Группа Карме

Группа Карме — группа ретроградных нерегулярных спутников Юпитера, имеющих одинаковые орбиты и, возможно, общее происхождение. Название группы взято по названию крупнейшего объекта в группе.

Их большие полуоси (расстояния от Юпитера) имеют диапазон между 22,9 и 24,1 Гм, их наклонения орбиты — между 164,9° и 165,5°, эксцентриситет их орбиты — между 0,23 и 0,27 (с одним исключением).

Основные члены группы включают (от самых больших к наименьшим):^[1][2]

• Карме (самый большой в группе)
• Тайгете
• Эвкеладе^[3]
• S/2003 J 5^[3]
• Халдене
• Исоное
• Калике (существенно краснее, чем другие)
• Эриноме
• Этне
• Кале
• Пазифее
• S/2003 J 9^[3]
• S/2003 J 10^[3]

Международный астрономический союз (IAU) зарезервировал имена с окончанием -e для всех лун с обратным (ретроградным) вращением, включая эту группу.

Происхождение

Очень низкая дисперсия средних ¹ орбитальных элементов среди основных членов группы (разделена менее чем 700000 км в большой полуоси и менее 0,7 ° в наклонении) показывает, что изначально для группы Карме, возможно, было единое тело, которое было разделено на части от удара. Дисперсия может быть объяснена очень малой скоростью импульса (5 <δV <50 м/с). ^[4] Родительское тело, вероятно, имело размер Карме, 46 км в диаметре; 99 % массы группы остаётся расположенной в Карме.^[5]

Другие подтверждения одного происхождения тела следуют из цвета спутников: все (за исключением существенно более красного Калике) спутники имеют светло-красный цвет, с показателем цвета B-V=0,76 и V-R=0,47^[6] и инфракрасным электромагнитным спектром, совпадающий со спектром астероидов класса D^[7]. Эти данные согласуются с прародителем от семейства Хильды или троянских астероидов Юпитера.

¹Параметры оскулирующей орбиты нерегулярных спутников Юпитера широко изменяются в короткие интервалы времени из-за сильных возмущений Юпитера. Например, сообщалось об изменения до 1 Гм в большой полуоси за 2 года, 0,5 в эксцентриситете за 12 лет, и 5° за 24 года. Средние значения для элементов орбиты были посчитаны усреднением текущих значений за длительный период времени, использованный для определения динамических семейств.

Примечания

1. ↑ Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Carolyn Porco Jupiter’s outer satellites and Trojans, In: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere. Edited by Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon. Cambridge planetary science, Vol. 1, Cambridge, UK: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, 2004, p. 263—280 Full text(pdf).
2. ↑ David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768—1783 Full text.
3. ↑ ^{1 2 3 4} Listed by Nesvorny 2004 as a possible member, not listed by Sheppard 2004; the orbital elements confirmed by Jacobson 2004
4. ↑ David Nesvorný, Jose L. A. Alvarellos, Luke Dones, and Harold F. Levison Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites, The Astronomical Journal,126 (2003), pages 398—429. (pdf)
5. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (May 5, 2003). «An abundant population of small irregular satellites around Jupiter». Nature 423 (6937): 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
7. ↑ Tommy Grav and Matthew J. Holman Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn,The Astrophysical Journal, 605, (2004), pp. L141—L144 Preprint