Troyano Júpiter
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Los troyanos de Júpiter, comúnmente llamados asteroides troyanos o simplemente troyanos, son un gran grupo de asteroides que comparten el planeta Júpiter' s órbita alrededor del sol. En relación con Júpiter, cada troyano libra alrededor de uno de los puntos de Lagrange estables de Júpiter: ya sea L4, que existe 60° por delante del planeta en su órbita, o L5, 60° detrás. Los troyanos de Júpiter se distribuyen en dos regiones alargadas y curvas alrededor de estos puntos de Lagrangian con un semieje mayor promedio de aproximadamente 5,2 UA.
El primer troyano de Júpiter descubierto, 588 Achilles, fue descubierto en 1906 por el astrónomo alemán Max Wolf. Se han encontrado más de 9800 troyanos de Júpiter hasta mayo de 2021. Por convención, cada uno de ellos lleva el nombre de la mitología griega según una figura de la Guerra de Troya, de ahí el nombre "troyano". Se cree que la cantidad total de troyanos de Júpiter de más de 1 km de diámetro es de aproximadamente 1 millón, aproximadamente igual a la cantidad de asteroides de más de 1 km en el cinturón de asteroides. Al igual que los asteroides del cinturón principal, los troyanos de Júpiter forman familias.
A partir de 2004, muchos troyanos de Júpiter se mostraron a los instrumentos de observación como cuerpos oscuros con espectros rojizos y sin rasgos distintivos. No se han obtenido pruebas firmes de la presencia de agua, ni de ningún otro compuesto específico en su superficie, pero se piensa que están recubiertas de tolinas, polímeros orgánicos formados por la radiación solar. Los troyanos de Júpiter' las densidades (medidas mediante el estudio de curvas de luz binarias o rotacionales) varían de 0,8 a 2,5 g·cm−3. Se cree que los troyanos de Júpiter fueron capturados en sus órbitas durante las primeras etapas de la formación del Sistema Solar o un poco más tarde, durante la migración de los planetas gigantes.
El término "Asteroide troyano" se refiere específicamente a los asteroides coorbitales con Júpiter, pero el término general "troyano" a veces se aplica más generalmente a otros cuerpos pequeños del Sistema Solar con relaciones similares a cuerpos más grandes: se sabe que existen troyanos de Marte, troyanos de Neptuno, troyanos de Urano y troyanos de la Tierra. El término "asteroide troyano" normalmente se entiende que significa específicamente los troyanos de Júpiter porque los primeros troyanos se descubrieron cerca de la órbita de Júpiter y Júpiter actualmente tiene, con mucho, los troyanos más conocidos.
Historial de observación
En 1772, el matemático italiano Joseph-Louis Lagrange, al estudiar el problema restringido de los tres cuerpos, predijo que un cuerpo pequeño que comparte una órbita con un planeta pero que se encuentra 60° por delante o por detrás quedará atrapado cerca de estos puntos. El cuerpo atrapado se libra lentamente alrededor del punto de equilibrio en una órbita de renacuajo o de herradura. Estos puntos iniciales y finales se denominan puntos de Lagrange L4 y L5. Los primeros asteroides atrapados en los puntos de Lagrange se observaron más de un siglo después de la hipótesis de Lagrange. Los asociados con Júpiter fueron los primeros en ser descubiertos.
E. E. Barnard hizo la primera observación registrada de un troyano, (12126) 1999 RM11 (identificado como A904 RD en ese momento), en 1904, pero ni él ni otros apreciaron su importancia. en el momento. Barnard creía que había visto el satélite de Saturno Phoebe recientemente descubierto, que estaba a solo dos minutos de arco en el cielo en ese momento, o posiblemente un asteroide. La identidad del objeto no se entendió hasta que se calculó su órbita en 1999.
El primer descubrimiento aceptado de un troyano ocurrió en febrero de 1906, cuando el astrónomo Max Wolf del Observatorio Estatal de Heidelberg-Königstuhl descubrió un asteroide en el punto L4 Lagrangiano del sistema Sol-Júpiter, más tarde llamado 588 Aquiles. En 1906-1907, el astrónomo alemán August Kopff encontró otros dos troyanos de Júpiter (624 Hektor y 617 Patroclus). Hektor, como Aquiles, pertenecía al enjambre L4 ("delante" del planeta en su órbita), mientras que Patroclo fue el primer asteroide conocido que residía en el L 5 Punto lagrangiano ("detrás" del planeta). Para 1938, se habían detectado 11 troyanos de Júpiter. Este número aumentó a 14 solo en 1961. A medida que mejoraron los instrumentos, la tasa de descubrimiento creció rápidamente: en enero de 2000, se habían descubierto un total de 257; en mayo de 2003, el número había aumentado a 1.600. A partir de octubre de 2018, hay 4601 troyanos de Júpiter conocidos en L4 y 2439 en L5.
Nomenclatura
La costumbre de nombrar todos los asteroides en los puntos L4 y L5 de Júpiter en honor a héroes famosos de la Guerra de Troya fue sugerida por Johann Palisa de Viena, quién fue el primero en calcular con precisión sus órbitas.
Los asteroides en la órbita principal (L4) llevan el nombre de héroes griegos (el "nodo o campamento griego" o "grupo de Aquiles"), y los que se encuentran en la órbita posterior (L5) llevan el nombre de los héroes de Troya (el "nodo o campamento troyano"). Los asteroides 617 Patroclus y 624 Hektor recibieron su nombre antes de que se diseñara la regla Grecia/Troya, lo que resultó en un 'espía griego', Patroclo, en el nodo troyano y un 'espía troyano', Héctor., en el nodo griego.
Números y masa
Las estimaciones del número total de troyanos de Júpiter se basan en estudios profundos de áreas limitadas del cielo. Se cree que el enjambre L4 contiene entre 160 000 y 240 000 asteroides con diámetros superiores a 2 km y alrededor de 600 000 con diámetros superiores a 1 km. Si el enjambre L5 contiene una cantidad comparable de objetos, hay más de 1 millón de troyanos de Júpiter de 1 km de tamaño o más. Para los objetos más brillantes que la magnitud absoluta 9,0, la población probablemente sea completa. Estos números son similares a los de asteroides comparables en el cinturón de asteroides. La masa total de los troyanos de Júpiter se estima en 0,0001 de la masa de la Tierra o una quinta parte de la masa del cinturón de asteroides.
Dos estudios más recientes indican que las cifras anteriores pueden sobreestimar varias veces la cantidad de troyanos de Júpiter. Esta sobreestimación se debe a (1) la suposición de que todos los troyanos de Júpiter tienen un albedo bajo de aproximadamente 0,04, mientras que los cuerpos pequeños pueden tener un albedo promedio de hasta 0,12; (2) una suposición incorrecta sobre la distribución de los troyanos de Júpiter en el cielo. Según las nuevas estimaciones, el número total de troyanos de Júpiter con un diámetro superior a 2 km es 6300 ± 1000 y 3400 ± 500 en los enjambres L4 y L5, respectivamente. Estos números se reducirían en un factor de 2 si los pequeños troyanos de Júpiter fueran más reflectantes que los grandes.
El número de troyanos de Júpiter observados en el enjambre L4 es ligeramente mayor que el observado en L5. Debido a que los troyanos de Júpiter más brillantes muestran poca variación en el número entre las dos poblaciones, esta disparidad probablemente se deba a un sesgo de observación. Algunos modelos indican que el enjambre L4 puede ser un poco más estable que el enjambre L5.
El troyano más grande de Júpiter es 624 Hektor, que tiene un diámetro medio de 203 ± 3,6 km. Hay pocos troyanos de Júpiter grandes en comparación con la población general. Con la disminución del tamaño, el número de troyanos de Júpiter crece muy rápidamente hasta los 84 km, mucho más que en el cinturón de asteroides. Un diámetro de 84 km corresponde a una magnitud absoluta de 9,5, suponiendo un albedo de 0,04. Dentro del rango de 4,4–40 km, los troyanos de Júpiter' la distribución de tamaño se parece a la de los asteroides del cinturón principal. No se sabe nada sobre las masas de los troyanos más pequeños de Júpiter. La distribución de tamaño sugiere que los troyanos más pequeños pueden ser producto de colisiones de troyanos de Júpiter más grandes.
| Virus | Diámetro (km) |
|---|---|
| 624 Hektor | 225 |
| 617 Patroclus | 140 |
| 911 Agamemnon | 131 |
| 588 Aquiles | 130 |
| 3451 Mentor | 126 |
| 3317 París | 119 |
| 1867 Deiphobus | 118 |
| 1172 Äneas | 118 |
| 1437 Diomedes | 118 |
| 1143 Odiseo | 115 |
| Fuente: JPL Base de datos para grupos pequeños, datos NEOWISE | |
Órbitas
Los troyanos de Júpiter tienen órbitas con radios entre 5,05 y 5,35 AU (el semieje mayor medio es 5,2 ± 0,15 AU) y se distribuyen en regiones alargadas y curvas alrededor de los dos puntos de Lagrangian; cada enjambre se extiende unos 26° a lo largo de la órbita de Júpiter, lo que equivale a una distancia total de unas 2,5 UA. El ancho de los enjambres equivale aproximadamente a dos radios de Hill, que en el caso de Júpiter asciende a unas 0,6 UA. Muchos de los troyanos de Júpiter tienen grandes inclinaciones orbitales en relación con el plano orbital de Júpiter, hasta 40°.
Los troyanos de Júpiter no mantienen una separación fija de Júpiter. Libran lentamente alrededor de sus respectivos puntos de equilibrio, acercándose o alejándose periódicamente de Júpiter. Los troyanos de Júpiter generalmente siguen caminos llamados órbitas de renacuajo alrededor de los puntos de Lagrangian; el período medio de su libración es de unos 150 años. La amplitud de la libración (a lo largo de la órbita joviana) varía de 0,6° a 88°, con una media de unos 33°. Las simulaciones muestran que los troyanos de Júpiter pueden seguir trayectorias aún más complicadas cuando se mueven de un punto lagrangiano a otro; estas se denominan órbitas de herradura (actualmente no se conoce ningún troyano de Júpiter con tal órbita, aunque se conoce uno para Neptuno).
Familias dinámicas y binarios
Distinguir las familias dinámicas dentro de la población de troyanos de Júpiter es más difícil que en el cinturón de asteroides, porque los troyanos de Júpiter están bloqueados dentro de un rango mucho más estrecho de posiciones posibles. Esto significa que los grupos tienden a superponerse y fusionarse con el enjambre general. En 2003 se identificaron aproximadamente una docena de familias dinámicas. Las familias de troyanos de Júpiter son mucho más pequeñas que las familias del cinturón de asteroides; la familia más grande identificada, el grupo Menelao, consta de solo ocho miembros.
En 2001, 617 Patroclus fue el primer troyano de Júpiter identificado como un asteroide binario. La órbita de la binaria es extremadamente cercana, a 650 km, en comparación con los 35 000 km de la esfera primaria de Hill. El troyano más grande de Júpiter, 624 Hektor, es probablemente un contacto binario con una pequeña luna.
Propiedades físicas
Los troyanos de Júpiter son cuerpos oscuros de forma irregular. Sus albedos geométricos generalmente varían entre 3 y 10%. El valor medio es de 0,056 ± 0,003 para los objetos de más de 57 km y de 0,121 ± 0,003 (banda R) para los de menos de 25 km. El asteroide 4709 Ennomos tiene el albedo más alto (0,18) de todos los troyanos de Júpiter conocidos. Poco se sabe sobre las masas, la composición química, la rotación u otras propiedades físicas de los troyanos de Júpiter.
Rotación
Las propiedades de rotación de los troyanos de Júpiter no se conocen bien. El análisis de las curvas de luz de rotación de 72 troyanos de Júpiter dio un período de rotación promedio de aproximadamente 11,2 horas, mientras que el período promedio de la muestra de control de asteroides en el cinturón de asteroides fue de 10,6 horas. La distribución de los períodos de rotación de los troyanos de Júpiter parecía aproximarse bien a una función maxwelliana, mientras que se encontró que la distribución de los asteroides del cinturón principal no era maxwelliana, con un déficit de períodos en el rango de 8 a 10 horas. La distribución maxwelliana de los períodos de rotación de los troyanos de Júpiter puede indicar que han sufrido una evolución de colisión más fuerte en comparación con el cinturón de asteroides.
En 2008, un equipo de Calvin College examinó las curvas de luz de una muestra desviada de diez troyanos de Júpiter y encontró un período medio de giro de 18,9 horas. Este valor fue significativamente más alto que el de los asteroides del cinturón principal de tamaño similar (11,5 horas). La diferencia podría significar que los troyanos de Júpiter poseen una densidad promedio más baja, lo que puede implicar que se formaron en el cinturón de Kuiper (ver más abajo).
Composición
Desde el punto de vista espectroscópico, los troyanos de Júpiter son en su mayoría asteroides de tipo D, que predominan en las regiones exteriores del cinturón de asteroides. Un pequeño número se clasifica como asteroides de tipo P o C. Sus espectros son rojos (lo que significa que reflejan más luz en longitudes de onda más largas) o neutros y sin rasgos distintivos. No se ha obtenido evidencia firme de agua, compuestos orgánicos u otros compuestos químicos a partir de 2007. 4709 Ennomos tiene un albedo ligeramente más alto que el promedio de Júpiter-troyano, lo que puede indicar la presencia de hielo de agua. Algunos otros troyanos de Júpiter, como 911 Agamenón y 617 Patroclo, han mostrado absorciones muy débiles a 1,7 y 2,3 μm, lo que podría indicar la presencia de compuestos orgánicos. Los troyanos de Júpiter' los espectros son similares a los de las lunas irregulares de Júpiter y, hasta cierto punto, a los núcleos de los cometas, aunque los troyanos de Júpiter son espectralmente muy diferentes de los objetos más rojos del cinturón de Kuiper. El espectro de un troyano de Júpiter se puede comparar con una mezcla de hielo de agua, una gran cantidad de material rico en carbono (carbón vegetal) y posiblemente silicatos ricos en magnesio. La composición de la población troyana de Júpiter parece ser marcadamente uniforme, con poca o ninguna diferenciación entre los dos enjambres.
Un equipo del Observatorio Keck en Hawái anunció en 2006 que había medido la densidad del troyano binario 617 Patroclus de Júpiter como menor que la del hielo de agua (0,8 g/cm3), lo que sugiere que el par, y posiblemente muchos otros objetos troyanos, se asemejan más a cometas u objetos del cinturón de Kuiper en composición (hielo de agua con una capa de polvo) que a los asteroides del cinturón principal. Contrarrestando este argumento, la densidad de Hektor determinada a partir de su curva de luz rotacional (2,480 g/cm3) es significativamente mayor que la de 617 Patroclo. Tal diferencia en las densidades sugiere que la densidad puede no ser un buen indicador del origen del asteroide.
Origen y evolución
Han surgido dos teorías principales para explicar la formación y evolución de los troyanos de Júpiter. El primero sugiere que los troyanos de Júpiter se formaron en la misma parte del Sistema Solar que Júpiter y entraron en sus órbitas mientras se estaba formando. La última etapa de la formación de Júpiter implicó un crecimiento descontrolado de su masa a través de la acumulación de grandes cantidades de hidrógeno y helio del disco protoplanetario; durante este crecimiento, que duró sólo unos 10.000 años, la masa de Júpiter se multiplicó por diez. Los planetesimales que tenían aproximadamente las mismas órbitas que Júpiter fueron atrapados por el aumento de la gravedad del planeta. El mecanismo de captura fue muy eficiente: aproximadamente el 50% de todos los planetesimales restantes quedaron atrapados. Esta hipótesis tiene dos problemas principales: el número de cuerpos atrapados excede la población observada de troyanos de Júpiter en cuatro órdenes de magnitud, y los asteroides troyanos de Júpiter actuales tienen inclinaciones orbitales mayores que las predichas por el modelo de captura. Las simulaciones de este escenario muestran que tal modo de formación también inhibiría la creación de troyanos similares para Saturno, y esto ha sido confirmado por la observación: hasta la fecha no se han encontrado troyanos cerca de Saturno. En una variación de esta teoría, Júpiter captura troyanos durante su crecimiento inicial y luego migra a medida que continúa creciendo. Durante la migración de Júpiter, las órbitas de los objetos en las órbitas de herradura se distorsionan, lo que hace que el lado L4 de estas órbitas esté sobreocupado. Como resultado, un exceso de troyanos queda atrapado en el lado L4 cuando las órbitas de herradura cambian a órbitas de renacuajo a medida que crece Júpiter. Este modelo también deja a la población de troyanos de Júpiter entre 3 y 4 órdenes de magnitud demasiado grande.
La segunda teoría propone que los troyanos de Júpiter fueron capturados durante la migración de los planetas gigantes descritos en el modelo de Niza. En el modelo de Niza, las órbitas de los planetas gigantes se volvieron inestables 500–600 millones años después de la formación del Sistema Solar cuando Júpiter y Saturno cruzaron su movimiento medio 1:2. resonancia. Los encuentros entre planetas dieron como resultado que Urano y Neptuno se dispersaran hacia afuera en el cinturón de Kuiper primordial, interrumpiéndolo y arrojando millones de objetos hacia adentro. Cuando Júpiter y Saturno estaban cerca de su resonancia 1:2, las órbitas de los troyanos de Júpiter preexistentes se volvieron inestables durante una resonancia secundaria con Júpiter y Saturno. Esto ocurrió cuando el período de los troyanos' La libración sobre su punto Lagrangiano tenía una proporción de 3:1 con respecto al período en el que la posición en la que Júpiter pasa por Saturno circulaba en relación con su perihelio. Este proceso también fue reversible, lo que permitió que una fracción de los numerosos objetos esparcidos hacia adentro por Urano y Neptuno ingresaran a esta región y fueran capturados cuando las órbitas de Júpiter y Saturno se separaron. Estos nuevos troyanos tenían una amplia gama de inclinaciones, resultado de múltiples encuentros con los planetas gigantes antes de ser capturados. Este proceso también puede ocurrir más tarde cuando Júpiter y Saturno cruzan resonancias más débiles.
En una versión revisada del modelo de Niza, los troyanos de Júpiter se capturan cuando Júpiter se encuentra con un gigante de hielo durante la inestabilidad. En esta versión del modelo de Niza, uno de los gigantes de hielo (Urano, Neptuno o un quinto planeta perdido) se dispersa hacia adentro en una órbita que cruza a Júpiter y Júpiter lo dispersa hacia afuera, lo que hace que las órbitas de Júpiter y Saturno se separen rápidamente. Cuando el semieje mayor de Júpiter salta durante estos encuentros, los troyanos de Júpiter existentes pueden escapar y se capturan nuevos objetos con ejes semimayores similares al nuevo semieje mayor de Júpiter. Después de su último encuentro, el gigante de hielo puede pasar por uno de los puntos de libración y perturbar sus órbitas, dejando este punto de libración reducido en relación con el otro. Después de que terminan los encuentros, algunos de estos troyanos de Júpiter se pierden y otros son capturados cuando Júpiter y Saturno están cerca de resonancias de movimiento medio débil, como la resonancia 3: 7 a través del mecanismo del modelo de Niza original.
El futuro a largo plazo de los troyanos de Júpiter es cuestionable, porque múltiples resonancias débiles con Júpiter y Saturno hacen que se comporten de forma caótica con el tiempo. La destrucción por colisión agota lentamente la población de troyanos de Júpiter a medida que se expulsan los fragmentos. Los troyanos de Júpiter expulsados podrían convertirse en satélites temporales de Júpiter o de los cometas de la familia de Júpiter. Las simulaciones muestran que las órbitas de hasta el 17% de los troyanos de Júpiter son inestables a lo largo de la edad del Sistema Solar. Levison et al. cree que aproximadamente 200 troyanos expulsados de Júpiter de más de 1 km de diámetro podrían estar viajando por el Sistema Solar, con algunos posiblemente en órbitas que cruzan la Tierra. Algunos de los troyanos de Júpiter escapados pueden convertirse en cometas de la familia de Júpiter a medida que se acercan al Sol y su hielo superficial comienza a evaporarse.
Exploración
El 4 de enero de 2017, la NASA anunció que Lucy fue seleccionada como una de sus próximas dos misiones del Programa Discovery. Lucy está preparada para explorar siete troyanos de Júpiter. Se lanzó el 16 de octubre de 2021 y llegará a la nube de Troya L4 en 2027 después de dos asistencias de gravedad de la Tierra y un sobrevuelo de un asteroide del cinturón principal. Luego regresará a las cercanías de la Tierra para recibir otra asistencia gravitatoria que lo lleve a la nube troyana L5 de Júpiter, donde visitará 617 Patroclus.
La agencia espacial japonesa ha propuesto la vela solar OKEANOS para fines de la década de 2020, ya sea para analizar un asteroide troyano in situ o para realizar una misión de devolución de muestras.