Anar al contingut

Asteroide troyano

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Localisació dels asteroides troyanos de Júpiter. També es mostra el cinturó principal.

Els asteroides troyanos són asteroides que compartixen òrbita en un planeta entorn als punts de Lagrange estables L4 i L5, els quals estan situats 60° davant i 60° darrere del planeta en la seua òrbita. Els asteroides troyanos es troben distribuïts en dos regions allargades i curvades al voltant d'eixos punts i, en el cas de Júpiter, en un semieje major de 5.2 au. La Terra també posseïx un asteroide troyano que l'acompanya en el seu viage al voltant del Sol, el qual medix al voltant de 300 metros de diàmetro i ha segut batejat en el nom de [[2010 TK7|Plantilla:Mp]].

Tradicionalment el terme s'ha referit als asteroides troyanos de Júpiter, els primers en ser descoberts i els més numerosos fins a la data en diferència. No obstant, en el descobriment d'asteroides en els punts de Lagrange d'atres planetes —òrbites de Mart i de Neptú, Terra i Urà.[1]—, el terme s'ha estés per a englobar-los a tots. Solament Saturn i els planetes interiors a la Terra no tenen asteroides troyanos confirmats. El nom «troyano» es deu a que es va establir la convenció de batejar als asteroides que ocupaven dits punts de l'òrbita de Júpiter en el nom dels personages de la guerra de Troya: els que antecedixen al planeta pertanyen al grup del camp grec i els que seguixen al planeta al grup del camp troyano. En abril de 2010, el número de troyanos coneguts superava els 4000, i d'ells solament dèu no pertanyien a Júpiter.[2]

El primer troyano, Aquiles, ho va descobrir el 22 de febrer de 1906 l'astrònom alemà Max Wolf en el punt Plantilla:Mp de l'òrbita joviana. Va haver de transcórrer casi un sigle per a descobrir troyanos d'atres planetes. El 20 de juny de 1990 es va trobar Eureka, primer troyano de Mart, i el 21 d'agost de 2001 es va trobar a [[2001 QR322|Plantilla:Mp]], el primer de Neptú. Més vesprada es varen descobrir sengles troyanos en les òrbites de la Terra i Urà. Es creu que el número total de troyanos de Júpiter majors de 1 km ronda el milló, una cantitat similar al número d'asteroides del cinturó principal del mateix tamany. Com en aquell, els troyanos formen famílies d'asteroides.

Hi ha dos teories per a explicar el seu orige i ubicació. La primera indica que es formarien durant l'última etapa d'acreció planetària en la mateixa regió en la que es troben. La segona establix que, durant la migració planetària, el primitiu cinturó de Kuiper es va desestabilisar i millons d'objectes varen ser expulsats a l'interior del sistema solar a on es varen incorporar als punts de Lagrange dels planetes gaseosos.

Els troyanos són cossos obscurs que el seu espectre d'emissió és llaugerament rojós i carent de peculiaritats. No existixen evidències sòlides de la presència d'aigua o matèria orgànica en el seu interior. Les seues densitat varien entre 0.8 i 2.5 g/cm³. Es creu que varen ser capturats en les seues òrbites durant els primers estadis de la formació del sistema solar, durant la migració dels planetes jagants.

Història de la seua observació

[editar | editar còdic]

En 1772 el matemàtic Joseph-Louis Lagrange, en els seus estudis sobre el problema restringit dels tres cossos, va predir que un cos chicotet que compartira òrbita en un planeta quedaria atrapat en els punts situats a 60° de la llínea que unix el Sol i el planeta.[3] El cos atrapat realisaria llentament un moviment de libraació al voltant del punt exacte d'equilibri descrivint una òrbita de ferradura.[4] Estos punts es coneixen com els punts de Lagrange L4 i L5.[5][nota 1] No obstant, no es varen observar asteroides atrapats en estos punts sino fins a més d'un sigle despuix del hipòtesis formulada per Lagrange; varen ser els de Júpiter els primers en descobrir-se.[3]

E. E. Barnard va realisar la primera observació registrada d'un asteroide troyano, [[(12126) 1999 RM11|Plantilla:Mp]], en 1904, pero no ho va identificar com a tal ni li va donar especial importància.[6] Barnard va creure provablement que lo que observava era una estrela o el satèlit Febe, de Saturn, que havia segut descobert recentment i que en el moment de l'observació es trobava a una distància angular molt chicoteta de l'asteroide. L'identitat de l'objecte no es va descobrir fins que la seua òrbita es va reconstruir en 1999.[6]


No obstant, va anar en febrer de 1906 quan Max Wolf va descobrir el primer asteroide troyano que es va classificar com a tal. Es tractava d'Aquiles, un troyano situat en el punt de Lagrange L4 del sistema Sol-Júpiter.[3] En els anys 1906-1907 l'alemà August Kopff va descobrir atres dos troyanos de Júpiter: Patroclo i Héctor.[3] Patroclo va ser el primer troyano descobert en el punt de Lagrange L5.[7] En 1938, ya es coneixien onze troyanos.[8] Este número es va incrementar solament a 14 en 1961.[3] En abril de 2010 es coneixien en Júpiter 2600 troyanos en L4 i 1470 en L5,[9] pero el ritme al que es descobrixen aumenta en la millora i el desenroll dels instruments: per a giner del 2000 s'havien descobert 257,[5] mentres que en maig del 2003 la sifra va ascendir a 1600.[10]

En 1990 es va descobrir el primer troyano en un planeta distint de Júpiter; (5261) Eureka, un troyano pertanyent a Mart.[11] Més vesprada, en 2001, es va trobar el primer troyano de Neptú: [[2001 QR322|Plantilla:Mp]].

  • Joseph-Louis Lagrange va predir en 1771 l'existència dels troyanos.
    Joseph-Louis Lagrange va predir en 1771 l'existència dels troyanos.
  • E. E. Barnard va realisar en 1904 la primera observació registrada d'un troyano.
    E. E. Barnard va realisar en 1904 la primera observació registrada d'un troyano.
  • Max Wolf va descobrir el primer asteroide troyano en 1906.
    Max Wolf va descobrir el primer asteroide troyano en 1906.

Orige i evolució

[editar | editar còdic]

Existixen dos teories principals respecte als troyanos. Una d'elles sugerix que els troyanos es varen formar en la mateixa regió del sistema solar que Júpiter i es varen incorporar a la seua òrbita quan el planeta encara es trobava en formació. L'última etapa de la formació de Júpiter va involucrar un creiximent descontrolado del seu massa per l'acreció de grans cantitats d'hidrogen i heli del disc protoplanetario; durant este creiximent, el qual es va prolongar solament uns 10 000 anys, la massa de Júpiter es va multiplicar per dèu. Els planetesimalés que tenien òrbites propenques a les de Júpiter varen ser capturats pel camp gravitatorio cada volta més intens del planeta jagant. El mecanisme de captura era molt eficient, ya que segons la teoria varen ser atrapats al voltant del 50 % dels planetesimales restants. No obstant, esta hipòtesis presenta dos problemes de capital importància: el número de cossos atrapats excedix en quatre órdens de magnitut la població de troyanos observada, i els asteroides troyanos actuals posseïxen inclinaments orbitales majors que les predites pel model.[4] No obstant, les simulacions realisades sobre este escenari mostren que este modo de formació inhibiria la creació de troyanos similars al voltant de Saturn, la qual cosa concorda perfectament en les observacions.[12][13][14]


La segona teoria partix del model de Niza i propon que els troyanos varen ser capturats durant la migració planetària, la qual va succeir de 500 a 600 millons d'anys despuix de la formació del sistema solar. La migració va ser provocada pel pas de Júpiter i Saturn a la resonància orbital 1:2. Quan açò va ocórrer, Urà i Neptú, i Saturn en certa mida, es varen moure cap a l'exterior, mentres que Júpiter ho va fer llaugerament cap a l'interior. Esta migració de planetes jagants va desestabilisar el cinturó de Kuiper primordial, el qual va expulsar millons d'objectes cap a l'interior del sistema solar. Estos objectes es varen acumular i varen formar els troyanos que s'observen actualment. Ademés, la combinació de les influències gravitatorias dels planetes hauria pertorbat qualsevol troyano existent en anterioritat.[15][16]

El futur a llarc determini dels troyanos està encara obert, ya que multitut de resonàncies dèbils en Júpiter i Saturn podrien provocar un comportament caòtic en el temps.[17] Ademés, els fragments eyectados de les colisions entre troyanos reduïxen llentament la seua població. Les simulacions mostren que aproximadament un 17 % dels troyanos inicials de Júpiter són inestables, per lo que varen deure ser expulsats en algun moment del passat.[18] Estos troyanos expulsats podrien convertir-se temporalment en satèlits de Júpiter o en cometes periòdics de Júpiter; açò últim podria succeir si s'aproximen al Sol i la seua superfície de gèl comença a evaporar-se.[19] Levison i els seus colaboradors creuen que podrien estar viajant pel sistema solar prop de 200 troyanos expulsats en diàmetros majors a 1 km, i que és molt poc provable que algun d'ells puga travessar l'òrbita de la Terra.[19]

Vore també

[editar | editar còdic]

Notes

[editar | editar còdic]
  1. ↑ Els atres tres punts — L1, L2 i L3 — són inestables.[4]

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ (2004) «Trojan asteroids», McGraw-Hill Concise Encyclopedia of Science and Technology, 5ª edició (en anglés), McGraw-Hill Professional. ISBN 978-0071429573.
  2. ↑ Unió Astronòmica Internacional (UAI). «IAU Minor Planet Center». Consultat el 18 de decembre de 2009.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Nicholson, Seth B.(1961).Astronomical Society of the Pacific Leaflets.8
    239.Consultat el 18 de decembre de 2009.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Marzari, F.; Scholl, H.; Murray, C.; Lagerkvist, C.(2002).Asteroids III.
    725-738.Consultat el 18 de decembre de 2009.
  5. ↑ 5,0 5,1 Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X.(2000).The Astronomical Journal.120(2)
    1140-1147.doi:10.1086/301453.Consultat el 18 de decembre de 2009.
  6. ↑ 6,0 6,1 Marsden, Brian G.. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) (ed.): «The Earliest Observation of a Trojan». Consultat el 18 de decembre de 2009.
  7. ↑ Einarsson, S.(1913).Publications of the Astronomical Society of the Pacific.25(148)
    131.Consultat el 18 de decembre de 2009.
  8. ↑ Wyse, A. B.(1938).Astronomical Society of the Pacific Leaflets.3
    113.Consultat el 18 de decembre de 2009.
  9. ↑ International Astronomical Union (IAU). «List Of Jupiter Trojans». Consultat el 18 de decembre de 2009.
  10. ↑ Fernández, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.(2003).The Astronomical Journal.126(3)
    1563-1574.doi:10.1086/377015.Consultat el 18 de decembre de 2009.
  11. ↑ Bowell, Edward(1991).NASA, Reports of Planetary Astronomy.
    147.Consultat el 20 de decembre de 2009.
  12. ↑ Marzari, F.; Scholl, H.(1998).Astronomy and Astrophysics.339
    278-285.Consultat el 19 de decembre de 2009.
  13. ↑ Marzari, F. i Scholl, H.(1998).Icarus.131(1)
    41-51.doi:10.1006/icar.1997.5841.Consultat el 19 de decembre de 2009.
  14. ↑ Fleming, H. J.; Hamilton, D. P.(2000).Icarus.148(2)
    479-493.doi:10.1006/icar.2000.6523.Consultat el 19 de decembre de 2009.
  15. ↑ Levison, H. F. et al.(2008).Icarus.196(1)
    258-273.doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035.Consultat el 19 de decembre de 2009.
  16. ↑ Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes R.(2005).Icarus.435(7041)
    462-465.doi:10.1038/nature03540.Consultat el 19 de decembre de 2009.
  17. ↑ Robutel, P.; Gabern, F.; Jorba, A.(2005).Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy.92(1-3)
    53-69.doi:10.1007/s10569-004-5976-i.Consultat el 19 de decembre de 2009.
  18. ↑ Tsiganis, K.; Varvoglis, H.; Dvorak, R.(2005).Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy.92(1-3)
    71-87.doi:10.1007/s10569-004-3975-7.Consultat el 19 de decembre de 2009.
  19. ↑ 19,0 19,1 Levison, H. F.; Shoemaker, E. M.; Shoemaker, C. S.(1997).Nature.385(6611)
    42-44.doi:10.1038/385042a0.Consultat el 19 de decembre de 2009.


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Asteroide_troyano&oldid=925411»