카르메 그룹

Carme group

카르메 그룹은 카르메와 비슷한 궤도를 따라가는 목성의 역행 불규칙 위성 집단으로, 공통의 기원을 가지고 있는 것으로 생각됩니다.

이들의 반지름(목성과의 거리)은 22.9~24.1 Gm, 궤도경사각은 164.9°~165.5°, 궤도이심률은 0.23~0.27(한 가지 예외)이다.

이 도표는 목성의 가장 큰 불규칙 위성들을 보여준다.Carme 그룹의 위치는 Carme의 아래 중앙에 있는 존재로 나타납니다.수평축에 있는 물체의 위치는 목성으로부터의 거리를 나타냅니다.수직축은 그 기울기를 나타냅니다.편심률은 목성으로부터의 천체의 최대 및 최소 거리를 나타내는 노란색 막대로 표시됩니다.동그라미는 개체의 크기를 다른 개체와 비교하여 나타냅니다.


코어 멤버는 다음과 같다(음수 주기는 역행 궤도를 나타낸다).[1][2]

이 다이어그램은 카르메 그룹의 핵심 구성원의 궤도 요소와 상대적 크기를 비교합니다.수평축은 목성으로부터의 평균 거리, 수직축은 궤도 기울기, 원은 상대적인 크기를 나타냅니다.
이름. 직경
(km)		 기간
(일)		 메모들
카르메 46.7 - 693.17[3] 최대 멤버 및 그룹 프로토타입
타이게테 5 - 691.62[4]
에켈라데[5] 4 −693.02[3]
에린[5] 3 −743.88[6]
칼덴 4 −759.88[7]
이소노에 4 −688.61[7]
칼리케 6.9 - 766.61[7] 다른 것들보다 상당히 빨갛다
에리노메 3 −682.80[3]
아이트네 3 −712.04[7]
케일 2 - 736.55[3]
파시치 2 - 711.12[3]
S/2003 J 9 (대략)[5] 1 - 767.60[8]

국제천문연맹(IAU)은 모든 역행 위성에 대해 -e로 끝나는 이름을 보유하고 있다.

기원.

핵심 구성원들 사이의 평균 궤도1 요소들의 매우 낮은 분산은 카르메 그룹이 한때 충격으로 인해 분열된 단일 물체였을 수 있음을 시사한다.분산은 매우 작은 속도 임펄스(5 < µV < 50 m/s)[9]로 설명할 수 있다.모체는 지름이 46km인 카르메와 비슷한 크기였을 것이며, 이 집단의 질량의 99%는 [10]여전히 카르메에 위치해 있다.

단일 물체의 기원에 대한 추가 지원은 알려진 색상에서 비롯된다2. 모든 위성은 밝은 빨간색으로 표시되며 색 지수 B-V= 0.76과 V-R= 0.47과[11] 적외선 스펙트럼은 [12]D형 소행성과 유사하다.이 데이터는 힐다 가문의 조상이나 목성 트로이 목성과 일치합니다.

1목성의 불규칙한 위성의 궤도 매개 변수는 태양의 심한 섭동으로 인해 짧은 간격으로 크게 변화합니다.예를 들어, 2년 동안 반장축에서 1 Gm, 12년 동안 0.5의 이심률, 24년 동안 5°의 변화가 보고되었다.평균 궤도 요소는 장기간에 걸친 전류 요소의 수치 적분에 의해 계산된 평균으로, 동적 패밀리를 결정하는 데 사용됩니다.
2칼리케를 제외하고, 상당히 빨갛다.

이 다이어그램은 다른 다이어그램과 동일한 척도의 아냉키 그룹을 나타내며, 소형 카르메 그룹과 비교하여 광범위한 분산을 보여준다(관련 다이어그램 참조).
이 그림은 카르메 그룹의 콤팩트함을 나타내고 있습니다.

레퍼런스

  1. ^ 스콧 S. 셰퍼드, 데이비드 C 주피트, 캐롤린 포르코 주피터의 외부 위성들과 트로이 목성. 행성, 위성, 자기권.Fran Bagenal 편집자, Timothy E.다울링, 윌리엄 B.맥키넌.캠브리지 행성과학, 제1권, 영국 캠브리지: 캠브리지 대학 출판부, ISBN0-521-81808-7, 2004, 페이지 263 – 280 전문(pdf).2007년 6월 14일 Wayback Machine에서 아카이브 완료
  2. ^ David Nesvorn crist, Christian Beaugé 및 Luke Dones Collisional Origin of Orgular Satellite, The Astronical Journal, 127 (2004), 페이지 1768–1783 전문.
  3. ^ a b c d e "M.P.C. 127087-127088" (PDF). Minor Planet Circular. Minor Planet Center. 17 November 2020.
  4. ^ "M.P.C. 110499" (PDF). Minor Planet Circular. Minor Planet Center. 29 May 2018.
  5. ^ a b c Nesvorn® 2004에 의해 가능한 구성원으로 등재되었으며, Sheppard 2004에 의해 등재되지 않았다.Jacobson 2004에 의해 확인된 궤도 요소
  6. ^ "M.P.C. 115250" (PDF). Minor Planet Circular. Minor Planet Center. 9 June 2017.
  7. ^ a b c d "M.P.C. 115890-115891" (PDF). Minor Planet Circular. Minor Planet Center. 27 August 2019.
  8. ^ "MPEC 2020-V19 : S/2003 J 9". Minor Planet Electronic Circular. Minor Planet Center. 5 November 2020. Retrieved 5 November 2020.
  9. ^ 데이비드 네스본, 호세 L. A. 알바렐로스, 루크 돈스, 해롤드 F.불규칙 위성의 레비슨 궤도 및 충돌 진화, 천문학 저널, 126(2003), 398–429쪽(pdf)
  10. ^ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (5 May 2003). "An abundant population of small irregular satellites around Jupiter". Nature. 423 (6937): 261–263. Bibcode:2003Natur.423..261S. doi:10.1038/nature01584. PMID 12748634. S2CID 4424447.
  11. ^ 그라브, 토미, 홀먼, 매튜 J. 글래드먼, 브렛 J.Aksnes, 불규칙 위성 Kaare Photometric 조사, Icarus, 166, (2003), 페이지 33-45.프리프린트
  12. ^ 토미 그라브와 매튜 홀먼의 목성과 토성의 불규칙 위성 근적외선 측광학,천체물리학 저널, 605, (2004) 페이지 L141–L144 프리프린트