Himalia grubu

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Bu şema, bu şemanın üretildiği sırada keşfedilmemiş Dia, Ersa ve Pandia hariç, Himalia grubunun üyelerinin yörünge elemanlarını ve göreceli boyutlarını karşılaştırmaktadır. Yatay eksen uydunun Jüpiter'e ortalama mesafesini, dikey eksen yörüngesel eğimini ve dairelerin nispi boyutu uydunun büyüklüğünü gösterir.
Bu şema Jüpiter'in tüm düzensiz uydularını göstermektedir. Himalia grubu, diyagramın tepesi yakınlarında bir arada yer almaktadır. Bir nesnenin yatay eksen üzerindeki konumu Jüpiter'den olan mesafesini gösterir. Dikey eksen yörünge eğikliğini gösterir. Dış merkezlik, nesnenin Jüpiter'e maksimum ve minimum mesafelerini gösteren sarı çubuklarla gösterilir. Daireler, bir nesnenin boyutunu diğerlerine kıyaslayarak gösterir.

Himalia grubu, Himalia'ya benzer yörüngeleri takip eden ve ortak bir kökene sahip olduğu düşünülen Jüpiter'in düzensiz uydular grubudur.

Grubun bilinen üyeleri (Jüpiter'den artan mesafede):

Uluslararası Astronomik Birliği (IAU), Jüpiter'e göre doğru yönde yörüngede ilerleyen bu gruplartaki ayları göstermek için -a (Led a, Himali a vb.) ile biten isimleri saklı tutar.

Özellikleri ve kökeni[değiştir | kaynağı değiştir]

Himalia grubunda nesnelerinin yarı-majör eksenleri (Jüpiter'e uzaklıkları) 11.15 ve 11.75 Gm aralığında, yörünge eğiklikleri 26.6° ve 28,3° arasında ve dış merkezlikleri 0.11 ile 0.25 arasında yer almaktadır. Fiziksel görünümde grup çok homojendir, tüm uydular, C tipi asteroitlerinkilere benzer nötr renklere sahiptir (renk indeksleri B − V = 0.66 ve V − R = 0.36). Yörünge parametrelerinin sınırlı dağılımı ve spektral homojenliği göz önüne alındığında, grubun bir asteroitin ana asteroit kuşağından ayrılmış bir asteroidin kalıntıları olabileceği öne sürülmüştür.[2] Ana asteroidin yarıçapı yaklaşık 89 km olarak, orijinal gövdenin kütlesinin yaklaşık %87'sinin tutan Himalia'dan sadece biraz daha büyük olduğu hesaplanmıştır. Bu, asteroitin ağır bir şekilde rahatsız edilmediğini gösterir.[1]

Sayısal entegrasyonlar, güneş sisteminin ömrü boyunca doğru yön yörüngedeki grupu üyeleri arasında yüksek bir çarpışma olasılığı olduğunu göstermektedir (örneğin, Himalia ile Elara arasındaki ortalama 1,5 çarpışma). Ek olarak, aynı simülasyonlar, prograd (doğru yönde) ve retrograd (ters yönde) uydular arasındaki çarpışma olasılıklarının oldukça yüksek olduğunu göstermiştir (örn. Pasiphae ve Himalia, 4.5 milyar yıl içinde %27 çarpışma olasılığına sahiptir). Sonuç olarak, mevcut grubun, Carme ve Ananke grupları için çıkarılan gezegen oluşumundan kısa bir süre sonra, tek parçalanma yerine, prograd ve retrograd uydular arasında daha yakın, çok çarpışmalı bir tarihin sonucu olabileceği öne sürülmüştür.[3]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  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) 5 Ağustos 2003 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  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). 9 Ağustos 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.