Grupo Himalia

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Este diagrama compara os elementos orbitais e os tamanhos relativos dos membros do grupo Himalia. O eixo horizontal ilustra suas distâncias de Júpiter e o eixo vertical suas inclinações orbitais. Os círculos representam os seus tamanhos relativos.
Este diagrama ilustra todos os satélites irregulares de Júpiter. O grupo Himalia é agrupado próximo ao topo do diagrama. A posição dos objetos no eixo horizontal indica suas distâncias de Júpiter. O eixo vertical indica sua inclinação orbital. A excentricidade orbital é indicada pelas barras amarelas, que ilustram as distâncias máximas e mínimas dos objetos em relação a Júpiter. Os círculos ilustram o tamanho relativo de cada objeto.

O grupo Himalia é um grupo de satélites irregulares de Júpiter de movimento progressivo que seguem órbitas similares à lua Himalia e que, acredita-se, possuem uma origem comum.

Os membros conhecidos do grupo são (em ordem de distância crescente de Júpiter):

A estimativa inicial de órbita do recém-descoberto satélite S/2000 J 11 também o qualifica como membro do grupo — o qual aparenta ter a mesma inclinação orbital, e um semi-eixo maior levemente maior[1] — porém sua órbita não é conhecida na precisão adequada e seus elementos orbitais médios ainda não foram calculados.

Características e origem[editar | editar código-fonte]

Os objetos do grupo Himalia possuem semi-eixos maiores (distâncias de Júpiter) na faixa de 11,15 e 11,75 Gigâmetros (Gm), inclinação entre 26,6º e 28,3º e excentricidades na faixa de 0,11 a 0,25. No aspecto físico, o grupo é bastante homogêneo; todos os satélites apresentam cores neutras (índices de cores B−V = 0,66 e V−R = 0,36) similares aos asteróide tipo C.

Dada a limitada dispersão dos parâmetros orbitais e da homogeneidade espectral, tem sido sugerido que o grupo poderia ser um resquício do desmembramento de um asteróide proveniente de um cinturão de asteróides principal.[2] O raio do asteróide pai era de, provavelmente, cerca de 89 km, apenas um pouco maior do que o Himalia, o qual detém cerca de 89% da massa do corpo original. Isto indica que o asteróide não foi fortemente rompido.[1]

Integrações numéricas mostram uma alta probabilidade de colisão entre os membros deste grupo de movimento progressivo durante a vida útil do sistema solar (por exemplo, uma média de 1,5 colisões entre as luas Himalia e Elara). Além disso, as mesmas simulações têm mostrado uma probabilidade bastante elevada de colisão entre satélites retrógrados e progressivos (por exemplo, Pasite e Himalia possuem 27% de probabilidade de colisão dentro de 4,5 bilhões de anos). Por conseguinte, sugere-se que o grupo atual pode ter sido resultado de uma história mais recente e rica em colisões entre satélites progressivos e retrógrados, em oposição ao único desmembramento logo após a formação do planeta, deduzido para o grupos Carme e Ananke.[3]

Referências

  1. a b Scott S. Sheppard, David C. Jewitt An abundant population of small irregular satellites around Jupiter, Nature, 423 (May 2003), pp.261-263 (pdf)
  2. Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint
  3. David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 (pdf).