collisional Origin of Families of Irregular Satellites“ (PDF). The Astronomical Journal. 127 (3): 1768–1783. Bibcode:2004AJ....127.1768N. doi:10.1086/382099. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Nesvorny2004“ е зададен повеќепати со различна содржина.
↑ ^18,0 ^18,1 Grav, Tommy; Holman, Matthew J. (2004). „Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn“. The Astrophysical Journal. 605 (2): L141–L144. arXiv:astro-ph/0312571. Bibcode:2004ApJ...605L.141G. doi:10.1086/420881. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Grav2004“ е зададен повеќепати со различна содржина.
↑ Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C. (2003). „An abundant population of small irregular satellites around Jupiter“ (PDF). Nature. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003Natur.423..261S. doi:10.1038/nature01584. PMID 12748634.
↑ Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). „An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness“. The Astronomical Journal. 129 (1): 518–525. arXiv:astro-ph/0410059. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329.
↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.; Kleyna, Jan (2006). „A Survey for "Normal" Irregular Satellites around Neptune: Limits to Completeness“. The Astronomical Journal. 132 (1): 171–176. arXiv:astro-ph/0604552. Bibcode:2006AJ....132..171S. doi:10.1086/504799.
↑ Holman, M. J.; Kavelaars, J. J.; Grav, T.; и др. (2004). „Discovery of five irregular moons of Neptune“ (PDF). Nature. 430 (7002): 865–867. Bibcode:2004Natur.430..865H. doi:10.1038/nature02832. PMID 15318214. Посетено на 24 October 2011.

[Sheppard2006-1] 1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 Sheppard, S. S. (2006). „Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects“. Proceedings of the International Astronomical Union. 1: 319–334. arXiv:astro-ph/0605041. Bibcode:2006IAUS..229..319S. doi:10.1017/S1743921305006824. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Sheppard2006“ е зададен повеќепати со различна содржина.

[Carruba2000-2] 2,0 ^2,1 Carruba, V.; Burns, Joseph A.; Nicholson, Philip D.; Gladman, Brett J. (2002). „On the Inclination Distribution of the Jovian Irregular Satellites“ (PDF). Icarus. 158 (2): 434–449. Bibcode:2002Icar..158..434C. doi:10.1006/icar.2002.6896.

[Nep-3] Sheppard, S. S.; Trujillo, C. A. (2006). „A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors“. Science. 313 (5786): 511–514. Bibcode:2006Sci...313..511S. doi:10.1126/science.1127173. PMID 16778021.

[Agnor06-4] Agnor, C. B. and Hamilton, D. P. (2006). „Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“. Nature. 441 (7090): 192–4. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)

[Nesvorny2003-5] 5,0 ^5,1 ^5,2 Nesvorný, David; Alvarellos, Jose L. A.; Dones, Luke; Levison, Harold F. (2003). „Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites“ (PDF). The Astronomical Journal. 126 (1): 398. Bibcode:2003AJ....126..398N. doi:10.1086/375461. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Nesvorny2003“ е зададен повеќепати со различна содржина.

[Burns2004-6] Ćuk, Matija; Burns, Joseph A. (2004). „On the Secular Behavior of Irregular Satellites“. The Astronomical Journal. 128 (5): 2518–2541. arXiv:astro-ph/0408119. Bibcode:2004AJ....128.2518C. doi:10.1086/424937.

[HamBurns91-7] Hamilton, Douglas P.; Burns, Joseph A. (1991). „Orbital stability zones about asteroids“. Icarus. 92 (1): 118–131. Bibcode:1991Icar...92..118H. doi:10.1016/0019-1035(91)90039-V.

[Carlisle-8] Camille M. Carlisle (December 30, 2011). „Pseudo-moons Orbit Earth“. Sky & Telescope.

[Fedorets-9] Fedorets, Grigori; Granvik, Mikael; Jedicke, Robert (March 15, 2017). „Orbit and size distributions for asteroids temporarily captured by the Earth-Moon system“. Icarus. 285: 83–94. Bibcode:2017Icar..285...83F. doi:10.1016/j.icarus.2016.12.022.

[Shefford-10] „2006 RH120 ( = 6R10DB9) (A second moon for the Earth?)“. Great Shefford Observatory. September 14, 2017. Архивирано од изворникот на 2015-02-06. Посетено на 2017-11-13.

[Sinott-11] Roger W. Sinnott (April 17, 2007). „Earth's "Other Moon"“. Sky & Telescope. Архивирано од изворникот на 2012-08-27. Посетено на 2017-11-13.

[MPEC-2020-D104-12] „MPEC 2020-D104 : 2020 CD3: Temporarily Captured Object“. Minor Planet Electronic Circular. Minor Planet Center. 25 February 2020. Посетено на 25 February 2020.

[Ashton2020-13] Ashton, Edward; Beaudoin, Matthew; Gladman, Brett (September 2020). „The Population of Kilometer-scale Retrograde Jovian Irregular Moons“. The Planetary Science Journal. 1 (2): 52. arXiv:2009.03382. Bibcode:2020PSJ.....1...52A. doi:10.3847/PSJ/abad95.

[14] Based on the definitions from Oxford Dictionary of Astronomy, ISBN 0-19-211596-0

[Grav2003-15] 15,0 ^15,1 ^15,2 Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare (2003). „Photometric survey of the irregular satellites“. Icarus. 166 (1): 33–45. arXiv:astro-ph/0301016. Bibcode:2003Icar..166...33G. doi:10.1016/j.icarus.2003.07.005. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Grav2003“ е зададен повеќепати со различна содржина.

[GravHolmanFraser2004-16] 16,0 ^16,1 ^16,2 Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Fraser, Wesley C. (2004-09-20). „Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune“. The Astrophysical Journal. 613 (1): L77–L80. arXiv:astro-ph/0405605. Bibcode:2004ApJ...613L..77G. doi:10.1086/424997. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „GravHolmanFraser2004“ е зададен повеќепати со различна содржина.

[Nesvorny2004-17] 17,0 ^17,1 Nesvorn, David; Beaug, Cristian; Dones, Luke (2004). „Collisional Origin of Families of Irregular Satellites“ (PDF). The Astronomical Journal. 127 (3): 1768–1783. Bibcode:2004AJ....127.1768N. doi:10.1086/382099. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Nesvorny2004“ е зададен повеќепати со различна содржина.

[Grav2004-18] 18,0 ^18,1 Grav, Tommy; Holman, Matthew J. (2004). „Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn“. The Astrophysical Journal. 605 (2): L141–L144. arXiv:astro-ph/0312571. Bibcode:2004ApJ...605L.141G. doi:10.1086/420881. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Grav2004“ е зададен повеќепати со различна содржина.

[SheppardJewitt2003-19] Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C. (2003). „An abundant population of small irregular satellites around Jupiter“ (PDF). Nature. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003Natur.423..261S. doi:10.1038/nature01584. PMID 12748634.

[SheppardUranus2005-20] Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). „An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness“. The Astronomical Journal. 129 (1): 518–525. arXiv:astro-ph/0410059. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329.

[SheppardJewittKleyna2006-21] Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.; Kleyna, Jan (2006). „A Survey for "Normal" Irregular Satellites around Neptune: Limits to Completeness“. The Astronomical Journal. 132 (1): 171–176. arXiv:astro-ph/0604552. Bibcode:2006AJ....132..171S. doi:10.1086/504799.

[HolmanKavelaarsGrav2004-22] Holman, M. J.; Kavelaars, J. J.; Grav, T.; и др. (2004). „Discovery of five irregular moons of Neptune“ (PDF). Nature. 430 (7002): 865–867. Bibcode:2004Natur.430..865H. doi:10.1038/nature02832. PMID 15318214. Посетено на 24 October 2011.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]