Düzensiz ay - Irregular moon

Jüpiter (kırmızı), Satürn (sarı), Uranüs (yeşil) ve Neptün'ün (mavi) (Triton hariç) düzensiz uyduları. Yatay eksen, gezegene olan uzaklığını ( yarı ana eksen ), gezegenin Hill küresinin yarıçapının bir kesri olarak ifade edilir . Dikey eksen yörünge eğimlerini gösterir . Noktalar veya daireler göreceli boyutlarını temsil eder. Ağustos 2006 itibariyle veriler.

In astronomi , bir düzensiz ay , düzensiz uydu ya düzensiz doğal uydu bir olan doğal uydu bir uzak aşağıdaki eğimli ve genellikle eksantrik ve retrograd yörüngeye . Etraflarında yörüngede oluşan normal uyduların aksine, ana gezegenleri tarafından yakalandılar . Düzensiz uydular, genellikle benzer şekilde düzensiz yörüngelere sahip olan ancak sonunda ayrılacak olan geçici uyduların aksine, sabit bir yörüngeye sahiptir. Triton yuvarlak bir ay olduğu için bu terim şekle atıfta bulunmaz , ancak yörüngesi nedeniyle düzensiz olarak kabul edilir.

Ekim 2019 itibariyle, dış gezegenlerin dördünün de ( Jüpiter , Satürn , Uranüs ve Neptün ) yörüngesinde dönen 145 düzensiz ay bilinmektedir . Her gezegenin büyük olan Himaliya Jüpiter, Phoebe Satürn, Sycorax Uranüs'ün ve Triton Neptün'ün. Şu anda düzensiz uyduların , ana gezegenlerinin oluşumundan kısa bir süre sonra, mevcut konumlarına yakın güneş merkezli yörüngelerden yakalandıkları düşünülmektedir . Kuiper kuşağında ortaya çıktıklarına dair alternatif bir teori, mevcut gözlemlerle desteklenmemektedir.

Tanım

Düzensiz bir uydunun yaygın olarak kabul edilen kesin bir tanımı yoktur. Onlar o gezegenden yeterince eğer gayrı uydular düzensiz olarak kabul edilir presesyon kendi içinde yörünge düzlemine öncelikle Güneş'ten tarafından kontrol edilir

Pratikte, uydunun yarı ana ekseni , gezegenin Hill küresinin (yani, yerçekimsel etkisinin küre) yarıçapı ile karşılaştırılır . Düzensiz uydular, 0,65'e kadar uzanan apoaps ile 0,05'ten büyük yarı ana eksenlere sahiptir . Hill küresinin yarıçapı yandaki tabloda verilmiştir. ${\görüntüleme stili r_{H}}$${\görüntüleme stili r_{H}}$${\görüntüleme stili r_{H}}$

Dünya'nın Ay'ı bir istisna gibi görünüyor: Presesyonu esas olarak Güneş tarafından kontrol edilmesine ve yarı ana ekseni Dünya'nın Tepe küresinin yarıçapının 0,05'inden büyük olmasına rağmen, genellikle düzensiz bir uydu olarak listelenmez. Öte yandan, Neptün'ün Triton'u , Neptün'ün Tepesi küresinin yarıçapının 0,05'i içinde olmasına rağmen genellikle düzensiz olarak listelenir. Neptün'ün Nereid'i ve Satürn'ün Iapetus'u , ana gezegenlerinin Tepe kürelerinin yarıçapının 0,05'ine yakın yarı ana eksenlere sahiptir: Nereid (çok eksantrik bir yörüngeye sahip) genellikle düzensiz olarak listelenir, ancak Iapetus değil.

yörüngeler

Mevcut dağıtım

Bilinen düzensiz uyduların yörüngeleri son derece çeşitlidir, ancak belirli kalıplar vardır. Retrograd yörüngeler , prograd yörüngelerden çok daha yaygındır (%83). Yörünge eğimi 55°'den yüksek (veya retrograd uydular için 130°'den küçük) olan hiçbir uydu bilinmemektedir. Ek olarak, büyük bir uydunun birkaç küçük uyduyla benzer bir yörüngeyi paylaştığı bazı gruplamalar tanımlanabilir.

Gezegenden uzaklıkları göz önüne alındığında, dış uyduların yörüngeleri Güneş tarafından oldukça rahatsız edilir ve yörünge elemanları kısa aralıklarla geniş ölçüde değişir. Örneğin, Pasiphae'nin yarı ana ekseni iki yılda 1,5 Gm kadar değişir (tek yörünge), eğim 10° civarında ve eksantriklik 24 yılda 0,4 kadar (Jüpiter'in yörünge süresinin iki katı) değişir. Sonuç olarak, ortalama yörünge elemanları (zamana göre ortalama) , verilen tarihte oskülatör elemanlardan ziyade gruplamaları tanımlamak için kullanılır . (Benzer şekilde, asteroit ailelerini belirlemek için uygun yörünge elemanları kullanılır .)

Menşei

Güneş merkezli yörüngelerden düzensiz uydular yakalandı. (Gerçekten de dev gezegenlerin düzensiz uyduları, Jovian ve Neptunian truva atları ve gri Kuiper kuşağı nesnelerinin benzer bir kökene sahip olduğu görülüyor.) Bunun gerçekleşmesi için en az üç şeyden birinin gerçekleşmiş olması gerekir:

• enerji yayılımı (örneğin ilkel gaz bulutu ile etkileşim halinde)
• kısa bir süre içinde (binlerce yıl) gezegenin Hill küresinin önemli ölçüde (%40) genişlemesi
• üç cisim etkileşiminde bir enerji transferi . Bu şunları içerebilir:
  • gelen bir cismin ve bir uydunun çarpışması (veya yakın karşılaşması), gelen cismin enerji kaybetmesine ve yakalanmasına neden olur.
  • gelen bir ikili nesne ile gezegen (veya muhtemelen mevcut bir ay) arasında, ikili sistemin bir bileşeninin yakalanmasıyla sonuçlanan yakın bir karşılaşma. Böyle bir rota, büyük olasılıkla Triton için önerildi .

Yakalamadan sonra, bazı uydular parçalanarak benzer yörüngeleri takip eden daha küçük uyduların gruplanmasına neden olabilir . Rezonanslar yörüngeleri daha fazla değiştirebilir ve bu gruplaşmaları daha az tanınabilir hale getirebilir.

Uzun vadeli istikrar

Phoebe , Satürn'ün en büyük düzensiz uydusu

Düzensiz uyduların mevcut yörüngeleri, apocenter yakınındaki önemli bozulmalara rağmen sabittir . Bir dizi düzensizlikte bu istikrarın nedeni, yörüngelerinde laik veya Kozai rezonansı ile dönmeleridir .

Ek olarak, simülasyonlar aşağıdaki sonuçları gösterir:

• 50° ve 130° arasındaki eğimli yörüngeler çok kararsızdır: eksantriklikleri hızla artar ve uydunun kaybolmasına neden olur
• Retrograd yörüngeler, ilerlemeden daha kararlıdır (kararlı retrograd yörüngeler gezegenden daha uzakta bulunabilir)

Artan eksantriklik, daha küçük perimerkezler ve büyük apomerkezler ile sonuçlanır. Uydular, normal (daha büyük) uyduların bölgesine girer ve çarpışma ve yakın karşılaşmalar yoluyla kaybolur veya fırlatılır. Alternatif olarak, Güneş'in büyüyen apomerkezlerde artan tedirginlikleri onları Tepe küresinin ötesine iter.

Retrograd uydular, gezegenden ileriye dönük olanlardan daha uzakta bulunabilir. Ayrıntılı sayısal entegrasyonlar bu asimetriyi göstermiştir. Sınırlar, eğim ve eksantrikliğin karmaşık bir işlevidir, ancak genel olarak, yarı ana eksenleri 0,47 r _H'ye (Hill küre yarıçapı) kadar olan ilerleyen yörüngeler kararlı olabilirken, geriye dönük yörüngeler için stabilite 0,67 r _H'ye kadar uzayabilir .

Yarı ana eksenin sınırı, ilerleme uyduları için şaşırtıcı derecede keskindir. 0.5 r _H'ye yerleştirilmiş, ilerleyen, dairesel bir yörüngede (eğim = 0°) bulunan bir uydu, Jüpiter'i kırk yıl kadar kısa bir süre içinde terk edecektir. Etki, sözde tahliye rezonansı ile açıklanabilir . Gezegenin Ay'ı kavramasının en zayıf olduğu uydunun apocenter'ı, Güneş'in konumuyla rezonansa kilitleniyor. Pertürbasyonun etkileri, uyduyu daha da dışarı doğru iten her geçişte birikir.

İlerleyen ve gerileyen uydular arasında asimetri çok sezgisel açıklanabilir Coriolis-ivme içinde döner çerçeve gezegen. İlerleyen uydular için hızlanma dışa doğru, geri giden uydular için ise içe doğru işaret ederek uyduyu dengeler.

Geçici yakalamalar

Bir asteroidin güneş merkezli bir yörüngeden yakalanması her zaman kalıcı değildir. Simülasyonlara göre, geçici uydular yaygın bir fenomen olmalıdır. Sadece gözlenen örneklerdir 2006 RH 120 ve CD 2020 3 geçici uydular vardı Dünya'da sırasıyla 2006 ve 2020, keşfedilen.

Fiziksel özellikler

Boy

Kuiper kuşağındaki nesnelerin boyut dağılımı için güç yasası, burada q ≈ 4 ve dolayısıyla N ~ D ⁻³ . Yani, belirli bir boyuttaki her Kuiper kuşağı nesnesi için, bu boyutun yaklaşık 8 katı kadar nesne ve bu boyutun onda biri kadar olan binlerce nesne vardır.

Belirli bir boyuttaki nesnelerin Dünya'dan uzaklıkları arttıkça görülmesi daha zor olduğu için, Uranüs ve Neptün'ün bilinen düzensiz uyduları Jüpiter ve Satürn'ünkilerden daha büyüktür; daha küçükleri muhtemelen var ama henüz gözlemlenmedi. Bu gözlemsel önyargıyı akılda tutarak, düzensiz uyduların boyut dağılımı, dört dev gezegenin tümü için benzer görünmektedir.

Asteroitlerin ve birçok benzer popülasyonun boyut dağılımı, bir güç yasası olarak ifade edilebilir : büyük olanlardan çok daha fazla küçük nesne vardır ve boyut ne kadar küçükse, nesne o kadar çoktur. Çapı belirli bir boyuttan daha küçük olan nesnelerin sayısını ifade eden matematiksel bağıntıya yaklaşık olarak şu şekilde yaklaşılır: ${\görüntüleme stili N\,\!}$${\görüntüleme stili D\,\!}$

${\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\sim D^{-q}}$eğimi tanımlayan q ile .

q değeri gözlem yoluyla belirlenir.

Düzensiz uydular için, 10 ila 100 km arasındaki boyutlar için sığ bir güç yasası ( q ≃ 2) gözlenir, ^† ancak 10 km'den küçük nesneler için daha dik bir yasa ( q ≃ 3.5) gözlenir. 2010 yılında Kanada-Fransa-Hawaii Teleskobu tarafından çekilen görüntülerin bir analizi, Jüpiter'in ≈ 400 m'lik bir algılama sınırına kadar küçük retrograd uydu popülasyonu için güç yasasının q ≃ 2.5'te nispeten sığ olduğunu göstermektedir . Böylece Jüpiter'in sahip olması gerektiği tahmin edilebilir.600+600
−300 400 m çapında veya daha büyük uydular.

Karşılaştırma için, büyük Kuiper kuşağı nesnelerinin dağılımı çok daha diktir ( q ≈ 4). Yani 1000 km'lik her nesne için 100 km çapında bin nesne vardır, ancak bu dağılımın nereye kadar uzandığı bilinmez. Bir popülasyonun büyüklük dağılımı, yakalama, çarpışma ve parçalanma veya yığılma yoluyla olsun, kökeni hakkında fikir verebilir.

^† 100 km'lik her nesne için 10 km'lik on nesne bulunabilir.

Renkler

Bu şema, Jüpiter'in (kırmızı etiketler), Satürn'ün (sarı) ve Uranüs'ün (yeşil) düzensiz uydularındaki renk farklılıklarını göstermektedir. Yalnızca bilinen renk indekslerine sahip düzensizler gösterilir. Referans olarak, centaur Pholus ve üç klasik Kuiper kuşağı nesnesi de çizilir (gri etiketler, ölçeksiz boyut). Karşılaştırma için ayrıca centaurların ve KBO'ların renklerine bakın .

Düzensiz uyduların renkleri renk indeksleri aracılığıyla incelenebilir : mavi (B), görünür yani yeşil-sarı (V) ve kırmızı (R) filtreler aracılığıyla bir nesnenin görünen büyüklüğünün farklılıklarının basit ölçümleri . Düzensiz uyduların gözlenen renkleri nötrden (grimsi) kırmızımsıya kadar değişir (ancak bazı Kuiper kuşağı nesnelerinin renkleri kadar kırmızı değildir).

Her gezegenin sistemi biraz farklı özellikler gösterir. Jüpiter'in düzensizlikleri, C , P ve D tipi asteroitler ile tutarlı olarak gri ila hafif kırmızıdır . Bazı uydu gruplarının benzer renkler gösterdiği gözlemlenmiştir (daha sonraki bölümlere bakınız). Satürn'ün düzensizlikleri Jüpiter'inkilerden biraz daha kırmızıdır.

Büyük Uranian düzensiz uyduları ( Sycorax ve Caliban ) açık kırmızı, daha küçük Prospero ve Setebos , Neptün uyduları Nereid ve Halimede gibi gridir .

spektrum

Mevcut çözünürlükle, çoğu uydunun görünür ve yakın kızılötesi spektrumları özelliksiz görünüyor. Şimdiye kadar, Phoebe ve Nereid'de su buzu çıkarıldı ve Himalia'da sulu değişime atfedilen özellikler bulundu.

döndürme

Düzenli uydular genellikle gelgit olarak kilitlenir (yani, yörüngeleri dönüşleriyle senkronizedir , böylece ana gezegenlerine doğru yalnızca bir yüz gösterirler). Buna karşılık, düzensiz uydular üzerindeki gelgit kuvvetleri, gezegenden uzaklıkları göz önüne alındığında ihmal edilebilir düzeydedir ve en büyük aylar Himalia , Phoebe , Sycorax ve Nereid için (yörünge periyotlarıyla karşılaştırmak için) sadece on saatlik aralıktaki dönüş periyotları ölçülmüştür. yüzlerce gün). Bu tür dönüş hızları, asteroitler için tipik olan aralıktadır .

Ortak bir kökene sahip aileler

Bazı düzensiz uydular, birkaç uydunun benzer yörüngeleri paylaştığı 'gruplar' halinde yörüngede dönüyor gibi görünüyor. Önde gelen teori, bu nesnelerin , dağılan daha büyük bir vücudun parçaları olan çarpışma aileleri oluşturduğudur.

Dinamik gruplamalar

Basit çarpışma modelleri dürtü bir hız verilir yörünge parametrelerin olası dağılımını tahmin etmek için de kullanılabilir Δ v . Bu modelleri bilinen yörünge parametrelerine uygulamak , gözlemlenen dağılımı oluşturmak için gerekli Δ v'yi tahmin etmeyi mümkün kılar . Bir Δ v , onlarca metre/saniye (5-50 m/s) bir bozulmadan kaynaklanabilir. Düzensiz uyduların dinamik gruplandırmaları, bu kriterler kullanılarak belirlenebilir ve bir parçalanmanın ortak kökeninin olasılığı değerlendirilebilir.

Yörüngelerin dağılımı çok geniş olduğunda (yani yüzlerce m/s mertebesinde Δ v gerektirir )

• ya birden fazla çarpışma varsayılmalıdır, yani küme ayrıca gruplara bölünmelidir
• veya örneğin rezonanslardan kaynaklanan önemli çarpışma sonrası değişiklikler varsayılmalıdır.

Renk grupları

Uyduların renkleri ve spektrumları bilindiğinde, belirli bir gruplamanın tüm üyeleri için bu verilerin homojenliği, ortak bir köken için önemli bir argümandır. Bununla birlikte, mevcut verilerde kesinlik eksikliği, genellikle istatistiksel olarak anlamlı sonuçlar çıkarmayı zorlaştırır. Ek olarak, gözlemlenen renkler uydunun toplu bileşimini temsil etmeyebilir.

Gözlemlenen gruplamalar

Jüpiter'in düzensiz uyduları

Jüpiter'in düzensiz uydularının yörüngeleri, nasıl gruplar halinde kümelendiklerini gösteriyor. Uydular, göreceli boyutlarını gösteren dairelerle temsil edilir. Bir nesnenin yatay eksendeki konumu, Jüpiter'e olan mesafesini gösterir. Dikey eksendeki konumu yörünge eğimini gösterir . Sarı çizgiler yörünge eksantrikliğini gösterir (yani Jüpiter'e olan mesafesinin yörüngesi sırasında ne kadar değiştiği).

Tipik olarak, aşağıdaki gruplamalar listelenir (homojen renkler sergileyen dinamik olarak sıkı gruplar kalın harflerle listelenmiştir )

• Prograd uydular
  • Himalia grubu paylar 28 ° 'lik bir ortalama eğim. Dinamik olarak sınırlandırılırlar (Δ v ≈ 150 m/s). Görünür dalga boylarında ( C tipi asteroitlerinkine benzer nötr renklere sahip ) ve yakın kızılötesi dalga boylarında homojendirler.
  • Prograd uyduları Themisto , Carpo ve Valetudo bilinen herhangi bir grubun parçası değildir.

Himalia'nın yörüngesinin animasyonu.
   Jüpiter  ·    himaye  ·   Kalisto

• Retrograd uydular
  • Carme grubu payları 165 ° 'lik bir ortalama eğim. Dinamik olarak sıkıdır (5 < Δ v < 50 m/s). Renk olarak çok homojendir, her bir üyesi D-tipi bir asteroit atasıyla uyumlu açık kırmızı renk gösterir .
  • Ananke grubu payları 148 ° 'lik bir ortalama eğim. Yörünge parametrelerinin (15 < Δ v < 80 m/s) çok az dağıldığını gösterir . Ananke'nin kendisi açık kırmızı görünüyor, ancak diğer grup üyeleri gri.
  • Pasiphae grubu çok dağıtılır. Pasiphae diğer üyeleri (oysa kendisi gri gibi görünen Callirrhoe , megaclite ) hafif kırmızıdır.

Bazen Pasiphae grubuna dahil olan Sinop , kırmızıdır ve eğim farkı göz önüne alındığında, bağımsız olarak ele geçirilebilir. Pasiphae ve Sinope de Jüpiter ile dünyevi rezonanslara hapsolmuş durumda .

Satürn'ün düzensiz uyduları

Satürn'ün düzensiz uyduları, nasıl gruplar halinde kümelendiklerini gösteriyor. Açıklama için Jüpiter diyagramına bakın

Satürn'ün uyduları için genel olarak aşağıdaki gruplamalar listelenmiştir:

• Prograd uydular
  • Gallik grubu paylar 34 ° 'lik bir ortalama eğim. Yörüngeleri dinamik olarak sıkıdır (Δ v ≈ 50 m/s) ve renkleri açık kırmızıdır; renklendirme hem görünür hem de yakın kızıl ötesi dalga boylarında homojendir.
  • Eskimolar grubu paylar 46 ° 'lik bir ortalama eğim. Yörüngeleri geniş ölçüde dağılmıştır (Δ v ≈ 350 m/s), ancak fiziksel olarak homojendirler ve açık kırmızı bir rengi paylaşırlar.
• Retrograd uydular
  • İskandinav grubu daha çok amaçlı adlandırma için tanımlandığı gibidir; yörünge parametreleri çok geniş bir şekilde dağılmıştır. Alt bölümler de dahil olmak üzere araştırılmıştır.
    • Phoebe grubu paylar ° 174 arasında bir ortalama eğim; bu alt grup da geniş çapta dağılmıştır ve ayrıca en az iki alt alt gruba ayrılabilir.
    • Skathi grubu İskandinav grubun olası bir alt grubudur

• 

  Satürn'ün Eskimo uydu grubunun animasyonu
     Kiviuq  ·    Ijirak  ·    Paaliaq  ·    Siarnak  ·   Tarqeq

• 

  Phoebe'nin yörüngesinin animasyonu.
     Satürn  ·    phoebe  ·   titan

Uranüs ve Neptün'ün düzensiz uyduları

Uranüs (yeşil) ve Neptün'ün (mavi) düzensiz uyduları (Triton hariç). Açıklama için Jüpiter diyagramına bakın

Mevcut bilgilere göre, Uranüs ve Neptün'ün yörüngesindeki düzensiz uyduların sayısı Jüpiter ve Satürn'ünkinden daha azdır. Bununla birlikte, bunun Uranüs ve Neptün'ün daha büyük mesafesine bağlı olarak gözlemsel zorlukların bir sonucu olduğu düşünülmektedir. Sağdaki tablo, albedo'nun 0,04 olduğu varsayılarak, mevcut teknoloji ile tespit edilebilecek uyduların minimum yarıçapını (r _min ) göstermektedir ; bu nedenle, henüz görülemeyen küçük Uran ve Neptün uyduları neredeyse kesindir.

Daha küçük sayılar nedeniyle, gruplamalar hakkında istatistiksel olarak anlamlı sonuçlar çıkarmak zordur. Uranüs'ün retrograd düzensizlikleri için tek bir köken, yüksek darbe (Δ v ≈ 300 km) gerektiren yörünge parametrelerinin bir dağılımı göz önüne alındığında olası görünmüyor ; parçaların boyut dağılımı. Bunun yerine, iki gruplaşmanın varlığı tahmin ediliyor:

• Kaliban grubu
• Sycorax grubu

Bu iki grup, Uranüs'ten uzaklıklarında ve eksantrikliklerinde (3σ güvenle) farklıdır. Ancak, bu gruplamalar gözlemlenen renkler tarafından doğrudan desteklenmemektedir: Caliban ve Sycorax açık kırmızı görünürken daha küçük uydular gridir.

Neptün için, olası bir ortak köken Psamathe ve NESO kaydedilmiştir. Benzer (gri) renkler göz önüne alındığında, Halimede'nin Nereid'in bir parçası olabileceği de öne sürüldü . İki uydu, güneş sisteminin yaşı boyunca çok yüksek bir çarpışma olasılığına (%41) sahipti.

keşif

Himalia'nın uzak Cassini görüntüsü

Bugüne kadar, bir uzay aracı tarafından ziyaret edilen tek düzensiz uydular, sırasıyla Neptün ve Satürn'ün düzensiz uydularının en büyüğü olan Triton ve Phoebe'dir . Triton ile görüntülendi Voyager 2 tarafından 1989 ve Phoebe de Cassini 2004 yılında sonda Voyager da Nuptune en uzak bir görüntü yakalanır 2 Nereid 1989 yılında, ve Cassini Jüpiter'in uzak bir, düşük çözünürlüklü görüntü yakalanan Himalia 2000 yılında Yeni Ufuklar düşük yakalanan Jüpiter'in Himalia ve -resolution görüntüleri Elara 2007 yılında gelecekte herhangi düzensiz uydu ziyaret planlanmış hiçbir uzay aracı bulunmamaktadır.

Galeri

• 

  Jüpiter'in 71 düzensiz uydusu (karşılaştırma için Callisto ile birlikte)

• 

  58 düzensiz Satürn uydusu (karşılaştırma için Iapetus ile birlikte)

• 

  Uranüs'ün 9 düzensiz uydusu

• 

  Neptün'ün 6 düzensiz uydusu (Triton hariç)

Referanslar

Dış bağlantılar

• David Jewitt'in sayfaları
• JPL'den keşif koşulları
• Ortalama yörünge elemanları jpl dan
• MPC: Doğal Uydular Efemeris Hizmeti
• Tilmann Denk: Jüpiter ve Satürn'ün Dış Uyduları