Troiano de Júpiter
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Os troianos de Júpiter, comumente chamados de asteroides troianos ou simplesmente troianos, são um grande grupo de asteroides que compartilham o planeta Júpiter' s órbita em torno do Sol. Em relação a Júpiter, cada trojan gira em torno de um dos pontos Lagrange estáveis de Júpiter: L4, existente 60° à frente do planeta em sua órbita, ou L5, 60° atrás. Os troianos de Júpiter estão distribuídos em duas regiões curvas e alongadas em torno desses pontos lagrangeanos com um semi-eixo maior médio de cerca de 5,2 UA.
O primeiro trojan de Júpiter descoberto, 588 Achilles, foi descoberto em 1906 pelo astrônomo alemão Max Wolf. Mais de 9.800 troianos de Júpiter foram encontrados em maio de 2021. Por convenção, cada um deles recebeu o nome da mitologia grega em homenagem a uma figura da Guerra de Tróia, daí o nome "troiano". Acredita-se que o número total de trojans de Júpiter com mais de 1 km de diâmetro seja cerca de 1 milhão, aproximadamente igual ao número de asteróides com mais de 1 km no cinturão de asteróides. Como os asteróides do cinturão principal, os troianos de Júpiter formam famílias.
A partir de 2004, muitos trojans de Júpiter mostraram-se aos instrumentos de observação como corpos escuros com espectros avermelhados e sem características. Não foram obtidas evidências concretas da presença de água ou de qualquer outro composto específico em sua superfície, mas acredita-se que sejam revestidas de tolinas, polímeros orgânicos formados pela radiação solar. Os troianos de Júpiter. as densidades (medidas pelo estudo de binários ou curvas de luz rotacionais) variam de 0,8 a 2,5 g·cm−3. Acredita-se que os troianos de Júpiter tenham sido capturados em suas órbitas durante os estágios iniciais da formação do Sistema Solar ou um pouco mais tarde, durante a migração de planetas gigantes.
O termo "Trojan Asteroid" refere-se especificamente aos asteróides co-orbitais com Júpiter, mas o termo geral "troiano" às vezes é mais geralmente aplicado a outros pequenos corpos do Sistema Solar com relações semelhantes a corpos maiores: troianos de Marte, troianos de Netuno, troianos de Urano e troianos da Terra são conhecidos. O termo "asteroide Trojan" é normalmente entendido como significando especificamente os cavalos de Troia de Júpiter porque os primeiros cavalos de Troia foram descobertos perto da órbita de Júpiter e Júpiter atualmente tem de longe os cavalos de Troia mais conhecidos.
Histórico de observação
Em 1772, o matemático italiano Joseph-Louis Lagrange, ao estudar o problema restrito de três corpos, previu que um pequeno corpo compartilhando uma órbita com um planeta, mas situado 60° à frente ou atrás dele, ficaria preso perto desses pontos. O corpo preso irá librar lentamente em torno do ponto de equilíbrio em um girino ou órbita de ferradura. Esses pontos iniciais e finais são chamados de pontos Lagrange L4 e L5. Os primeiros asteroides presos em pontos de Lagrange foram observados mais de um século após a hipótese de Lagrange. Aqueles associados a Júpiter foram os primeiros a serem descobertos.
E. E. Barnard fez a primeira observação registrada de um trojan, (12126) 1999 RM11 (identificado como A904 RD na época), em 1904, mas nem ele nem outros avaliaram seu significado no momento. Barnard acreditava ter visto o recém-descoberto satélite saturniano Phoebe, que estava a apenas dois minutos de arco no céu na época, ou possivelmente um asteróide. A identidade do objeto não foi compreendida até que sua órbita foi calculada em 1999.
A primeira descoberta aceita de um troiano ocorreu em fevereiro de 1906, quando o astrônomo Max Wolf, do Observatório Estadual de Heidelberg-Königstuhl, descobriu um asteróide no ponto L4 Lagrangiano do sistema Sol-Júpiter, posteriormente denominado 588 Aquiles. Em 1906-1907, mais dois trojans de Júpiter foram encontrados pelo astrônomo alemão August Kopff (624 Hektor e 617 Patroclus). Hektor, como Aquiles, pertencia ao enxame L4 ("à frente" do planeta em sua órbita), enquanto Pátroclo foi o primeiro asteróide conhecido a residir no L 5 Ponto Lagrangiano ("atrás" do planeta). Em 1938, 11 trojans de Júpiter foram detectados. Esse número aumentou para 14 apenas em 1961. À medida que os instrumentos melhoravam, a taxa de descoberta crescia rapidamente: em janeiro de 2000, um total de 257 havia sido descoberto; em maio de 2003, o número havia crescido para 1.600. Em outubro de 2018, havia 4.601 trojans de Júpiter conhecidos em L4 e 2.439 em L5.
Nomenclatura
O costume de nomear todos os asteroides nos pontos L4 e L5 de Júpiter com nomes de heróis famosos da Guerra de Tróia foi sugerido por Johann Palisa de Viena, quem foi o primeiro a calcular com precisão suas órbitas.
Os asteróides na órbita principal (L4) recebem o nome de heróis gregos (o "nó ou acampamento grego" ou "grupo de Aquiles") e aqueles na órbita de fuga (L5) são nomeados após os heróis de Tróia (o "nó ou acampamento de Tróia"). Os asteróides 617 Patroclus e 624 Hektor foram nomeados antes da regra da Grécia/Tróia ser concebida, resultando em um "espião grego", Patroclus, no nodo troiano e um "espião troiano", Hector, no nó grego.
Números e massa
As estimativas do número total de trojans de Júpiter são baseadas em pesquisas profundas de áreas limitadas do céu. Acredita-se que o enxame L4 contenha entre 160.000 e 240.000 asteróides com diâmetros superiores a 2 km e cerca de 600.000 com diâmetros superiores a 1 km. Se o enxame L5 contiver um número comparável de objetos, há mais de 1 milhão trojans de Júpiter com 1 km de tamanho ou mais. Para os objetos mais brilhantes do que magnitude absoluta 9,0, a população provavelmente está completa. Esses números são semelhantes aos de asteroides comparáveis no cinturão de asteroides. A massa total dos troianos de Júpiter é estimada em 0,0001 da massa da Terra ou um quinto da massa do cinturão de asteroides.
Dois estudos mais recentes indicam que os números acima podem superestimar o número de troianos de Júpiter em várias vezes. Essa superestimativa é causada por (1) a suposição de que todos os troianos de Júpiter têm um albedo baixo de cerca de 0,04, enquanto corpos pequenos podem ter um albedo médio de até 0,12; (2) uma suposição incorreta sobre a distribuição dos troianos de Júpiter no céu. De acordo com as novas estimativas, o número total de troianos de Júpiter com um diâmetro superior a 2 km é 6.300 ± 1.000 e 3.400 ± 500 nos enxames L4 e L5, respectivamente. Esses números seriam reduzidos por um fator de 2 se os pequenos trojans de Júpiter fossem mais refletivos do que os grandes.
O número de troianos de Júpiter observados no enxame L4 é ligeiramente maior do que o observado em L5. Como os troianos de Júpiter mais brilhantes mostram pouca variação em número entre as duas populações, essa disparidade provavelmente se deve ao viés observacional. Alguns modelos indicam que o enxame L4 pode ser ligeiramente mais estável do que o enxame L5.
O maior trojan de Júpiter é 624 Hektor, que tem um diâmetro médio de 203 ± 3,6 km. Existem poucos trojans de Júpiter grandes em comparação com a população geral. Com tamanho decrescente, o número de troianos de Júpiter cresce muito rapidamente para 84 km, muito mais do que no cinturão de asteróides. Um diâmetro de 84 km corresponde a uma magnitude absoluta de 9,5, assumindo um albedo de 0,04. Dentro do alcance de 4,4 a 40 km, os cavalos de Tróia de Júpiter. distribuição de tamanho se assemelha à dos asteroides do cinturão principal. Nada se sabe sobre as massas dos troianos menores de Júpiter. A distribuição de tamanho sugere que os trojans menores podem ser produtos de colisões de trojans maiores de Júpiter.
| Trojan | Diâmetro (km) |
|---|---|
| 624 Hektor | 225 |
| 617 Patrocínio | 140 |
| 911 Agamemnon | 131 |
| 588 Aquiles | 130 |
| 3451 Mentor | 126 |
| 3317 Paris | 119 |
| 1867 Deiphobus | 118 |
| 1172 Äneas | 118 |
| 1437 Diomedes | 118 |
| 1143 Odysseus | 115 |
| Fonte: JPL Small-Body Database, dados NEOWISE | |
Órbitas
Os troianos de Júpiter têm órbitas com raios entre 5,05 e 5,35 AU (o semi-eixo médio maior é 5,2 ± 0,15 AU) e são distribuídos por regiões curvas e alongadas em torno dos dois pontos lagrangeanos; cada enxame se estende por cerca de 26° ao longo da órbita de Júpiter, totalizando uma distância total de cerca de 2,5 UA. A largura dos enxames é aproximadamente igual a dois raios de Hill, que no caso de Júpiter equivale a cerca de 0,6 UA. Muitos troianos de Júpiter têm grandes inclinações orbitais em relação ao plano orbital de Júpiter - até 40°.
Os trojans de Júpiter não mantêm uma separação fixa de Júpiter. Eles libram lentamente em torno de seus respectivos pontos de equilíbrio, movendo-se periodicamente para mais perto ou mais longe de Júpiter. Os troianos de Júpiter geralmente seguem caminhos chamados de órbitas de girinos em torno dos pontos lagrangeanos; o período médio de sua libração é de cerca de 150 anos. A amplitude da libração (ao longo da órbita joviana) varia de 0,6° a 88°, sendo a média de cerca de 33°. Simulações mostram que os troianos de Júpiter podem seguir trajetórias ainda mais complicadas quando se movem de um ponto lagrangiano para outro – essas são chamadas órbitas em ferradura (atualmente não se conhece nenhum troiano de Júpiter com tal órbita, embora um seja conhecido por Netuno).
Famílias dinâmicas e binários
Discernir famílias dinâmicas dentro da população troiana de Júpiter é mais difícil do que no cinturão de asteroides, porque os troianos de Júpiter estão presos em uma faixa muito mais estreita de posições possíveis. Isso significa que os clusters tendem a se sobrepor e se fundir com o enxame geral. Em 2003, cerca de uma dúzia de famílias dinâmicas foram identificadas. As famílias Júpiter-Tróia são muito menores em tamanho do que as famílias no cinturão de asteroides; a maior família identificada, o grupo Menelau, é composta por apenas oito membros.
Em 2001, 617 Patroclus foi o primeiro troiano de Júpiter a ser identificado como um asteroide binário. A órbita do binário é extremamente próxima, a 650 km, em comparação com 35.000 km para a esfera primária de Hill. O maior troiano de Júpiter – 624 Hektor – é provavelmente um binário de contato com uma lua.
Propriedades físicas
Tróia de Júpiter são corpos escuros de forma irregular. Seus albedos geométricos geralmente variam entre 3 e 10%. O valor médio é 0,056 ± 0,003 para os objetos maiores que 57 km e 0,121 ± 0,003 (banda R) para aqueles menores que 25 km. O asteróide 4709 Ennomos tem o albedo mais alto (0,18) de todos os troianos conhecidos de Júpiter. Pouco se sabe sobre as massas, composição química, rotação ou outras propriedades físicas dos troianos de Júpiter.
Rotação
As propriedades rotacionais dos troianos de Júpiter não são bem conhecidas. A análise das curvas rotacionais de luz de 72 troianos de Júpiter forneceu um período rotacional médio de cerca de 11,2 horas, enquanto o período médio da amostra de controle de asteroides no cinturão de asteroides foi de 10,6 horas. A distribuição dos períodos de rotação dos troianos de Júpiter parece ser bem aproximada por uma função Maxwelliana, enquanto a distribuição dos asteróides do cinturão principal não é Maxwelliana, com um déficit de períodos na faixa de 8 a 10 horas. A distribuição Maxwelliana dos períodos rotacionais dos troianos de Júpiter pode indicar que eles sofreram uma evolução colisional mais forte em comparação com o cinturão de asteróides.
Em 2008, uma equipe do Calvin College examinou as curvas de luz de uma amostra de dez trojans de Júpiter e encontrou um período médio de rotação de 18,9 horas. Este valor foi significativamente maior do que para asteróides do cinturão principal de tamanho semelhante (11,5 horas). A diferença pode significar que os troianos de Júpiter possuem uma densidade média menor, o que pode implicar que eles se formaram no cinturão de Kuiper (veja abaixo).
Composição
Espectroscopicamente, os troianos de Júpiter são principalmente asteroides do tipo D, que predominam nas regiões externas do cinturão de asteroides. Um pequeno número é classificado como asteroides do tipo P ou C. Seus espectros são vermelhos (o que significa que refletem mais luz em comprimentos de onda mais longos) ou neutros e sem características. Nenhuma evidência firme de água, compostos orgânicos ou outros compostos químicos foi obtida até 2007. 4709 Ennomos tem um albedo ligeiramente superior à média de Júpiter-troiano, o que pode indicar a presença de gelo de água. Alguns outros Trojans de Júpiter, como 911 Agamemnon e 617 Patroclus, mostraram absorções muito fracas em 1,7 e 2,3 μm, o que pode indicar a presença de compostos orgânicos. Os troianos de Júpiter. os espectros são semelhantes aos das luas irregulares de Júpiter e, até certo ponto, aos núcleos de cometas, embora os troianos de Júpiter sejam espectralmente muito diferentes dos objetos mais vermelhos do cinturão de Kuiper. O espectro de um troiano de Júpiter pode ser comparado a uma mistura de gelo de água, uma grande quantidade de material rico em carbono (carvão) e possivelmente silicatos ricos em magnésio. A composição da população troiana de Júpiter parece ser marcadamente uniforme, com pouca ou nenhuma diferenciação entre os dois enxames.
Uma equipe do Observatório Keck, no Havaí, anunciou em 2006 que havia medido a densidade do trojan binário 617 Patroclus de Júpiter como sendo menor que a do gelo de água (0,8 g/cm3), sugerindo que o par, e possivelmente muitos outros objetos troianos, se assemelham mais a cometas ou objetos do cinturão de Kuiper em composição - gelo de água com uma camada de poeira - do que os asteróides do cinturão principal. Contrariando esse argumento, a densidade de Hektor determinada a partir de sua curva de luz rotacional (2.480 g/cm3) é significativamente maior do que a de 617 Patroclus. Tal diferença nas densidades sugere que a densidade pode não ser um bom indicador da origem do asteroide.
Origem e evolução
Duas teorias principais surgiram para explicar a formação e evolução dos troianos de Júpiter. A primeira sugere que os troianos de Júpiter se formaram na mesma parte do Sistema Solar que Júpiter e entraram em suas órbitas enquanto ele estava se formando. O último estágio da formação de Júpiter envolveu o crescimento descontrolado de sua massa através do acréscimo de grandes quantidades de hidrogênio e hélio do disco protoplanetário; durante esse crescimento, que durou apenas cerca de 10.000 anos, a massa de Júpiter aumentou dez vezes. Os planetesimais que tinham aproximadamente as mesmas órbitas de Júpiter foram capturados pelo aumento da gravidade do planeta. O mecanismo de captura foi muito eficiente – cerca de 50% de todos os planetesimais restantes foram capturados. Esta hipótese tem dois problemas principais: o número de corpos presos excede a população observada de troianos de Júpiter em quatro ordens de magnitude, e os atuais asteróides troianos de Júpiter têm inclinações orbitais maiores do que as previstas pelo modelo de captura. As simulações deste cenário mostram que tal modo de formação também inibiria a criação de troianos semelhantes para Saturno, e isso foi confirmado pela observação: até o momento, nenhum troiano foi encontrado perto de Saturno. Em uma variação dessa teoria, Júpiter captura troianos durante seu crescimento inicial e depois migra à medida que continua a crescer. Durante a migração de Júpiter, as órbitas dos objetos em órbitas em forma de ferradura são distorcidas, fazendo com que o lado L4 dessas órbitas fique sobrecarregado. Como resultado, um excesso de troianos fica preso no lado L4 quando as órbitas da ferradura mudam para órbitas de girinos à medida que Júpiter cresce. Este modelo também deixa a população troiana de Júpiter 3 a 4 ordens de magnitude muito grande.
A segunda teoria propõe que os troianos de Júpiter foram capturados durante a migração dos planetas gigantes descritos no modelo de Nice. No modelo de Nice, as órbitas dos planetas gigantes tornaram-se instáveis 500–600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, quando Júpiter e Saturno cruzaram seu movimento médio de 1:2 ressonância. Encontros entre planetas resultaram em Urano e Netuno sendo espalhados para fora no cinturão de Kuiper primordial, interrompendo-o e jogando milhões de objetos para dentro. Quando Júpiter e Saturno estavam perto de sua ressonância 1:2, as órbitas dos troianos pré-existentes de Júpiter tornaram-se instáveis durante uma ressonância secundária com Júpiter e Saturno. Isso ocorreu quando o período dos trojans' a libração em torno de seu ponto lagrangiano tinha uma proporção de 3:1 para o período em que a posição onde Júpiter passa por Saturno circulou em relação ao seu periélio. Esse processo também foi reversível, permitindo que uma fração dos numerosos objetos espalhados internamente por Urano e Netuno entrassem nessa região e fossem capturados quando as órbitas de Júpiter e Saturno se separassem. Esses novos troianos tinham uma ampla gama de inclinações, resultado de múltiplos encontros com os planetas gigantes antes de serem capturados. Esse processo também pode ocorrer mais tarde, quando Júpiter e Saturno cruzam ressonâncias mais fracas.
Em uma versão revisada do modelo de Nice, troianos de Júpiter são capturados quando Júpiter encontra um gigante de gelo durante a instabilidade. Nesta versão do modelo de Nice, um dos gigantes do gelo (Urano, Netuno ou um quinto planeta perdido) é espalhado para dentro em uma órbita de cruzamento de Júpiter e é espalhado para fora por Júpiter, fazendo com que as órbitas de Júpiter e Saturno se separem rapidamente. Quando o semi-eixo maior de Júpiter salta durante esses encontros, os trojans de Júpiter existentes podem escapar e novos objetos com semi-eixos maiores semelhantes ao novo semi-eixo maior de Júpiter são capturados. Após seu último encontro, o gigante de gelo pode passar por um dos pontos de libração e perturbar suas órbitas, deixando esse ponto de libração esgotado em relação ao outro. Depois que os encontros terminam, alguns desses trojans de Júpiter são perdidos e outros capturados quando Júpiter e Saturno estão perto de ressonâncias fracas de movimento médio, como a ressonância 3:7 através do mecanismo do modelo original de Nice.
O futuro a longo prazo dos troianos de Júpiter é questionável, porque múltiplas ressonâncias fracas com Júpiter e Saturno fazem com que eles se comportem de forma caótica ao longo do tempo. O estilhaçamento por colisão esgota lentamente a população troiana de Júpiter à medida que os fragmentos são ejetados. Troianos ejetados de Júpiter podem se tornar satélites temporários de Júpiter ou cometas da família de Júpiter. Simulações mostram que as órbitas de até 17% dos troianos de Júpiter são instáveis ao longo da idade do Sistema Solar. Levison e outros. acreditam que cerca de 200 trojans de Júpiter ejetados com mais de 1 km de diâmetro podem estar viajando pelo Sistema Solar, com alguns possivelmente em órbitas que cruzam a Terra. Alguns dos troianos de Júpiter que escaparam podem se tornar cometas da família de Júpiter à medida que se aproximam do Sol e seu gelo superficial começa a evaporar.
Exploração
Em 4 de janeiro de 2017, a NASA anunciou que Lucy foi selecionada como uma de suas próximas duas missões do Programa Discovery. Lucy está preparada para explorar sete troianos de Júpiter. Ele foi lançado em 16 de outubro de 2021 e chegará à nuvem de Tróia L4 em 2027, após duas assistências gravitacionais da Terra e um sobrevôo de um asteróide do cinturão principal. Em seguida, ele retornará à vizinhança da Terra para outra assistência gravitacional para levá-lo à nuvem de Tróia L5 de Júpiter, onde visitará 617 Patroclus.