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Asteroides troianos de Júpiter: diferenças entre revisões

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== Nomenclatura ==
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Os troianos de Júpiter são nomeados em homenagem a [[herói]]s famosos da [[Guerra de Troia]]. Esta nomenclatura foi sugerida por [[Johann Palisa]], que foi o primeiro astrônomo a calcular com precisão as órbitas de asteroides contidos nos pontos de Lagrange de Júpiter.<ref name=Nicholson1961/> Asteroides no ponto L<sub>4</sub> (o "nódulo" ou "campo grego", ou "grupo de Aquiles") recebem nomes de herois [[mitologia grega|gregos]], enquanto que os asteroides no ponto L<sub>5</sub> (o "nódulo" ou "campo de Troia") recebem nomes de herois de [[Troia]].<ref name=Nicholson1961/> 617 Patroclus e 624 Hektor são exceções à regra, o primeiro sendo um nome grego no campo troiano, e o último sendo um nome troiano no campo grego. Isto ocorreu devido que tais asteroides foram nomeados antes da adoção dos critérios atuais de nomenclatura.<ref name=Wyse1938/>
Os troianos de Júpiter são nomeados em homenagem a [[herói]]s famosos da [[Guerra de Troia]]. Esta nomenclatura foi sugerida por [[Ronaldinho]], que foi o primeiro astrônomo a calcular com precisão as órbitas de asteroides contidos nos pontos de Lagrange de Júpiter.<ref name=Nicholson1961/> Asteroides no ponto L<sub>4</sub> (o "nódulo" ou "campo grego", ou "grupo de Aquiles") recebem nomes de herois [[mitologia grega|gregos]], enquanto que os asteroides no ponto L<sub>5</sub> (o "nódulo" ou "campo de Troia") recebem nomes de herois de [[Troia]].<ref name=Nicholson1961/> 617 Patroclus e 624 Hektor são exceções à regra, o primeiro sendo um nome grego no campo troiano, e o último sendo um nome troiano no campo grego. Isto ocorreu devido que tais Bolas foram nomeados antes da adoção dos critérios atuais de nomenclatura.<ref name=Wyse1938/>


O termo [[troiano (astronomia)|troiano]] também é utilizado para referir-se a pequenos corpos celestes com relações orbitais similares com corpos maiores. Por exemplo, [[troiano (astronomia)|troianos de Marte]] e [[asteroides troianos de Neptuno|troianos de Neptuno]], e alguns satélites de Saturno possuem [[satélite troiano|satélites troianos]].{{#tag:ref|Simulações mostram que Saturno e [[Urano (planeta)|Urano]] possuem poucos asteroides troianos.<ref name="Nep">{{cite journal|last=Sheppard|first=SS |coauthors=CA Trujillo|date=2006-07-28|title=A thick cloud of Neptune Trojans and their colors|journal=Science|location=New York|volume=313|issue=5786|pages=511–514|issn=0036-8075|oclc=110021198|url=http://www.ciw.edu/users/sheppard/pub/Sheppard06NepTroj.pdf}}</ref> |group=nota}}
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== População e massa ==
== População e massa ==

Revisão das 11h40min de 26 de março de 2011

Imagem dos asteroides troianos de Júpiter (em verde), em frente e atrás de Júpiter, em sua órbita. Em branco, o cinturão principal de asteróides, e em marrom (ou castanho), a família Hilda de asteroides.

Os asteroides troianos de Júpiter (AO 1945: asteróides troianos de Júpiter), habitualmente chamado de troianos ou asteroides troianos,[nota 1] são um grupo de asteroides troianos que dividem a órbita do planeta Júpiter em torno do Sol. Tais asteróides agrupam-se em dois pontos, os pontos de Lagrange de estabilidade L4 e L5, que localizam-se 60° à frente e atrás do planeta, respectivamente. O eixo semi-maior dos asteróides é, em média, de 5,2 UA.[1]

O primeiro asteroide troiano, 588 Achilles, foi descoberto em 1906 pelo astrônomo alemão Max Wolf.[2] 2 909 asteroides troianos jupiterianos foram encontrados até 2009.[3] Acredita-se que o número total de asteroides troianos jupiterianos seja em torno de um milhão, aproximadamente igual ao número de asteroides maiores do que 1 km no principal cinturão de asteróides.[1] Como o último, asteróides troianos formam famílias de asteróides.[4]

Troianos de Júpiter são corpos escuros, com espectro avermelhado. Não há evidência de água, matéria orgânica ou outros compostos químicos. A densidade dos troianos jupiterianos (medido através do estudo de estrelas binárias) varia entre 0,8 a 2,5 g·cm−3.[4] Acredita-se que troianos de Júpiter foram capturados em suas órbitas atuais nos estágios iniciais da formação do Sistema Solar, ou um pouco depois, durante o processo de migração dos gigantes gasosos.[4]

História observacional

Max Wolf, descobridor do primeiro troiano de Júpiter, feito em fevereiro de 1906.

Em 1772, o matemático Joseph-Louis Lagrange, nos seus estudos do problema de Euler dos três corpos, previu que a órbita de um pequeno corpo celeste, dividindo a mesma órbita de um planeta, e situada 60° à frente ou atrás da última, seria estável, com o pequeno corpo celeste permanentemente capturado nesta região.[2] O corpo capturado irá librar gradualmente em direção ao ponto exato de equilíbrio, em uma órbita ferradura.[5] Estes pontos são chamados de pontos L4 e L5 de Lagrange, respectivamente.[nota 2][6] Porém, nenhum asteroide foi observado nos pontos L4 e L5 de nenhum planeta, por mais de uma década. Os primeiros asteroides do tipo foram encontrados na órbita de Júpiter.[2]

Edward Emerson Barnard fez a primeira observação recordada de um asteroide troiano, (12126) 1999 RM11, em 1904, mas esta descoberta não foi notada na época.[7] Barnard acreditou que ele havia observado um recém-descoberto satélites de Saturno, Febe, localizado a apenas dois minutos de arcos no céu na época, ou possivelmente uma estrela. A identidade do objeto foi descoberta somente em 1999.[7]

A primeira descoberta verdadeira de um troiano ocorreu em fevereiro de 1906, quando Max Wolf do Observatório Heidelberg-Königstuhl descobriu um asteroide no ponto L4 da órbita de Júpiter, que foi nomeada posteriomente como 588 Achilles.[2] Em 1906 e 1907 mais dois troianos jupiterianos foram encontrados, por August Kopff (624 Hektor e 617 Patroclus).[2] Hektor, como Achilles, foi encontrada no ponto L4, enquanto que Patroclus foi o primeiro asteroide a ser encontrado no ponto L5 de Lagrange.[8] Em 1938, 11 troianos de Júpiter haviam sido descobertos,[9] aumentando para somente 14 em 1961.[2] Desde então, o número de asteroides troianos descobertos aumentou drasticamente. Em janeiro de 2009, 1 634 troianos de Júpiter foram encontrados no ponto L4 de Lagrange, e 1 277 no ponto L5 da órbita jupiteriana.[10] Este aumento foi possível graças a melhorias em instrumentos astronômicos, com a maior parte das descobertas sendo realizadas na década de 2000: em janeiro de 2000, 257 troianos de Júpiter haviam sido descobertos, número que aumentara para 1 600 em maio de 2003.[11]

Nomenclatura

Os troianos de Júpiter são nomeados em homenagem a heróis famosos da Guerra de Troia. Esta nomenclatura foi sugerida por Ronaldinho, que foi o primeiro astrônomo a calcular com precisão as órbitas de asteroides contidos nos pontos de Lagrange de Júpiter.[2] Asteroides no ponto L4 (o "nódulo" ou "campo grego", ou "grupo de Aquiles") recebem nomes de herois gregos, enquanto que os asteroides no ponto L5 (o "nódulo" ou "campo de Troia") recebem nomes de herois de Troia.[2] 617 Patroclus e 624 Hektor são exceções à regra, o primeiro sendo um nome grego no campo troiano, e o último sendo um nome troiano no campo grego. Isto ocorreu devido que tais Bolas foram nomeados antes da adoção dos critérios atuais de nomenclatura.[9]

O termo troiano também é utilizado para referir-se a pequenos jogos celestes com relações orbitais similares com corpos maiores. Por exemplo, troianos de idae e troianos de neptino, e alguns satélites de Sol possuem satélites troianos.[nota 3]

População e massa

Imagem mostrando os pontos de Lagrange, L4 e L5, da Terra. Os pontos de Lagrange de Júpiter são similares, mas muito maiores.

Estimativas do número total de troianos são baseadas em estudos profundos em áreas limitadas do céu.[1] Acredita-se que o sistema L4 contenha 160 a 240 mil asteroides com diâmetros maiores do que 1 km.[1][6] Se o sistema L5 possui um número comparável de objetos, mais de um milhão de asteroides troianos existem. Estes números são similares aos números de asteroides comparáveis no cinturão principal de asteroides.[1] Estima-se que a massa dos troianos de Júpiter seja 0,0001 a da Terra, ou um quinto da massa do cinturão principal.[6] Acredita-se que todos os troianos com brilho absoluto de 9,0 a 9,5 tenham sido descobertos.[4] O número de troianos observado no ponto L4 é um pouco maior do que o do ponto L5. Porém, visto que o número dos asteroides troianos mais brilhantes entre dois grupos é similar, a diferença é provavelmente devido à viés sistemático de observação.[4] Porém, alguns modelos computadorizados indicam que o grupo L4 é um pouco mais estável do que o ponto L5.[5]

O maior asteroide troiano é 624 Hektor, que possui um raio médio de 101,5 ± 1,8 km.[11] Existem poucos asteroides troianos com tamanho comparável. O número de troianos cresce rapidamente à medida que o tamanho dos troianos diminui, até 84 km, muito mais do que no cinturão principal de asteroides. O diâmetro de 84 km corresponde à uma magnitude absoluta de 9,5, assumindo um albedo de 0,04. Entre 40-4,4 km, a distribuição de tamanho dos asteroides troianos é similar ao do cinturão principal. Nada se sabe sobre as massas de troianos menores.[5] Esta distribuição sugere que os troianos de menor tamanho são produzidos através da colisão de troianos maiores.[4]

Órbitas

Animação da órbita de 624 Hektor (em azul), comparada à de Júpiter.

Os troianos de Júpiter possuem órbitas com raios entre 5,05 e 5,35 UA (com um eixo semi-maior médio de 5,2 ± 0,15 UA), e são distribuidos ao longo de regiões curvadas e enlogadas em torno dos dois pontos de Lagrange.[1] Cada grupo ocupa 26° da órbita de Júpiter, correspondendo à uma distância de 2,5 UA.[6] A espessura dos grupos troianos é de cerca de 2 raios de Hill de Júpiter, ou 0,6 UA.[5] Vários dos troianos jupiterianos possuem grandes inclinações orbitais relativos ao plano orbital do planeta, de até 40°.[6]

Os troianos não mantém uma separação fixa de Júpiter. Os troianos lentamente libram em torno de seus respectivos pontos de equilíbrio, movendo periodicamente mais próximo ou mais longe de Júpiter.[5] Troianos geralmente possuem um trajeto orbital chamado de órbita girino em torno dos pontos de Lagrange; o período médio de libração é de 150 anos.[6] A amplitude da libração (ao longo da órbita) varia de 0,6° a 88°, com a média sendo de 33°.[5] Simulações mostram que troianos podem possuir trajetos orbitais ainda mais complicados quando movendo de um ponto de Lagrang para outro, em órbitas ferraduras, embora nenhum asteroide troiano presentemente conhecido possui este tipo de órbita.[5]

Famílias dinâmicas e binárias

O estabelecimento de famílias dinâmicas na população troiana é mais difícil do que no cinturão principal de asteroides, porque os troianos possuem um número muito menor de possíveis posições do que os asteroides do cinturão principal. Isto significa que famílias tendem a ocupar partes de outras famílias, fundindo com o grupo principal. Em 2003, cerca de uma dúzia de famílias dinâmicas foram identificadas dentro dos troianos de Júpiter. As famílias dinâmicas dos troianos de Júpiter são muito menores em tamanho do que as famílias do cinturão principal. A maior família identificada, o grupo Menelaus, consiste de apenas oito membros.[4]

Apenas um asteroide binário troiano, 617 Patroclus, foi identificado até o presente. A órbita da binária é extremamente próxima, a 650 km, comparado com os 35 000 km da esfera de Hill da primária.[13] Acredita-se que o maior troiano de Júpiter, 624 Hektor, seja também uma binária.[4][14]

Propriedades físicas

O troiano 624 Hektor possui um brilho aparente similar ao do planeta anão Plutão.

Os troianos de Júpiter são corpos escuros de estrutura irregular. O albedo geométrico destes asteroides varia, no geral, entre 3% e 10%,[11] com a média sendo de 0,056 ± 0,003.[4] O asteroide 4709 Ennomos possui o maior albedo dos troianos, de 0,18.[11] Pouco se sabe sobre as massas, composição química, rotação ou outras propriedades físicas dos troianos.[4]

Rotação

As propriedades de rotação não são bem conhecidas. A análise da curva de luz de rotação de 72 asteroides troianos de Júpiter indicam um período de rotação médio de 11,2 horas, enquanto que o período médio de rotação de um grupo de controle, composto por asteroides do cinturão principal, foi de 10,6 horas.[15] A distrubuição do período de rotação dos troianos é similar à uma distribuição de Maxwell-Boltzmann,[nota 4] enquanto que a distribuição similar dos asteroides do cinturão principal não é uma distribuição de Maxwell-Boltzmann, com um déficit de asteroides com períodos entre 8-10 horas.[15] A distribuição de Maxwell-Boltzmann dos períodos de rotação dos troianos pode indicar que os troianos de Júpiter possam ter passado por um período de maior colisão, em comparação aos asteroides do cinturão principal.[15]

Porém, em 2008, uma equipe da Faculdade Calvin analizou a curva de luz de uma amostra (analizada por viés sistemático) de dez troianos, calculou o período médio de rotação da amostra como sendo de 18,9 horas, um valor significanemente maior do que tanto os asteroides do cinturão principal quanto àquele calculado utilizando uma amostra de 72 asteroides. A diferença pode indicar que os troianos possuem uma densidade menor do que os do cinturão principal, possivelmente indicando formação no cinturão de Kuiper.[16]

Composição

Espectroscopicamente, os troianos de Júpiter são em sua maioria asteroides do tipo D, que também predominam nas regiões externas do cinturão principal.[4] Um número pequeno de troianos são classificados como tipo P ou tipo C.[15] O espectro dos troianos são vermelhos (indicando luz refletida de comprimento de ondas maiores) ou neutras e sem características.[11] Não há uma evidência firme de água, matéria orgânica ou outros composto químicos, embora 4709 Ennomos possua um albedo um pouco maior do que a média troiana, possivelmente indicando a presença de água no estado sólido. Outros troianos possuem absorções muito fracas, a 1,7 e 2,3 μm, possivelmente um sina de matéria orgânica.[17] O espectro dos troianos de Júpiter é similar aos dos satélites irregulares de Júpiter, e de certa maneira, a núcleos de cometas, embora espectralmente os troianos sejam significantemente diferentes do que objetos do cinturão de Kuiper, de cor mais avermelhada.[1][4] A análise espectroscópica dos troianos indica possíveis evidências de água no estado sólido, um material rico em carbono (similar a carvão),[4] e silicatos rico em magnésio.[15] A composição dos troianos aparenta ser bem uniforme, com pouca variação entre os dois grupos.[18]

Uma equipe do Observatório Keck no Havaí anunciou em 2006 que haviam calculado a densidade do asteroide binário 617 Patroclus, de 0,8 g/cm3, menor a do que água no estado sólido, sugerindo que o par, e possivelmente vários outros asteroides troianos, são mais similares em tamanho e composição (água no estado gelo e uma camada de poeira interestelar) do que asteroides do cinturão principal.[13] Porém, a densidade de 624 Hektor, como determinada através de sua curva de luz de rotação, é de 2,48 g/cm3, significanamente maior do que a de 617 Patroclus.[14] A diferença significativa de densidade é um mistério, e indica que densidade talvez não seja um bom indicador da origem dos asteroides troianos.[14]

Origem em evolução

Duas teorias principais foram propostas para explicar a formação e evolução dos troianos. A primeira teoria sugere que os troianos formaram na mesma região no Sistema Solar do que Júpiter, e entraram em suas órbitas atuais à medida que o planeta se formava.[5] O último estágio da formação de Júpiter envolveu o crescimento acelerado de sua massa através da acreção de grandes quantidades de hidrogênio e hélio do disco protoplanetário. Durante este período de crescimento, que durou por apenas 10 000 anos, a massa de Júpiter aumentou em um fator de 10. Os planetésimos que tinham aproximadamente as mesmas órbitas de Júpiter foram capturadas pela gravidade cada vez maior do planeta.[5] O mecanismo de captura foi bastante eficiente, com 50% dos planetésimos restantes tendo sido capturados por Júpiter. Esta hipótese possui dois problemas primários: o número de corpos capturados excde a população de troianos descobertas por um fator de quatro, e os asteroides troianos presentes possuem inclinações orbitais maiores do que o predito pelo modelo de captura.[5] Porém, um forte ponto a favor desta teoria são simulações deste cenário segundo esta teoria, que indicam a inibição da formação de troianos similares na órbita de Saturno, sendo que até o presente nenhum asteroide troiano foi descoberto em torno de Saturno.[19]

A segunda teoria, parte do modelo de Nice, propõe que os troianos foram capturados durante o processo de migração planetária de Júpiter, que ocorreu cerca de 500 a 600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.[20] A migração foi desencadeada pela formação da ressonância orbital de 1:2 entre Júpiter e Saturno. Durante o período, a distância orbital do Sol de Urano, Neptuno, e de certa maneira, Saturno, aumentou, enquanto que a distância orbital de Júpiter do Sol diminuiu.[20] Os planetas gigantes em migração destabilizaram o Cinturão de Kuiper primordial, lançando milhões de objetos rumo ao interior do Sistema Solar. Além disso, a influência gravitacional dos quatro gigantes gasosos também teria afetado quaisquer troianos pré-existentes.[20] Segundo esta teoria, a população presente dos asteroides troianos de Júpiter foi o resultado da captura dos corpos provenientes do Cinturão de Kuiper, à medida que Júpiter e Saturno se distanciaram desta ressonância.[21]

O futuro a longo prazo dos troianos é incerto, visto que várias ressonâncias fracas com Júpiter e Saturno fazem com que os troianos comportem-se de forma caótica com o tempo.[22] Além disso, colisões entre os troianos gradualmente diminui o número de troianos restantes, na medida em que os fragmentos são ejetados do sistema. Troianos ejetados podem temporiaramente tornarem-se satélites irregulares de Júpiter, ou parte da família de cometas de Júpiter.[4] Simulações mostram que até 17% dos troianos de Júpiter são instáveis ao longo da idade do Sistema Solar, e portanto, devem ter sido ejetados de suas órbitas em algum tempo no passado.[23] Levison et al. acreditam que cerca de 200 troianos ejetados com mais de 1 km de diâmetro possam estar movendo-se em várias órbitas no Sistema Solar, com alguns possivelmente possuindo uma órbita cruzante da Terra.[24] Alguns dos troianos ejetados podem tornarem-se parte da família de cometas de Júpiter, à medida que aproximam do Sol, com qualquer possível gelo presente na superfície evaporarando.[24]

Notas

  1. ↑ O termo "asteroide troiano" é comumente utilizado em astronomia para referir-se aos troianos de Júpiter, visto que os primeiros asteroides troianos foram encontrados na órbita jupiteriana, e que a maior parte dos asteroides troianos descobertos até o presente localizam-se na órbita de Júpiter.
  2. ↑ Os outros três pontos, L1, L2 e L3, são instáveis.[5]
  3. ↑ Simulações mostram que Saturno e Urano possuem poucos asteroides troianos.[12]
  4. ↑ A distribuição de Maxwell-Boltzmann é , no qual é o período médio de rotação, e é a dispersão dos períodos.

Referências

  1. ↑ a b c d e f g Yoshida, F.; Nakamura, T (2005). «Size distribution of faint L4 Trojan asteroids». The Astronomical journal. 130: 2900–11. doi:10.1086/497571 
  2. ↑ a b c d e f g h Nicholson, Seth B. (1961). «The Trojan asteroids». Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 8: 239–46 
  3. ↑ «Trojan Minor Planets». International Astronomical Union (IAU). Consultado em 22 de janeiro de 2009 
  4. ↑ a b c d e f g h i j k l m n Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (2000). «Population and size distribution of small Jovian Trojan asteroids». The Astronomical journal. 120: 1140–7. doi:10.1086/301453 
  5. ↑ a b c d e f g h i j k Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). «Origin and Evolution of Trojan Asteroids». Asteroids III (PDF). Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38 
  6. ↑ a b c d e f Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (2000). «Population and size distribution of small Jovian Trojan asteroids». The Astronomical journal. 120: 1140–7. doi:10.1086/301453 
  7. ↑ a b Brian G. Marsden (1 de outubro de 1999). «The Earliest Observation of a Trojan». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). Consultado em 20 de janeiro de 2009 
  8. ↑ Einarsson, Sturla (1913). «The Minor Planets of the Trojan Group». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 25: 131–3 
  9. ↑ a b Wyse, A.B. (1938). «The Trojan group». Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 3: 113–19 
  10. ↑ «List of Jupiter Trojans». International Astronomical Union (IAU). Consultado em 31 de agosto de 2007 
  11. ↑ a b c d e Fernandes, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (2003). «The albedo distribution of Jovian Trojan asteroids». The Astronomical Journal. 126: 1563–1574. doi:10.1086/377015 
  12. ↑ Sheppard, SS; CA Trujillo (28 de julho de 2006). «A thick cloud of Neptune Trojans and their colors» (PDF). New York. Science. 313 (5786): 511–514. ISSN 0036-8075. OCLC 110021198 
  13. ↑ a b Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal et al. (2006). «A low density of 0.8 g cm−3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus». Nature. 439 (7076): 565–567. doi:10.1038/nature04350 
  14. ↑ a b c Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (2007). «Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves». The Astronomical journal. 133: 1393–1408. doi:10.1086/511772 
  15. ↑ a b c d e Barucci, M.A.; Kruikshank, D.P.; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). «Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids». Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 273–87 
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  23. ↑ Kleomenis Tsiganis, Harry Varvoglis and Rudolf Dvorak (April, 2005). «Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans». Springer. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 92 (1–3): 71–87. doi:10.1007/s10569-004-3975-7. Consultado em 17 de janeiro de 2009  Verifique data em: |data=, |ano= / |data= mismatch (ajuda)
  24. ↑ a b Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (1997). «Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids». Nature. 385: 42–44. doi:10.1038/385042a0. Consultado em 19 de janeiro de 2009  Erro de citação: Código <ref> inválido; o nome "Levison1997" é definido mais de uma vez com conteúdos diferentes

Ver também

Ligações externas

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