Grupul Karme

Grupul Carme  este un grup de sateliți neregulați retrogradi ai lui Jupiter care au aceleași orbite și, eventual, o origine comună. Numele grupului este luat din numele celui mai mare obiect din grup.

Semi-axele lor majore (distanțele de la Jupiter) variază între 22,9 și 24,1 Gm , înclinațiile lor orbitale  între 164,9° și 165,5°, excentricitatea lor orbitală între 0,23 și 0,27 (cu o singură excepție).

Membrii principali ai grupului includ (de la cel mai mare la cel mai mic): [1] [2]

• Karme (cel mai mare din grup)
• Tayget
• Eukelade [3]
• S/2003J5 [3]
• Haldene
• Isonoe
• Kalike (substanțial mai roșu decât ceilalți)
• Erinome
• Etna
• Calais
• Pasithea
• S/2003J9 [3]
• S/2003 J 10 [3]
• S/2017J8
• S/2003 J 24 (cunoscut și ca Hi-Tech)

Uniunea Astronomică Internațională (IAU) a rezervat nume care se termină în -e pentru toate lunile retrograde, inclusiv pentru acest grup.

Origine

Dispersia foarte scăzută a elementelor orbitale medii 1 între membrii principali ai grupului (separați cu mai puțin de 700.000 km în semiaxa majoră și mai puțin de 0,7° în înclinare) indică faptul că inițial pentru grupul Carme ar fi existat un singur corp care a fost despicat prin impact. Dispersia poate fi explicată prin viteza impulsului foarte scăzută (5 < δV < 50 m/s). [4] Corpul părinte era probabil de mărimea lui Carme, 46 km în diametru; 99% din masa grupului rămâne localizată în Karma. [5]

Alte dovezi pentru o singură origine a corpului rezultă din culoarea sateliților: toți (cu excepția sateliților Kalike semnificativ mai roșii) sunt roșu deschis, cu un indice de culoare de BV=0,76 și VR=0,47 [6] și un spectru electromagnetic în infraroșu care se potrivește cu spectrul asteroizilor din clasa D [7] . Aceste date sunt în concordanță cu un progenitor din familia Hilda sau cu asteroizii troieni ai lui Jupiter .

1 Parametrii orbitei osculatoare a sateliților neregulați ai lui Jupiter variază foarte mult în intervale scurte de timp din cauza perturbațiilor puternice ale lui Jupiter. De exemplu, au fost raportate modificări de până la 1 Gm în semiaxa majoră în 2 ani, 0,5 în excentricitate în 12 ani și 5° în 24 de ani . Valorile medii pentru elementele de orbită au fost calculate prin mediarea valorilor curente pe perioada lungă de timp folosită pentru definirea familiilor dinamice.

Note

1. ↑ Scott S. Sheppard , David C. Jewitt , Carolyn Porco Jupiter's outer satellites and Troians , În: Jupiter. Planeta, sateliții și magnetosfera. Editat de Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon. Cambridge Planetary Science, Vol. 1, Cambridge, Marea Britanie: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7 , 2004, p. 263-280 Text integral(pdf). Arhivat pe 14 iunie 2007 la Wayback Machine
2. ↑ David Nesvorný, Cristian Beaugé și Luke Dones Colisional Origin of Families of Irregular Satellites , The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768-1783 Text integral. Arhivat pe 9 august 2017 la Wayback Machine
3. ↑ 1 2 3 4 Listat de Nesvorny 2004 ca un posibil membru, nelistat de Sheppard 2004; elementele orbitale confirmate de Jacobson 2004
4. ^ David Nesvorný , Jose LA Alvarellos, Luke Dones și Harold F. Levison Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites , The Astronomical Journal, 126 (2003), paginile 398-429. (pdf) Arhivat pe 15 aprilie 2020 la Wayback Machine
5. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. O populație abundentă de mici sateliți neregulați în jurul lui Jupiter  //  Nature : journal. - 2003. - 5 mai ( vol. 423 , nr. 6937 ). - P. 261-263 . - doi : 10.1038/nature01584 . — PMID 12748634 .
6. ↑ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites , Icarus, 166 , (2003), pp. 33-45. Preprint Arhivat pe 7 iulie 2018 la Wayback Machine
7. ^ Tommy Grav și Matthew J. Holman Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn , The Astrophysical Journal, 605 , (2004), pp. L141—L144 Preprint Arhivat la 1 august 2020 la Wayback Machine