Asteroide troyanu

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Llocalizacion de los asteroides troyanos de Xupiter. Tamien s'amuesa'l petrina principal .

Los asteroides troyanos son asteroides que comparten orbita con un planeta en redol a los puntos de Lagrange estables L 4 y L 5 , que tan asitiaos 60° delantre y 60° detras del planeta na so orbita. Los asteroides troyanos atopense distribuyios en dos rexones allargaes y curvadas alredor d'estos puntos y, nel casu de Xupiter, con un semiexe mayor de 5,2  UA . La Tierra tamien tien un asteroide troyanu, que lo acompana nel so viaxe alredor del Sol, que mide alredor de 300 metros de diametru y foi bautizau col nome de 2010 TK 7 .

Xeneralmente'l terminu refierese a los asteroides troyanos de Xupiter , que constituin la gran mayoria, anque tamien se toparon dalgunos nes orbites de Marte y de Neptunu . [1] Hasta abril de 2010 , el numberu de troyanos conocios superaba los 4000, y dellos solu diez nun pertenecen a Xupiter. [2]

El primer troyanu, Aquiles , afayar en 1906 l'astronomu aleman Max Wolf . El nome troyanos deber a que, por convencion, cada miembru recibio'l nome d'una figura mitoloxica de la guerra de Troya . Creese que'l numberu total de troyanos de Xupiter mayores de 1 km ronda'l millon, una cantida similar al numberu d'asteroides del cinturon principal del mesmu tamanu. Como naquel, los troyanos formen families d'asteroides .

Los troyanos son cuerpos escuros que'l so espectru d'emision ye llixeramente acoloratau y carente de peculiaridaes. Nun esisten evidencies solides de la presencia d' agua o materia organico nel so interior. Les sos densidaes varien ente 0,8 y 2,5 g/cm³. Creese que fueron prindaos nes sos orbites mientres los primeros estadios de la formacion del sistema solar , mientres la migracion de los planetes xigantes .

Historia de la so observacion [ editar | editar la fonte ]

En 1772 el matematicu Joseph-Louis Lagrange , nos sos estudios sobre'l problema acutau de los tres cuerpos , predixo qu'un cuerpu pequenu que compartiera orbita con un planeta quedaria atrapau nos puntos asitiaos a 60° de la llinia que xune'l Sol y el planeta. [3] El cuerpu atrapau realizaria amodo un movimientu de llibracion alredor del puntu exactu d'equilibriu describiendo una orbita de ferradura . [4] Estos puntos conocense como los puntos de Lagrange L 4 y L 5 . [5] [nota 1] Sicasi, nun se repararon asteroides atrapaos nestos puntos sinon hasta mas d'un sieglu dempues de la hipotesis formulada por Lagrange; fueron los de Xupiter los primeres n'afayase. [3]

Y. Y. Barnard realizo la primer observacion rexistrada d'un asteroide troyanu, (12126) 1999 RM 11 , en 1904, pero nun lu identifico como tal nin-y dio especial importancia. [6] Barnard creyo probablemente que lo que reparaba yera una estrella o'l satelite Febe , de Saturnu , que fuera afayau apocaya y que nel momentu de la observacion atopar a una allona angular bien pequena del asteroide. La identida del oxetu nun s'afayo hasta que la so orbita reconstruyir en 1999. [6]

Sicasi, foi en febreru de 1906 cuando Max Wolf afayo'l primer asteroide troyanu que se clasifico como tal. Tratase d' Aquiles , un troyanu asitiau nel puntu de Lagrange L 4 del sistema Sol - Xupiter . [3] Nos anos 1906-1907 l'aleman August Kopff afayo otros dos troyanos de Xupiter: Patroclo y Hector . [3] Patroclo foi'l primer troyanu descubiertu nel puntu de Lagrange L 5 . [7] En 1938, ya se conocien once troyanos. [8] Esti numberu amontose solamente a 14 en 1961. [3] N'abril de 2010 conocer en Xupiter 2600 troyanos en L 4 y 1470 en L 5 , [9] pero'l ritmu al que s'afayen aumenta cola meyora y el desarrollu de los preseos: pa xineru del 2000 habiense descubiertu 257, [5] ente qu'en mayu del 2003 la cifra xubio a 1600. [10]

En 1990 afayose'l primer troyanu nun planeta distintu de Xupiter; (5261) Eureka , un troyanu perteneciente a Marte . [11] Mas tarde, en 2001, topose'l primer troyanu de Neptunu : 2001 QR 322 . [12]

Orixe y evolucion [ editar | editar la fonte ]

Esisten dos teories principales al respeutive de los troyanos. Una d'elles suxure que los troyanos formar na mesma rexon del sistema solar que Xupiter ya incorporaronse a la so orbita cuando'l planeta inda s'atopaba en formacion. La ultima etapa de la formacion de Xupiter arreyo una crecedera desafranada de la so masa por cuenta de l' acrecion de grandes cantidaes d' hidroxenu y heliu del discu protoplanetario ; mientres esta crecedera, que enllargose solamente unos 10 000 anos, la masa de Xupiter multiplicar por diez. Los planetesimales que tenien orbites cercanes a les de Xupiter fueron prindaos pol campu gravitatoriu cada vez mas intensu del planeta xigante. El mecanismu de captura yera bien eficiente, ya que segun la teoria fueron atrapaos alredor del 50 % de los planetesimales restantes. Sicasi, esta hipotesis presenta dos problemes de capital importancia: el numberu de cuerpos atrapaos entepasa en cuatro ordenes de magnitu la poblacion de troyanos reparada, y los asteroides troyanos actuales tienen enclinos orbitales mayores que les prediches pol modelu. [4] Sicasi, les simulaciones realizaes sobre esti escenariu amuesen qu'esta manera de formacion tornaria la creacion de troyanos similares alredor de Saturnu , lo cual concuerda perfectamente coles observaciones. [13] [14] [15]

La segunda teoria parte del modelu de Niza y propon que los troyanos fueron prindaos mientres la migracion planetaria , que asocedio de 500 a 600 millones d'anos dempues de la formacion del sistema solar. La migracion foi provocada pol pasu de Xupiter y Saturno a la resonancia orbital 1:2. Cuando esto asocedio, Uranu y Neptunu , y Saturno en cierta midida, mover escontra l'esterior, ente que Xupiter facer llixeramente escontra l'interior. Esta migracion de planetes xigantes desestabilizo'l petrina de Kuiper primordial, que espulso millones d'oxetos escontra l'interior del sistema solar. Estos oxetos atroparonse y formaron los troyanos que se reparen anguano. Amas, la combinacion de les influyencies gravitatories de los planetes alteriaria cualesquier troyanu esistente con anteriorida. [16] [17]

El futuru al llargu plazu de los troyanos ta inda abiertu, ya que ensame de resonancies debiles con Xupiter y Saturno podrien provocar un comportamientu caoticu col tiempu. [18] Amas, los fragmentos eyectados de los choques ente troyanos amenorguen amodo la so poblacion. Les simulaciones amuesen qu'aprosimao un 17 % de los troyanos iniciales de Xupiter son inestables, polo que tuvieron de ser espulsaos en dalgun momentu del pasau. [19] Estos troyanos espulsaos podrien convertise temporalmente en satelites de Xupiter o en cometes periodicos de Xupiter ; esto postreru podria asoceder si averar al Sol y la so superficie de xelu empieza a evaporarse. [20] Levison y los sos collaboradores creen que podrien tar viaxando pol sistema solar cerca de 200 troyanos espulsaos con diametros mayores a 1 km, y que ye bien pocu probable que dalgun d'ellos pueda travesar la orbita de la Tierra . [20]

Numberu y mases [ editar | editar la fonte ]

Representacion de los cinco puntos lagrangianos , y en particular de L 4 y L 5 , onde s'asitien los asteroides troyanos.

Les estimaciones del numberu total de troyanos basar n'estudios fondos d'arees llindaes del cielu. [21] Creese que'l grupu L 4 podria contener ente 160 000 y 240 000 asteroides con diametros mayores de dos quilometros y alredor de 600 000 con diametros mayores d'un quilometru. [21] [5] Si'l grupu L 5 contuviera una cantida similar d'asteroides, el numberu total de troyanos de diametru mayor a un quilometru superaria'l millon. Estos numberos son comparables a los del petrina d'asteroides . [21] Envalorase que la suma de les mases de tolos troyanos ye de 0,0001 vegaes la masa de la Tierra , o una quinta parte de la masa de la petrina principal. [5] Probablemente conocense tolos troyanos con magnitues absolutes d'hasta 9. [22] El numberu de troyanos reparaos alredor del puntu L 4 ye llixeramente cimeru al del puntu L 5 ; sicasi, por cuenta de que la variacion nel numberu de los troyanos mas brillosos ye escasa, esta disparidad probablemente debese a la esistencia de sesgos na observacion. [22] Sicasi, dellos modelos indiquen una estabilida llixeramente mayor nel grupu L 4 . [4]

El troyanu de mayor tamanu ye Hector , con un radiu de 101,5±1,8 km. [10] Esisten pocos troyanos que'l so tamanu seya enforma mayor que'l permediu de la poblacion. Per debaxo d'un radiu de 42 km, el numberu de troyanos crez bien rapido, muncho mas que na petrina principal. Esta cifra correspuende a una magnitu absoluta de 9,5 ?asumiendo un albedu (cantida de radiacion reflexada) del 4 %?. Nel rangu d'ente 4,4 y 40 km de radiu, la distribucion de los tamanos de los troyanos ye similar a la de la petrina principal. Por cuenta de que la observacion nun apurre datos, desconozse la masa de los troyanos de menor tamanu, [4] los cualos creese que son los productos de choques ente troyanos mayores. [22]

Orbites [ editar | editar la fonte ]

Animacion de la orbita de (624) Hector (azul) respectu de Xupiter (collorau).

Los troyanos de Xupiter tienen orbites con radios ente 5,05  UA y 5,35 UA, con un semiexe mayor permediu de 5,20 ± 0,15 UA, y tan distribuyios en rexones allargaes y curves alredor de los dos puntos lagrangianos; [21] cada grupu estiendese 26° a lo llargo de la orbita de Xupiter, lo que suma un total de 2,5 UA. [5] L'anchor de cada grupu ye similar a la de dos radios de la esfera de Hill , lo que nel casu de Xupiter suma unes 0,6 UA. [4] Munchos troyanos de Xupiter tienen enclinos orbitales (relatives al planu orbital del planeta) de mas de 40°. [5]

Los troyanos nun caltienen una distancia fixa col planeta. Amodo sufren una llibracion alredor de los sos respeutivos puntos d'equilibriu, variando la so distancia con Xupiter de manera periodica. El periodu permediu d'esta llibracion ye d'unos 150 anos, y la so amplitu permediu de 33° (variando ente valores tan desemeyaos como 0,6° y 88°). [4] Los troyanos siguen xeneralmente unes orbites alredor de los puntos lagrangianos denominaes trayectories renacuayu . [5] Les simulaciones amuesen que los troyanos podrien siguir trayectories inclusive mas complicaes si mover dende un puntu lagrangiano a otru; estes orbites reciben el nome de trayectories de ferradura , anque hasta agora nun se conoz nengunu que tenga orbites d'esti tipu. [4]

Families dinamiques y asteroides binarios [ editar | editar la fonte ]

La determinacion de families dinamiques d'asteroides nel grupu de los troyanos ye mas complicada que na petrina principal, por cuenta de que los troyanos tan zarraos nun rangu posible de posiciones enforma menor. Esto significa que los cumulos dinamicos tienden a superponerse col gruesu del grupu y pierdese-yos facilmente la pista. Sicasi, en 2003 identificaronse mas d'una decena de families dinamiques. Les families de troyanos son mas pequenes en tamanu que les de la petrina principal; la familia de mayor tamanu conocida ye la familia de Menelao , qu'alluga solamente a ocho miembros. [22]

En 2001, Patroclo foi'l primer troyanu identificau como asteroide binariu . [23] La orbita d'esti asteroide binariu (650 km) ye muncho mas pequena que la esfera de Hill primaria ( 35 000 km ). [24] L'asteroide de mayor tamanu, Hector , ye probablemente un asteroide binariu de contautu (dos asteroides qu'orbiten tan cerca qu'acaben estableciendo contautu). [25] [26] [22]

Carauteristiques fisiques [ editar | editar la fonte ]

Los asteroides troyanos de Xupiter son oxetos escuros con forma irregular. Polo xeneral el albedu xeometricu varia ente 0,03 y 0,1 [10] y el so valor mediu ye de 0,056 ± 0,003. [22] L'asteroide Enomo tien el mayor albedu (0,18) de tolos troyanos. [10]

Rotacion [ editar | editar la fonte ]

El troyanu Hector tien una magnitu aparente (rellumu reparau dende la Tierra) comparable a Pluton .

Les propiedaes rotacionales de los troyanos nun se conocen demasiau bien. L'analis de les curva de lluz curvu de lluz rotacionales de 72 asteroides troyanos refundia un periodu de rotacion mediu de 11,2 hores, ente que'l periodu mediu de los asteroides de la petrina principal ronda les 10,6 hores. La distribucion de los periodos rotacionales de los troyanos aparentemente encaxa con una distribucion de Maxwell-Boltzmann , ente que nos de la petrina principal esto nun asocede, por cuenta de un deficit d'asteroides con periodos ente 8 y 10 hores. [nota 2] La distribucion de Maxwell-Boltzmann de los periodos rotacionales de los troyanos podria indicar que sufrieron una evolucion de choque mas acentuau que los de la petrina principal. [27]

Sicasi, en 2008 analizaronse les curva de lluz curvu de lluz d'una muestra de diez troyanos y atopose una mediana del periodu de rotacion de 18,9 hores. La discrepancia d'esti valor ye significativa con respectu al periodu de rotacion pa los asteroides de la petrina principal del mesmu tamanu (11,5 hores). La diferencia podria debese a que los troyanos tienen una densida media mayor, lo qu'implicaria que se formaron nel petrina de Kuiper . [28]

Composicion [ editar | editar la fonte ]

Espectroscopicamente , los troyanos de Xupiter son na so mayor parte asteroides de tipu D , que son predominantes nes rexones esternes de la petrina principal. [22] Otros tipos representativos son los asteroides de tipu C o tipu P. [27] Los sos espectros suelen ser acolorataos (emiten radiacion en llonxitues d'onda llargues) o neutros y carentes de traces distintives. [10] Les evidencies de la presencia d' agua o de materia organico son pocu solides y solamente l'asteroide Enomo podria indicar la esistencia d'agua nel so interior, en forma de xelu . La presencia de materia organico namai s'hai evidenciado nos troyanos Agamenon y Patroclo . [29] L'espectru d'emision de los troyanos ye similar al de los satelites irregulares de Xupiter y, en ciertu mou, al del nucleu cometario , y ye distinta al de los oxetos de la petrina de Kuiper. [21] [22] L'espectru de los troyanos esplicase perbien como una composicion de gran cantida de material rico en carbonu ( carbon vexetal ), xelu d'agua [22] y posiblemente silicatos ricos en magnesiu . [27] La composicion de los troyanos ye uniforme, con poco o nula diferenciacion ente los dos grupos. [30]

En 2006, un equipu del Observatoriu W. M. Keck en ?awai anuncio que la densida del asteroide binariu Patroclo yera menor que la del xelu ( 0,8 g/cm³ ), lo que suxure que l'asteroide y posiblemente otros munchos troyanos tienen tamanos y composiciones mas similares a los cometes o oxetos de la petrina de Kuiper (xelu con una capa de polvu al so alredor) qu'a los asteroides de la petrina principal. [24] D'esta miente, la densida del troyanu Hector determinada a partir de la so curva de lluz rotacional ( 2,480 g/cm³ ) ye significativamente mayor que la de troyanu Patroclo. Esta diferencia de densidaes ye esconcertante ya indica qu'esta magnitu podria nun ser un bon indicador del orixe de los asteroides. [26]

Troyanos n'otros planetes [ editar | editar la fonte ]

Asteroides troyanos de Marte [ editar | editar la fonte ]

El 20 de xunu de 1990 afayose (5261) Eureka , el primer asteroide troyanu de Marte , [11] y el primeru non perteneciente a Xupiter. Afayar nel Observatoriu del monte Palombar . Esti asteroide de tipu A [31] ocupa'l puntu de Lagrange L 5 del planeta. [32]

A partir d'entos, y hasta 2010 , toparonse otros tres troyanos de Marte: (101429) 1998 VF 31 (L 5 ), (121514) 1999 UJ 7 (L 4 ) y (311999) 2007 NS 2 (L 4 ), por orde de descubrimientu. Estos asteroides tienen enclinos orbitales elevaes. [32] Afayaronse otros asteroides orbitando alredor de los puntos lagrangianos, pero nun se clasificaron como troyanos por cuenta de la so gran inestabilida, que va provocar que sian espulsaos nun plazu maximu de 500 000 anos. [33]

Asteroides troyanos de Neptunu [ editar | editar la fonte ]

El 21 d'agostu de 2001 afayose'l primer troyanu de Neptunu , l'asteroide 2001 QR 322 , que foi'l primer troyanu descubiertu nun planeta xigante del sistema solar distintu de Xupiter. Topar el proyeutu Deep Ecliptic Survey , que'l so oxetivu yera atopar oxetos del petrina de Kuiper . [12] Esti troyanu orbita alredor del puntu lagrangiano L 4 de Neptunu con una orbita bien estable [34] y envalorase que tien un diametru de 230 km. [12]

Dende entos y hasta'l 2010 afayaronse otros cinco troyanos de Neptunu: (385571) Otrera , 2005 TN 53 , (385695) 2005 TO 74 , 2006 RJ 103 y 2007 VL 305 , por orde de descubrimientu, toos ellos pertenecientes al puntu lagrangiano L 4 . [34] Sicasi, envalorose que'l numberu total de troyanos de Neptunu podria ser hasta venti veces cimeru al numberu de troyanos de Xupiter. [35]

Ver tamien [ editar | editar la fonte ]

Notes [ editar | editar la fonte ]

  1. ↑ Los otros tres puntos ? L 1 , L 2 y L 3 ? son inestables. [4]
  2. ↑ La funcion de Maxwell-Boltzmann ye , onde ye'l periodu rotacional mediu, y ye la dispersion de los periodos.

Referencies [ editar | editar la fonte ]

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Enllaces esternos [ editar | editar la fonte ]

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