İçeriğe atla

Jüpiter truvalısı: Revizyonlar arasındaki fark

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Sonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
"Jupiter trojan" sayfasının çevrilmesiyle oluşturuldu.
Etiketler: İçerik Çevirmeni [Çevirmeni 2]
(Fark yok)

Sayfanın 08.27, 3 Mart 2023 tarihindeki hâli

İç Güneş Sistemi ve Jüpiter çevresindeki asteroitler
      Jüpiter Truvalıları       Hilda asteroitleri       Asteroit kuşağı       Gezegenlerin yörüngeleri
Jüpiter truvalıları iki gruba ayrılmaktadır. Jüpiter'in yörüngesinin önündekiler Yunanlılar, arkasındakiler ise Truvalılar olarak adlandırılır.

Jüpiter Truvalıları, Truvalı asteroitler veya Truvalılar, Jüpiter'in Güneş etrafındaki yörüngesi üzerinde dönen büyük bir asteroit grubudur. Her bir truvalı Jüpiter'in sabit Lagrange noktalarında ve yörüngesinde salınmaktadır. Her biri gezegenin 60° önündeki L4 veya 60° ardındaki L5 noktalarında bulunur. Jüpiter truvalıları, ortalama yarı büyük ekseni yaklaşık 5,2 AU olan bu Lagrange noktalarının etrafındaki iki uzun ve kavisli bölgeye dağılmış durumdadır.[1]

İlk Jüpiter truvalısı olan 588 Achilles 1906 yılında Alman astronom Max Wolf tarafından keşfedilmiştir.[2] Bu keşiften itibaren Mayıs 2021'e kadar 9800'den fazla truvalı tespit edilmiştir.[3] Ortak olarak her biri Yunan Mitolojisinde gerçekleşen Truva Savaşlarındaki karakterlerden esinlenerek adlandırılmıştır. Çapı 1 km'den büyük olan Jüpiter truvalılarının toplam sayısının yaklaşık 1 milyon kadar olduğu düşünülmektedir.[4] Bu sayı asteroid kuşağında bulunan cisimlerin sayısıyla neredeyse aynıdır.[5] Asteroid kuşağındakilerde olduğu gibi Jüpiter truvalılarının da asteroit aileleri bulunmaktadır.[6]

Çoğu Jüpiter truvalısı karanlık kütleli, kırmızımsı saf bir spektrumda gözlemlenebilmektedir. Su varlığına veya belirli bir su bileşenine ilişkin herhangi bir kanıt bulunmamakla birlikte, Güneş radyasyonu tarafından meydana getirilen bir organik polimer olan tholin ile kaplı oldukları düşünülmektedir.[7] Cisimlerin yoğunlukları, dönme ışık eğrileri veya yoldaş yıldızlarına ilişkin yapılan çalışmalar vasıtasıyla yapılan çalışmalarla ölçüldüğü kadarıyla 0,8 ila 2,5 g·cm−3 arasında değişmektedir.[8] Jüpiter truvalılarının Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde veya hemen sonrasında meydana geldiği düşünülen dev gezegenlerin göçü sırasında mevcut yörüngelerine oturdukları düşünülmektedir. [8]

"Truvalı Asteroit" terimi özellikle Jüpiter ile aynı yörüngeyi paylaşan asteroitler için kullanılmakta olsa da, Güneş Sistemindeki diğer büyük cisimlerle ilişki içinde olan cisimler için de tercih edilmektedir. Buna bağlı olarak Mars, Neptün, Uranüs ve hatta Dünya'nın da truvalıları olduğu bilinmektedir.[9][10][11] İlk olarak Jüpiter'in yörüngesinde keşfedilmeleri ve burada çok fazla sayıda bulunmalarından ötürü genellikle "Truvalı Asteroit" terimi genellikle Jüpiter'in yörüngesindeki asteroitleri nitelemektedir.[12]

Gözlem tarihi

Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf (1890) - İlk truvalının kaşifi

1772 yılında İtalyan asıllı matematikçi Joseph-Louis Lagrange, kısıtlı üç cisim problemi üzerinde çalışırken, bir gezegenle aynı yörüngeyi paylaşan, ancak gezegenin 60° önünde ya da arkasında yer alan küçük bir cismin, bu bölgede mahsur kalacağını öngörmüştür.[8] Buna göre, sıkışan cisim bir at nalı yörüngesindeki denge noktası çevresinde yavaşça salınacaktır.[13] Bu ön ve arka noktalara, L4 ve L5 Lagrange noktaları adı verilmektedir.[14][Not 1] Lagrange noktalarında sıkışan ilk asteroitler ise Lagrange'ın hipotezinden ancak bir asır sonra gözlemlenebilmiştir. Jüpiter ile ilişkili olanlar ise ilk keşfedilenler olmuştur.[8]

E. E. Barnard 1904 yılında (12126) 1999 RM11 (o zamanlar A904 RD olarak tanımlanmıştı) adlı bir truva asteroidinin kaydedilen ilk gözlemini yapmış, ancak ne kendisi ne de başkaları o zamanlar bunun önemini kavrayabilmiştir.[8] Barnard, o sırada gökyüzünde yalnızca iki yay dakikası uzaklıkta bulunan ve yeni keşfedilen Satürn uydusu Phoebe'yi ya da muhtemelen bir asteroidi gördüğüne kanaat getirmiştir. Nesnenin kimliği 1999'da yörüngesi hesaplanana kadar da anlaşılamamıştır[8].

Kabul edilen ilk Jüpiter truva asteroidi keşfi, Şubat 1906'da Heidelberg-Königstuhl Devlet Gözlemevi'nden astronom Max Wolf'un Güneş-Jüpiter sisteminin L4 Lagrange noktasında bulunan ve sonradan 588 Achilles olarak adlandırılacak olan asteroidi keşfetmesiyle gerçekleşmiştir.[8] 1906-1907 yıllarında ise Alman astronom August Kopff tarafından iki Jüpiter truva asteroidi daha bulunmuştur (624 Hektor ve 617 Patroclus). 624 Hektor, 588 Achilles gibi Jüpiter'in önündeki L4 kümesine aitken, 617 Patroclus ise Jüpiter'in arkasındaki L5 Lagrange noktasında bulunduğu tespit edilen ilk asteroittir.[15] 1938'e kadar 11 Jüpiter truvalısı daha tespit edilmiş,[16] fakat bu sayı 1961 yılına kadar ancak 14'e yükselebilmiştir.[8] Aletler geliştikçe, keşif oranı hızla artmış; Ocak 2000'e kadar toplam 257 adet daha truvalı keşfedilmiştir.[17] Mayıs 2003'e kadar ise keşfedilenlerin sayısı 1.600'e ulaşmıştır.[18] Ekim 2018 itibariyle L4'te 4.601 ve L5'te 2.439 adet bilinen Jüpiter truvalısı bulunmaktadır.[19]

Adlandırma

Jüpiter'in L4 ve L5 noktalarındaki tüm asteroitlere Truva Savaşı'nın ünlü kahramanlarının isimlerini verme geleneği, yörüngelerini doğru bir şekilde hesaplayan ilk kişi olan Viyanalı Johann Palisa tarafından önerilmiştir.[20]

Ön (L4) yörüngedeki asteroitler Yunan kahramanlarının ("Yunan klanı ya da kampı" veya "Aşil grubu"), arka (L5) yörüngedekiler ise Truva kahramanlarının ("Truva klanı ya da kampı") adlarını alırlar.[21] 617 Patroclus ve 624 Hektor asteroitleri ise henüz bu kural belirlenmeden önce isimlendirilmiştir. Bu nedenle Truva grubunda aslında Yunan grubunda olması gereken Patroclus ve Yunan grubunda ise aslında Truva grubunda olması gereken Hektor yer almıştır.[22][23]

Sayıları ve kütleleri

Dünyanın Lagrange noktalarını gösterir yerçekimi potansiyeli kontur grafiğine göre L4 ve L5 sırasıyla gezegenin önünde (yukarısında) ve arkasında (altında) yer almaktadır. Jüpiter'in Lagrange noktaları ise Dünya'ya benzer şekilde çok daha büyük olan kendi yörüngesinde yer almaktadır.

Jüpiter truvalılarının toplam sayısına ilişkin tahminler gökyüzünün sınırlı alanlarında yapılan derin çalışmalara dayanmaktadır.[8] L4 kolunda çapı 2 km'den büyük olan yaklaşık 160-240 bin, çapı 1 km'den büyük olan ise yaklaşık 600 bin adet asteroit bulunduğu düşünülmektedir.[24][8] L5 kolunda da aynı sayıda asteroit olduğu varsayılırsa, çapı 1 km'den büyük toplam 1 milyondan fazla Jüpiter truvalısı olduğu düşünülmektedir. Mutlak parlaklığı 9'dan daha büyük objelerin muhtemelen tümü tespit edilmiştir.[25] Bu sayılar, asteroit kuşağındaki asteroit sayısıyla neredeyse benzerdir.[8] Jüpiter truvalılarının toplam kütlesinin Dünyanın 0,0001'i ya da asteroit kuşağındaki toplam kütlenin beşte biri olduğu değerlendirilmektedir.[25]

Jüpiter truvalılarının sayısına ilişkin son dönemde yapılan çalışmalarda, daha önceki dönemlerde yapılmış olan tahminlerin abartılı olabileceği değerlendirilmiştir. Bu abartının nedeni olarak iki husus öne sürülmektedir. Bunlardan ilki küçük cisimlerin ortalama albedolarının 0,12 seviyelerinde olduğu göz önüne alındığında Jüpiter truvalılarının 0,4 seviyelerindeki düşük bir ortalama albedoya sahip olmasıdır.[26] İkinci olarak ise gökyüzündeki cisimlerin dağılımına ilişkin yanlış bir varsayım üzerinden değerlendirmeler yapıldığı tezi öne sürülmüştür. Bu doğrultuda yapılan yeni varsayımlara göre, 2 km çapından büyük Jüpiter truvalılarının toplam sayısının L4 noktasında 6,300 ± 1,000 civarında; L5 noktasında ise göreceli olarak 3,400 ± 500 civarında olduğu tahmin edilmektedir.

L4 noktasındaki asteroitlerin görünürlüğünün L5 noktasındakilere göre daha kolay olması nedeniyle, en parlak olanlarının her iki kanattaki dağılımında temel bir fark olmamasına rağmen, bir tarafın diğerinden daha fazla sayıda asteroide sahip olduğu anlayışının gözlemsel bir önyargıdan kaynaklanmakta olduğu iddia edilmektedir.[27] Bazı modeller ise L4 kanadının L5 kanadına göre biraz daha kararlı olduğunu iddia etmektedir.[28]

Tespit edilebilen en büyük Jüpiter truvalısı 203 ± 3.6 km çapıyla 624 Hektor'dur. Tüm Jüpiter truvalılarının sayısına oranla az miktarda büyük truvalı bulunmaktadır. Boyutları azaldıkça, Jüpiter truva atlarının sayısı asteroit kuşağındakinden çok daha hızlı bir şekilde artarak, ortalama çapları 84 km'ye kadar inmektedir. Bu 84 km'lik çap, 0,04'lük bir albedo varsayımıyla 9,5'lik bir mutlak büyüklüğe karşılık gelir. 4,4 ila 40 km aralığındaki Jüpiter truva atlarının boyut dağılımı ana kuşak asteroitlerinkine benzemektedir. Daha küçük Jüpiter truvalılarının kütleleri hakkında kesin bir şey bilinmemektedir.[29] Boyut dağılımı, daha küçük truvaların daha büyük Jüpiter truvalarıyla çarpışmaların sonucu olabileceğini düşündürmektedir.[30]

En büyük Jüpiter truvalıları
Truvalı Çap (km)
624 Hektor 225
617 Patroclus 140
911 Agamemnon 131
588 Achilles 130
3451 Mentor 126
3317 Paris 119
1867 Deiphobus 118
1172 Äneas 118
1437 Diomedes 118
1143 Odysseus 115
Kaynak: JPL Small-Body Database, NEOWISE verileri

Yörüngeler

Jüpiter'in yörüngesine (dış kırmızı elips) karşı ayarlanmış 624 Hektor'un (mavi) yörüngesinin animasyonu

Jüpiter truvaları 5,05 ile 5,35 AU çapında yörüngelere sahiptir (ortalama yarı büyük eksen 5,2 ± 0,15 AU'dur) ve iki Lagrange noktası etrafında uzun, kavisli bölgeler boyunca dağılmışlardır.[1][31] Her bir grup, Jüpiter'in yörüngesini izleyerek yaklaşık 26° açısı ölçüsünde yayılmakta ve bu da toplamda yaklaşık 2,5 AU'luk bir mesafeye denk gelmektedir.[8] Grupların genişliği yaklaşık olarak iki Hill yarıçapına eşittir, bu da Jüpiter ölçeğinde yaklaşık 0,6 AU'dur.[32] Jüpiter truvalarının çoğu Jüpiter'in yörünge düzlemine göre 40°'ye varan ölçüde büyük yörünge eğikliğine sahiptirler.[8]

Jüpiter truvaları, bulundukları yörüngede Jüpiter'den sabit bir uzaklıkta durmazlar. Periyodik olarak Jüpiter'e yaklaşarak ya da uzaklaşarak kendi denge noktaları etrafında yavaşça salınırlar.[13] Jüpiter truvaları genellikle Lagrange noktaları etrafında iribaş yörünge adı verilen bir yol izlerler; salınımlarının ortalama süresi yaklaşık 150 yıldır.[14] Salınımın genliği (Jüpiter yörüngesi boyunca) 0° ile 88° arasında değişir. Simülasyonlar, Jüpiter truvalılarının bir Lagrange noktasından diğerine hareket ederken daha da karmaşık yörüngeler izleyebileceğini göstermektedir; bunlara da at nalı yörüngeler denmektedir (şu anda buna benzer bir yörüngeye sahip herhangi bir Jüpiter Truvalısı bilinmemekle birlikte Neptün için bilinen bir truvalı bulunmaktadır).

Dinamik aileler ve ikililer

Jüpiter truvalısı popülasyonu içindeki dinamik aileleri ayırt etmek, asteroit kuşağında olduğundan daha zordur, çünkü Jüpiter truvaları çok daha dar bir olası konum aralığında sıkışıp kalmıştır. Bu da grupların üst üste bindiği ve genel grupla birleşme eğiliminde oldukları anlamına gelmektedir. 2003 yılı itibariyle yaklaşık bir düzine dinamik aile tanımlanmıştır. Jüpiter truva aileleri, asteroit kuşağındaki ailelerden çok daha küçüktür; tanımlanan en büyük aile olan Menelaus grubu sadece sekiz üyeden oluşmaktadır.[33]

2001 yılında, 617 Patroclus ikili asteroit olarak tanımlanan ilk Jüpiter truvası oldu.[34] İkilinin yörüngesi, 650 km ile, birincil Hill küresi için belirlenen 35.000 km'ye kıyasla son derece yakındır.[35] En büyük Jüpiter truvası olan 624 Hektor da muhtemelen uydusu bulunan bir ikilidir.[36][37][38]

Fiziki özellikleri

624 Hektor (işaretlenmiş nokta), parlaklık açısından cüce gezegen Pluto'ya benzer.

Jüpiter truvaları düzensiz şekilli karanlık cisimlerdir. Geometrik albedoları genellikle %3 ile %10 arasında değişir.[39] Ortalama değerler, çapu 57 km'den büyük cisimler için 0.056 ± 0.003,[40] 25 km'den küçük olanlar için ise 0.121 ± 0.003'tür (R-tipi).[18] 4709 Ennomos asteroidi, bilinen tüm Jüpiter truvaları arasındaki en yüksek albedoya (0.18) sahiptir.[18] Jüpiter truvalarının kütleleri, kimyasal bileşimleri, rotasyonları veya diğer fiziksel özellikleri hakkında çok az şey bilinmektedir.[6]

Dönme Periyodu

Jüpiter truvalarının dönme özellikleri iyi bilinmemektedir. Jüpiter'in 72 truvasının dönme ışık eğrilerinin analizi, ortalama dönme periyodunu yaklaşık 11,2 saat olarak verirken, asteroit kuşağındaki asteroitlerin kontrol grubunun ortalama periyodu 10,6 saattir.[41] Jüpiter truvalarının dönme periyotlarının dağılımının Maxwellian bir fonksiyon ile tutarlı bir şekilde tahmin edilebildiği görülürken,[Not 2] ana kuşak asteroitleri için bu dağılımın 8-10 saat aralığında bir periyot açığı ile Maxwellian olmadığı görülmüştür.[41] Bu sonuçlar, Jüpiter Truvalılarının dönme periyotlarının Maxwellian dağılımı, asteroit kuşağına kıyasla daha güçlü bir çarpışmalı dönüşüm geçirdiklerine işaret ediyor olabilir.[41]

2008 yılında Calvin College'dan bir ekip, on Jüpiter truvasından oluşan ayrıştırılmış bir örneğin ışık eğrilerini incelemiş ve 18,9 saatlik bir medyan dönüş periyodu olduğunu tespit etmişlerdir. Bu değer benzer büyüklükteki ana kuşak asteroitlerinden (11,5 saat) önemli ölçüde daha yüksektir. Bu fark, Jüpiter truvalarının daha düşük bir ortalama yoğunluğa sahip olduğu, bu nedenle Kuiper kuşağında oluştukları sonucunu doğurabilir.[42]

Kompozisyon

Spektroskopik olarak, Jüpiter truvalarının çoğu asteroit kuşağının dış bölgelerinde baskın olan D tipi asteroitler olarak tanımlanır.[8] Küçük bir kısmı ise P veya C tipi asteroitler olarak sınıflandırılır.[25] Spektrumları kırmızıdır (yani daha uzun dalga boylarında daha fazla ışık yansıtırlar) genellikle nötr ve özelliksizlerdir.[43] 2007 yılı itibariyle su, organik veya diğer kimyasal bileşiklere dair kesin bir kanıt elde edilememiştir. 4709 Ennomos, ortalama Jüpiter truvasından biraz daha yüksek bir albedoya sahiptir ve bu da su buzunun varlığına işaret ediyor olabilir. Diğer bazı Jüpiter truvalıları, örneğin 911 Agamemnon ve 617 Patroclus, 1,7 ve 2,3 μm'de çok zayıf soğurmalar göstermiştir, bu da organiklerin varlığına işaret ediyor olabilir.[44] Jüpiter truvalılarının spektrumları Jüpiter'in düzensiz uydularınınkine ve bir dereceye kadar kuyruklu yıldız çekirdeklerininkine benzer, ancak Jüpiter truvalıları spektral olarak daha kırmızı Kuiper kuşağı nesnelerinden çok farklıdır.[45] Bir Jüpiter truvasının spektrumu su buzu, büyük miktarda karbon bakımından zengin malzeme (charcoal),[8] ve muhtemelen magnezyum bakımından zengin silikatların bir karışımıyla ilişkilendirilebilir.[25] Jüpiter truva popülasyonunun bileşimi, iki grup arasında çok az farklılaşma veya hiç farklılaşma olmaksızın, belirgin bir şekilde tekdüze görünmektedir.[46]

Hawaii'deki Keck Gözlemevi'nden bir ekip 2006 yılında ikili Jüpiter truvası 617 Patroclus'un yoğunluğunun, su buzununkinden (0,8 g/cm3) daha az olarak ölçtüğünü açıklamış ve bu ikilinin ve muhtemelen diğer birçok Truva nesnesinin bileşim olarak ana kuşak asteroitlerinden ziyade kuyruklu yıldızlara veya Kuiper kuşağı nesnelerine (toz tabakalı su buzu) daha çok benzediğini öne sürmüştür.[47] Bu argümana karşın, Hektor'un dönme ışık eğrisinden belirlenen yoğunluğu (2.480 g/cm3) 617 Patroclus'unkinden önemli ölçüde daha yüksektir.[48] Yoğunluklardaki bu tür bir fark, yoğunluğun gökcisminin kökenine ilişkin iyi bir gösterge olamayabileceğini göstermektedir.[48]

Kökeni ve Evrimi

Jüpiter truvalarının oluşumunu ve evrimini açıklamak için iki ana teori ortaya atılmıştır. Bunlardan ilki, Jüpiter truvalarının Güneş Sistemi'nin Jüpiter ile aynı bölümünde oluştuğunu ve Jüpiter biçimlenirken onun yörüngesine girdiğini öne sürmektedir.[8] Jüpiter'in oluşumunun son aşaması, protogezegensel diskten büyük miktarlarda hidrojen ve helyum birikmesi yoluyla kütlesinin kontrolden çıkmasıdır; yalnızca yaklaşık 10.000 yıl süren bu büyüme sırasında Jüpiter'in kütlesi on kat artmıştır. Jüpiter'le yaklaşık olarak aynı yörüngeye sahip olan gezegenimsi cisimler, gezegenin artan kütleçekimi tarafından yakalanmıştır.[8] Yakalama mekanizması öyle çok etkilidir ki geri kalan tüm gezegenimsi cisimlerin yaklaşık %50'si bu şekilde yakalanmıştır. Bu hipotezin iki büyük sorunu mevcuttur: yakalanan cisimlerin sayısı gözlemlenen Jüpiter truva asteroitlerinin sayısını dört kat aşmakta olup, mevcut Jüpiter truva asteroitleri yakalama modelinin öngördüğünden daha büyük yörünge eğimlerine sahiptir.[8] Bu senaryonun simülasyonları, böyle bir oluşum tarzının Satürn için de benzer truva cismi oluşumunu engelleyeceğini göstermektedir ve bu gözlemlerle de doğrulanmıştır, ancak bugüne kadar Satürn yakınlarında hiçbir truva cismi tespit edilmemiştir.[49] Bu teorinin bir varyasyonunda, Jüpiter ilk büyümesi sırasında truva cisimlerini yakalar ve büyümeye devam ettikçe kendi ekseni etrafında hareket eder. Jüpiter'in bu hareketi sırasında at nalı yörüngelerindeki cisimlerin yörüngeleri bozulur ve bu nedenle de L4 bölgesi fazlasıyla dolar. Sonuç olarak, Jüpiter büyüdükçe at nalı yörüngeler iribaş yörüngelere dönüştüğünde L4 tarafında fazla miktarda Truvalılar hapsolur. Bu model aynı zamanda Jüpiter truva popülasyonunu 3-4 kat daha büyük hale getirmektedir.[50]

İkinci teori, Jüpiter truvalarının Nice modelinde tanımlanan dev gezegenlerin hareketi sırasında yakalanmış olduğunu ileri sürmektedir. Nice modeline göre dev gezegenlerin yörüngeleri, Güneş Sistemi'nin oluşumundan yaklaşık 500-600 milyon yıl sonra Jüpiter ve Satürn'ün 1:2 ortalama hareket rezonansını geçmesiyle kararsız hale gelmiştir. Gezegenler arasındaki çarpışmalar, Uranüs ve Neptün'ün Kuiper kuşağına doğru savrulmasına, böylelikle Kuiper kuşağının dağılmasına ve burada bulunan milyonlarca cismin Güneş Sistemi'nin içine doğru fırlamasına yol açmıştır.[51] Jüpiter ve Satürn kendi yarı frekanslarına doğru yaklaştıklarında, önceden var olan Jüpiter truvalarının yörüngeleri, Jüpiter ve Satürn arasındaki diğer bir etkileşim sırasında kararsız hale gelmiştir. Bu olay, truvaların kendi bulundukları Lagrange bölgesi üzerindeki dönme periyodunun, Jüpiter'in Satürn'ün günberisinde olduğu konumdaki dönme periyoduna oranının üçte biri olduğu sırada meydana gelmiştir. Bu süreç, Uranüs ve Neptün tarafından içeriye doğru saçılan çok sayıda cismin bir kısmının bu bölgeye girmesine ve Jüpiter ile Satürn'ün yörüngeleri ayrılırken yakalanmasına olanak tanıyacak şekilde tersine çevrilebilir. Bu yeni truvalar, dev gezegenler tarafından yakalanmadan önce onlarla birçok kez karşılaşmalarının bir sonucu olarak çok farklı eksen eğikliklerine sahiplerdi.[52] Bu süreç aynı zamanda Jüpiter ve Satürn'ün daha zayıf rezonanslarla kesiştiklerinde de meydana gelmiş olabilir.[53]

Nice modelinin gözden geçirilmiş başka bir versiyonunda ise truvalıların yukarıda bahsedilen kararsızlık sırasında Jüpiter'in bir buz deviyle karşılaşması nedeniyle Jüpiter tarafından yakalanmış olabileceği belirtilmektedir. Nice modelinin bu versiyonunda Uranüs, Neptün veya kayıp bir beşinci gezegen diyebileceğimiz buz devlerinden biri, Jüpiter'i kesen bir yörüngeye doğru savrulur ve ardından Jüpiter tarafından dışa doğru itilerek Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin hızla birbirinden ayrılmasına neden olur. Bu karşılaşmalar sırasında Jüpiter'in yarı-büyük ekseni değiştiğinde mevcut Jüpiter truvaları buradan kurtulur ve Jüpiter'in yeni yarı-büyük eksenine uygun başka nesneler yörüngeye girer. Buz deviyle son kez karşılaşmasının ardından bu cisimler rezonans noktalarından birinden geçebilir ve birbirlerinin yörüngelerini bozarak rezonans noktalarını birbirlerine kıyasla zayıflatabilirler. Karşılaşmalar sona erdikten sonra, Jüpiter ve Satürn, orijinal Nice modelinin öne sürdüğü mekanizma aracılığıyla 3:7 gibi zayıf bir ortalama hareket rezonansına yaklaştıklarında Jüpiter truvalarının bazıları yok olur bazıları ise yakalanır.[53]

Jüpiter truvalarının uzun vadedeki geleceği ise tartışmaya açıktır, çünkü Jüpiter ve Satürn ile yaşadıkları çoklu zayıf rezonanslar zaman içinde düzensiz davranmalarına neden olmaktadır.[54] Çarpışma sonucu oluşan parçalanmalar yavaş yavaş Jüpiter truvalarının popülasyonunu azaltmaktadır. Yörünge dışına savrulan Jüpiter truvaları, Jüpiter'in veya Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının geçici uyduları haline gelebilir.[6] Simülasyonlar, Jüpiter truvalarının % 17'sine kadar olan kısmının yörüngelerinin Güneş Sistemi'nin ömrü boyunca kararsız olduğunu göstermektedir.[55] Levison ve çalışma ekibi, çapı 1 km'den büyük olan yaklaşık 200 adet Jüpiter truvalısının Güneş Sistemi'nde seyahat ediyor olabileceğine ve bunlardan birkaçının muhtemelen Dünya'yı geçen yörüngelerde bulunduğuna dikkat çekmektedir.[56] Bu tür Jüpiter truvalarından bazıları Güneş'e yaklaştıkça ve yüzeylerindeki buz buharlaşmaya başladıkça Jüpiter ailesi kuyrukluyıldızlarına dönüşebilir.[56]

Keşif

4 Ocak 2017'de NASA bir sonraki Keşif Programı'nın Lucy uzay aracı olacağını duyurmuştur.[57] Bu aracın yedi adet Jüpiter truvalısını ziyaret etmesi planlanmıştır.[58] 16 Ekim 2021 yılında uzaya fırlatılan Lucy'nin dünyanın kütleçekimini iki kez kullanarak L4 truva kümesine 2027 yılında ulaşması ve ardından asteroit kuşağında bulunan bir asteroite doğru hareket etmesi beklenmektedir. Ardından bir kez daha Dünya'nın kütleçekiminden faydalanarak L5 truva kümesinde bulunan 617 Patroclus'u ziyaret etmesi planlanmaktadır.[59]

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

Dış bağlantılar

  1. ^ a b Yoshida, F.; Nakamura, T. (Aralık 2005). "Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 130 (6): 2900–2911. doi:10.1086/497571. ISSN 0004-6256. 
  2. ^ Nicholson, Seth B. (Ekim 1960). "A New Trojan Asteroid, (1647) Menelaus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 72: 359. doi:10.1086/127550. ISSN 0004-6280. 
  3. ^ "Trojan Minor Planets". minorplanetcenter.net. Erişim tarihi: 2023-02-24. 
  4. ^ Tedesco, Edward F.; Desert, François-Xavier (Nisan 2002). "The [ITAL]Infrared Space Observatory[/ITAL] Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal. 123 (4): 2070–2082. doi:10.1086/339482. ISSN 0004-6256. 
  5. ^ Tedesco, Edward F.; Desert, François-Xavier (Nisan 2002). "The [ITAL]Infrared Space Observatory[/ITAL] Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal. 123 (4): 2070–2082. doi:10.1086/339482. 
  6. ^ a b c David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-28. 
  7. ^ Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M.A.; Licandro, J.; Boehnhardt, H.; Hainaut, O.; Marzari, F.; de Bergh, C.; De Luise, F. (Ağustos 2006). "The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus (İngilizce). 183 (2): 420–434. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012. 
  8. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-28.  Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: ":0" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: Kaynak gösterme)
  9. ^ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (2006-07-28). "A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors". Science (İngilizce). 313 (5786): 511–514. doi:10.1126/science.1127173. ISSN 0036-8075. 
  10. ^ "NASA - NASA's WISE Mission Finds First Trojan Asteroid Sharing Earth's Orbit". www.nasa.gov (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-24. 
  11. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (Temmuz 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature (İngilizce). 475 (7357): 481–483. doi:10.1038/nature10233. ISSN 1476-4687. 
  12. ^ "Trojan Minor Planets". minorplanetcenter.net. Erişim tarihi: 2023-02-24. 
  13. ^ a b Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). ""Origin and Evolution of Trojan Asteroids"" (PDF). Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38. Erişim tarihi: 28 Şubat 2023. 
  14. ^ a b Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (Ağustos 2000). "Population and Size Distribution of Small Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal. 120 (2): 1140–1147. doi:10.1086/301453. 
  15. ^ Einarsson, S. (1913-06-01). "THE MINOR PLANETS OF THE TROJAN GROUP". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 25 (148): 131–131. doi:10.1086/122216. ISSN 0004-6280. 
  16. ^ Wyse, Arthur B. (1938). "The Trojan Group". Vol. 3, No. 114, p.113. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
  17. ^ Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (Ağustos 2000). "Population and Size Distribution of Small Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal. 120 (2): 1140–1147. doi:10.1086/301453. 
  18. ^ a b c Fernndez, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (Eylül 2003). "The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 126 (3): 1563–1574. doi:10.1086/377015. ISSN 0004-6256. 
  19. ^ "List Of Jupiter Trojans". minorplanetcenter.net. Erişim tarihi: 2023-03-01. 
  20. ^ Nicholson, Seth B. (Ekim 1960). "A New Trojan Asteroid, (1647) Menelaus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 72: 359. doi:10.1086/127550. ISSN 0004-6280. 
  21. ^ Nicholson, Seth B. (Ekim 1960). "A New Trojan Asteroid, (1647) Menelaus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 72: 359. doi:10.1086/127550. ISSN 0004-6280. 
  22. ^ Wyse, Arthur B. (1938). "The Trojan Group". Vol. 3, No. 114, p.113. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
  23. ^ "Trojan Asteroids | COSMOS". astronomy.swin.edu.au. Erişim tarihi: 2023-03-01. 
  24. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (Temmuz 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature (İngilizce). 475 (7357): 481–483. doi:10.1038/nature10233. ISSN 1476-4687. 
  25. ^ a b c d Einarsson, S. (1913-06-01). "THE MINOR PLANETS OF THE TROJAN GROUP". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 25 (148): 131–131. doi:10.1086/122216. ISSN 0004-6280.  Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: ":1" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: Kaynak gösterme)
  26. ^ Fernndez, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (Eylül 2003). "The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 126 (3): 1563–1574. doi:10.1086/377015. ISSN 0004-6256. 
  27. ^ David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-28. 
  28. ^ Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). ""Origin and Evolution of Trojan Asteroids"" (PDF). Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38. Erişim tarihi: 28 Şubat 2023. 
  29. ^ Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). ""Origin and Evolution of Trojan Asteroids"" (PDF). Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38. Erişim tarihi: 28 Şubat 2023. 
  30. ^ David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-28. 
  31. ^ Yoshida, F.; Nakamura, T. (Aralık 2005). "Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 130 (6): 2900–2911. doi:10.1086/497571. ISSN 0004-6256. 
  32. ^ Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). ""Origin and Evolution of Trojan Asteroids"" (PDF). Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38. Erişim tarihi: 28 Şubat 2023. 
  33. ^ David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-28. 
  34. ^ Merline,, W. J. "IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2". cbat.eps.harvard.edu. Erişim tarihi: 2023-03-02. 
  35. ^ Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; Berthier, Jérôme; Bouchez, Antonin H.; Campbell, Randall D.; Chin, Jason C. Y.; van Dam, Marcos A.; Hartman, Scott K.; Johansson, Erik M.; Lafon, Robert E. (Şubat 2006). "A low density of 0.8 g cm-3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus". Nature (İngilizce). 439 (7076): 565–567. doi:10.1038/nature04350. ISSN 0028-0836. 
  36. ^ David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-28. 
  37. ^ "IAUC 8732: S/2006 (624) 1; 2006ds, 2006dt". cbat.eps.harvard.edu. Erişim tarihi: 2023-03-02. 
  38. ^ Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (Nisan 2007). "Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves". The Astronomical Journal (İngilizce). 133 (4): 1393–1408. doi:10.1086/511772. ISSN 0004-6256. 
  39. ^ Fernndez, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (Eylül 2003). "The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 126 (3): 1563–1574. doi:10.1086/377015. ISSN 0004-6256. 
  40. ^ David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-02-28. 
  41. ^ a b c 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.
  42. ^ Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (April 2008). "Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids". The Minor Planet Bulletin. Association of Lunar and Planetary Observers. 35 (2): 82–84. Bibcode:2008MPBu...35...82M. OCLC 85447686.
  43. ^ Fernndez, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (Eylül 2003). "The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 126 (3): 1563–1574. doi:10.1086/377015. ISSN 0004-6256. 
  44. ^ Yang, Bin; Jewitt, David (Temmuz 2007). "Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 134 (1): 223–228. doi:10.1086/518368. ISSN 0004-6256. 
  45. ^ Yoshida, F.; Nakamura, T. (Aralık 2005). "Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 130 (6): 2900–2911. doi:10.1086/497571. ISSN 0004-6256. 
  46. ^ Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M.A.; Licandro, J.; Boehnhardt, H.; Hainaut, O.; Marzari, F.; de Bergh, C.; De Luise, F. (Ağustos 2006). "The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus (İngilizce). 183 (2): 420–434. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012. 
  47. ^ Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; Berthier, Jérôme; Bouchez, Antonin H.; Campbell, Randall D.; Chin, Jason C. Y.; van Dam, Marcos A.; Hartman, Scott K.; Johansson, Erik M.; Lafon, Robert E. (Şubat 2006). "A low density of 0.8 g cm-3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus". Nature (İngilizce). 439 (7076): 565–567. doi:10.1038/nature04350. ISSN 0028-0836. 
  48. ^ a b Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (Nisan 2007). "Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves". The Astronomical Journal (İngilizce). 133 (4): 1393–1408. doi:10.1086/511772. ISSN 0004-6256. 
  49. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans". Astronomy and Astrophysics. 339: 278–285. Bibcode:1998A&A...339..278M.
  50. ^ Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, A. J.; Turrini, D. (2019). "Consequences of planetary migration on the minor bodies of the early solar system". Astronomy & Astrophysics. 623: A169. arXiv:1902.04591. Bibcode:2019A&A...623A.169P. doi:10.1051/0004-6361/201833713. S2CID 119546182.
  51. ^ Levison, H; Morbidelli, A; Vanlaerhoven, C; Gomes, R; Tsiganis, K (Temmuz 2008). "Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune". Icarus (İngilizce). 196 (1): 258–273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. 
  52. ^ Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. (Mayıs 2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System". Nature (İngilizce). 435 (7041): 462–465. doi:10.1038/nature03540. ISSN 0028-0836. 
  53. ^ a b Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013-04-12). "CAPTURE OF TROJANS BY JUMPING JUPITER". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45. ISSN 0004-637X. 
  54. ^ Robutel, P.; Gabern, F.; Jorba, A. (Nisan 2005). "The Observed Trojans and the Global Dynamics Around The Lagrangian Points of the Sun–Jupiter System". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 92 (1-3): 53–69. doi:10.1007/s10569-004-5976-y. ISSN 0923-2958. 
  55. ^ Tsiganis, Kleomenis; Varvoglis, Harry; Dvorak, Rudolf (Nisan 2005). "Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 92 (1-3): 71–87. doi:10.1007/s10569-004-3975-7. ISSN 0923-2958. 
  56. ^ a b Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (Ocak 1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature (İngilizce). 385 (6611): 42–44. doi:10.1038/385042a0. ISSN 0028-0836. 
  57. ^ Northon, Karen (2017-01-04). "NASA Selects Two Missions to Explore the Early Solar System". NASA. Erişim tarihi: 2023-03-03. 
  58. ^ "Tour - Lucy Mission". lucy.swri.edu. Erişim tarihi: 2023-03-03. 
  59. ^ "NASA announces five Discovery proposals selected for further study". The Planetary Society (İngilizce). Erişim tarihi: 2023-03-03. 


Kaynak hatası: <ref> "Not" adında grup ana etiketi bulunuyor, ancak <references group="Not"/> etiketinin karşılığı bulunamadı (Bkz: Kaynak gösterme)

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Jüpiter_truvalısı&oldid=29349341" sayfasından alınmıştır