İçeriğe atla

Jüpiter truvalısı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Jüpiter truvalıları sayfasından yönlendirildi)
Bu madde Jüpiter truvalıları hakkındadır. Genel olarak Truva cisimleri için için Truva (gök cismi) sayfasına bakınız.
İç Güneş Sistemi ve Jüpiter çevresindeki asteroitler
      Jüpiter Truvalıları
      Hilda asteroitleri 		      Asteroit kuşağı
      Gezegenlerin yörüngeleri
Jüpiter truvalıları iki gruba ayrılmaktadır. Jüpiter'in yörüngesinin önündekiler (L4) Yunan kampı, arkasındakiler (L5) ise Truva kampı olarak adlandırılır.

Jüpiter truvalıları, Truvalı asteroitler veya Truvalılar, Jüpiter'in Güneş etrafındaki yörüngesini takip ederek hareket eden bir asteroit grubudur. Her bir truva asteroidi, Jüpiter'e göre gezegenin 60° önündeki L4 veya 60° ardındaki L5 olarak adlandırılan sabit Lagrange noktalarında ve kendi yörüngelerinde salınmaktadır. Cisimler, ortalama yarı büyük ekseni yaklaşık 5,2 Astronomik birim (AU) olan bu Lagrange noktalarının etrafındaki iki adet uzun ve kavisli bölgeye dağılmış durumda bulunur.

Ortak olarak her biri Yunan mitolojisinde anlatılan Truva Savaşı'ndaki karakterlerden esinlenerek adlandırılmıştır. İlk keşfedilen Jüpiter truvalısı olan 588 Achilles, 1906 yılında Alman astronom Max Wolf tarafından tespit edilmiştir. Bu keşiften itibaren Ekim 2023'e kadar 13 bine yakın truva asteroidi bulunmuştur. Çapı 1 km'den büyük olan Jüpiter truvalılarının toplam sayısının yaklaşık 1 milyon kadar olduğu düşünülmektedir. Bu sayı asteroit kuşağındaki aynı boyuta sahip cisimlerin toplam sayısıyla neredeyse aynıdır. Asteroit kuşağında yer alan asteroitlerde olduğu gibi Jüpiter truvalılarının da asteroit aileleri bulunmaktadır.

Çoğu Jüpiter truvalısı, 2004'ten beridir karanlık kütleli, kırmızımsı saf bir spektrumda gözlemlenebilmektedir. Su varlığına veya belirli bir su bileşenine ilişkin herhangi bir kanıt bulunmamakla birlikte, Güneş radyasyonu tarafından meydana getirilen bir organik polimer olan tholin ile kaplı oldukları düşünülmektedir. Cisimlerin yoğunlukları, dönme ışık eğrileri veya yoldaş yıldızlarına ilişkin yapılan çalışmalar vasıtasıyla ölçüldüğü kadarıyla 0,8 ila 2,5 g·cm−3 arasında değişmektedir. Jüpiter truvalılarının Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde veya hemen sonrasında meydana geldiği düşünülen dev gezegenlerin göçü sırasında mevcut yörüngelerine oturdukları düşünülmektedir.

"Truvalı asteroit" terimi özellikle Jüpiter ile aynı yörüngeyi paylaşan asteroitler için kullanılmakta olsa da, Güneş Sistemindeki diğer büyük cisimlerle ilişki içinde olan cisimler için de tercih edilmektedir. Buna bağlı olarak Mars, Neptün, Uranüs ve Dünya'nın da truvalıları olduğu bilinmektedir. İlk olarak Jüpiter'in yörüngesinde keşfedilmeleri ve burada çok fazla sayıda bulunmalarından ötürü "Truvalı Asteroit" terimi genellikle Jüpiter'in yörüngesindeki asteroitleri nitelemektedir. Altı truvalının ve asteroit kuşağında yer alan iki ana kuşak asteroidinin 16 Ekim 2021 tarihinde NASA'nın Discovery programı kapsamında uzaya fırlatılan Lucy görevi kapsamında ziyaret edilmesi planlanmaktadır.

Gözlem tarihi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf (1890) - İlk truvalının kaşifi

1772 yılında İtalyan asıllı matematikçi Joseph-Louis Lagrange, kısıtlı üç cisim problemi üzerinde çalışırken, bir gezegenle aynı yörüngeyi paylaşan, ancak gezegenin 60° önünde ya da arkasında yer alan küçük bir cismin, bu bölgede mahsur kalacağını öngörmüştür.[1] Buna göre, sıkışan cisim bir at nalı yörüngesindeki denge noktası çevresinde yavaşça salınacaktır.[2] Bu ön ve arka noktalara, L4 ve L5 Lagrange noktaları adı verilmektedir.[3][Not 1] Bu bölgelerde sıkışmış olan ilk asteroitler ise ancak Lagrange'ın hipotezinden bir asır sonra gözlemlenebilmiştir. Jüpiter ile ilişkili olanlar ise ilk keşfedilenler olmuştur.[1]

E. E. Barnard 1904 yılında (12126) 1999 RM11 (geçici tanımı A904 RD) adlı bir truva asteroidinin kaydedilen ilk gözlemini yapmış, ancak ne kendisi ne de başkaları o dönemde bu keşfin önemini kavrayabilmiştir.[4] Barnard, o sırada gökyüzünde yalnızca iki yay dakikası uzaklıkta bulunan ve yeni keşfedilen Satürn uydusu Phoebe'yi ya da muhtemelen büyükçe bir asteroidi gördüğüne kanaat getirmiştir. Bu cismin kimliği 1999'da tutarlı yörüngesi hesaplanana kadar da anlaşılamamıştır.[4]

Kabul edilen ilk Jüpiter truva asteroidi keşfi, Şubat 1906'da Heidelberg-Königstuhl Devlet Gözlemevi'nden astronom Max Wolf'un Güneş-Jüpiter sisteminin L4 Lagrange noktasında bulunan ve sonradan 588 Achilles olarak adlandırılacak olan asteroidi keşfetmesiyle gerçekleşmiştir.[1] 1906-1907 yıllarında ise Alman astronom August Kopff tarafından iki Jüpiter truva asteroidi daha bulunmuştur.[1] Bunlar 624 Hektor ve 617 Patroclus olarak adlandırılmıştır. 624 Hektor, 588 Achilles gibi Jüpiter'in önünde hareket eden L4 kümesine aitken, 617 Patroclus ise Jüpiter'in arkasındaki L5 kümesinde bulunduğu tespit edilen ilk asteroittir.[5] 1938'e kadar 11 Jüpiter truvalısı daha tespit edilmiş,[6] fakat bu sayı 1961 yılına kadar ancak 14'e yükselebilmiştir.[1] Gözlem cihazları geliştikçe, keşif oranı hızla artmış; Ocak 2000'e kadar toplam 257 adet daha truvalının keşfi gerçekleştirilmiştir.[3] Mayıs 2003'e kadar ise keşfedilenlerin sayısı 1.600'e erişmiş olup;[7] Eylül 2023 itibarıyla L4'te 8.282 ve L5'te 4.457 adet bilinen Jüpiter truvalısı bulunmaktadır.[8]

Adlandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: Küçük gezegen tanımı ve Astronomik adlandırma kuralları § Küçük gezegenler

Jüpiter'in L4 ve L5 noktalarındaki tüm asteroitlere Truva Savaşı'nın ünlü kahramanlarının isimlerinin verilmesi geleneği, yörüngelerini doğru bir şekilde hesaplayan ilk kişi olan Avusturyalı astronom Johann Palisa tarafından önerilmiştir.[1]

Jüpiter'e göre ön (L4) yörüngedeki asteroitler Yunan kahramanlarının ("Yunan klanı ya da kampı" veya "Aşil grubu"), arka (L5) yörüngedekiler ise Truva kahramanlarının ("Truva klanı ya da kampı") adlarını alırlar.[1] 617 Patroclus ve 624 Hektor asteroitleri ise henüz bu kural kabul edilmeden önce isimlendirilmiş olup, bu nedenle L5 Truva kampında aslında bir Yunan kahramanı olan Patroclus ve L4 Yunan kampında ise aslında bir Truva kahramanı olan Hektor yer almıştır.[6][9]

Uluslararası Astronomi Birliği'nin 30. Genel Kurulunda kabul edilen yeni adlandırma kurallarına göre; görünür büyüklüğü 12'den büyük olan Jüpiter truvalılarına (H>12) Olimpik atletlerin isimleri verilebilir. Bu karara mevcut bilinenlerden çok daha fazla sayıda truvalı cismin bulunması ve Truva Savaşında yer alan karakterlerin sayısının bu cisimlerin tümünü adlandırmak için yeterli olmaması gerekçe gösterilmiştir. Bu çerçevede, 15 Ekim 2020'de yeni kurala göre resmi olarak adlandırması yapılan ilk cisim, 1968 Yaz Olimpiyatları'nda ilk kadın meşale taşıyıcısı olan Meksika'lı atlet Enriqueta Basilio (Queta Basilio) onuruna adlandırılan 3548 Eurybates'in uydusu "Queta" olmuştur.[10][11]

Sayıları ve kütleleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Dünyanın Lagrange noktalarını gösterir yerçekimi potansiyeli kontur grafiğine göre L4 ve L5 sırasıyla gezegenin önünde (yukarısında) ve arkasında (altında) yer almaktadır. Jüpiter'in Lagrange noktaları ise Dünya'ya benzer şekilde çok daha büyük olan kendi yörüngesinde yer almaktadır.

Jüpiter truvalıları, yarı büyük ekseni ortalama yaklaşık 5,2 AU mesafede yer alan Jüpiter'in iki Lagrange noktası bölgesindeki, iki adet uzun ve kavisli alana dağılmış halde bulunmaktadır.[12] Jüpiter truvalılarının toplam sayısına ilişkin tahminler gökyüzünün sınırlı alanlarında yapılan derin çalışmalara dayanmakta olup, L4 kolunda çapı 2 km'den büyük olan yaklaşık 160-240 bin, çapı 1 km'den büyük olan ise yaklaşık 600 bin adet truva asteroidi bulunduğu düşünülmektedir.[3][12][13] L5 kolunda da aynı sayıda asteroit olduğu varsayıldığında, çapı 1 km'den büyük toplamda 1 milyondan fazla Jüpiter truvalısı olabileceği hesaplanmaktadır. Mutlak parlaklığı 9'dan daha büyük cisimler günümüzde büyük oranda tespit edilmiş durumdadır.[7] Bu doğrultuda hesaplanan cisim sayısı, asteroit kuşağındaki 1 km'den büyük asteroit sayısıyla neredeyse eşittir.[12][14] Jüpiter truvalılarının toplam kütlesinin Dünya'nın 0,0001'i ya da asteroit kuşağındaki toplam kütlenin beşte biri kadar olduğu değerlendirilmektedir.[3] Jüpiter truvalılarına ek olarak Mars, Neptün, Uranüs ve Dünya'nın da truva cisimleri bulunduğu keşfedilmiştir.[15][16][17]

Bununla birlikte, Jüpiter truvalılarının sayısına ilişkin son dönemde yapılan çalışmalarda, daha önceki dönemlerde yapılmış olan tahminlerin abartılı olabileceği değerlendirilmekte olup, bu abartının nedeni olarak iki husus öne sürülmektedir. Bunlardan ilki, küçük cisimlerin ortalama albedolarının 0,12 seviyelerinde olduğu göz önüne alındığında, Jüpiter truvalılarının 0,4 seviyelerindeki düşük bir ortalama albedoya sahip olmasıdır.[18] İkinci olarak ise gökyüzündeki cisimlerin dağılımına ilişkin yanlış bir varsayım üzerinden değerlendirmeler yapıldığı tezi öne çıkmaktadır.[19] Bu doğrultuda, yapılan yeni varsayımlara göre, 2 km çapından büyük Jüpiter truvalılarının toplam sayısının L4 noktasında 6,300 ± 1,000 civarında; L5 noktasında ise bundan daha az sayıda olmak üzere 3,400 ± 500 civarında olduğu tahmin edilmektedir.[18] Bu sayılar, kütlece küçük olan truvalıların yansıtıcılığının büyük olanlardan fazla olduğunun anlaşılması halinde iki kat daha azalacaktır.[19]

Öte yandan, L4 noktasındaki asteroitlerin görünür büyüklüklerinin L5 noktasındakilere göre daha yüksek olması nedeniyle, en parlak olanlarının her iki kanattaki dağılımında temel bir fark olmamasına rağmen, bir tarafın diğerinden daha fazla sayıda asteroide sahip olduğu anlayışının gözlemsel bir önyargıdan kaynaklanmakta olduğu iddia edilmektedir.[20] Bazı modellemelerde ise L4 kanadının, L5 kanadına göre biraz daha kararlı olduğunu iddia edilmektedir.[2]

Tespit edilebilen en büyük Jüpiter truvalısı 203 ± 3.6 km çapıyla 624 Hektor'dur.[7] Tüm Jüpiter truvalılarının sayısına oranla oldukça az sayıda büyük boyutlu truva cismi bulunmaktadır. Boyutları küçüldükçe, Jüpiter truvalılarının sayısı asteroit kuşağındakinden çok daha fazla artarak, tüm cisimlerin çap ortalaması 84 km'ye kadar inmektedir. Bu 84 km'lik çap, 0,04'lük bir albedo varsayımıyla 9,5'lik bir mutlak büyüklüğe karşılık gelmektedir. 4,4 ila 40 km aralığındaki Jüpiter truvalılarının boyut dağılımı ana asteroit kuşağında bulunan asteroitlerin boyutlarıyla benzer özellikler göstermektedir. Daha küçük Jüpiter truvalılarının ise kütleleri hakkında kesin olarak bir şey söylemek mevcut gözlem teknolojileri göz önüne alındığında güçtür.[2] Boyut dağılımı, daha küçük truvalıların daha büyük cisimlerle çarpışmaların bir sonucu olabileceğini düşündürtmektedir.[20]

En büyük Jüpiter truvalıları
Truvalı Çap (km)
624 Hektor 225
617 Patroklos 140
911 Agamemnon 131
588 Achilles 130
3451 Mentor 126
3317 Paris 119
1867 Deiphobus 118
1172 Äneas 118
1437 Diomedes 118
1143 Odysseus 115
Kaynak: JPL Small-Body Database, NEOWISE verisi

En büyük 100 Jüpiter Truvalısı
Gözlemsel verilere göre en büyük Jüpiter truvalıları(A)
(ortalama yarıçap(km); KY: Keşif yılı)
Tanım H WISE IRAS Akari Ln DS V–I KY Kaynak
624 Hektor 7,2 225 233 230,99 L4 6,92 0,930 1907 list
617 Patroklos 8,19 140,362 140,92 140,85 L5 102,80 0,830 1906 list
911 Agamemnon 7,89 131,038 166,66 185,30 L4 6,59 0,980 1919 list
588 Achilles 8,67 130,099 135,47 133,22 L4 7,31 0,940 1906 list
3451 Mentor 8,4 126,288 116,30 117,91 L5 7,70 0,770 1984 list
3317 Paris 8,3 118,790 116,26 120,45 L5 7,09 0,950 1984 list
1867 Deiphobus 8,3 118,220 122,67 131,31 L5 58,66 0,930 1971 list
1172 Äneas 8,33 118,020 142,82 148,66 L5 8,71 0,950 1930 list
1437 Diomedes 8,3 117,786 164,31 172,60 L4 24,49 0,810 1937 list
1143 Odysseus 7,93 114,624 125,64 130,81 L4 10,11 0,860 1930 list
2241 Alcathous 8,64 113,682 114,63 118,87 L5 7,69 0,940 1979 list
659 Nestor 8,99 112,320 108,87 107,06 L4 15,98 0,790 1908 list
3793 Leonteus 8,7 112,046 86,26 87,58 L4 5,62 0,780 1985 list
3063 Makhaon 8,4 111,655 116,14 114,34 L4 8,64 0,830 1983 list
1583 Antilochus 8,6 108,842 101,62 111,69 L4 31,54 0,950 1950 list
884 Priamus 8,81 101,093 96,29 119,99 L5 6,86 0,900 1917 list
1208 Troilus 8,99 100,477 103,34 111,36 L5 56,17 0,740 1931 list
1173 Anchises 8,89 99,549 126,27 120,49 L5 11,60 0,780 1930 list
2207 Antenor 8,89 97,658 85,11 91,32 L5 7,97 0,950 1977 list
2363 Cebriones 9,11 95,976 81,84 84,61 L5 20,05 0,910 1977 list
4063 Euforbo 8,7 95,619 102,46 106,38 L4 8,85 0,950 1989 list
2357 Phereclos 8,94 94,625 94,90 98,45 L5 14,39 0,960 1981 list
4709 Ennomos 8,5 91,433 80,85 80,03 L5 12,28 0,690 1988 list
2797 Teucer 8,7 89,430 111,14 113,99 L4 10,15 0,920 1981 list
2920 Automedon 8,8 88,574 111,01 113,11 L4 10,21 0,950 1981 list
15436 Dexius 9,1 87,646 85,71 78,63 L4 8,97 0,870 1998 list
3596 Meriones 9,2 87,380 75,09 73,28 L4 12,96 0,830 1985 list
2893 Peiroos 9,23 86,884 87,46 86,76 L5 8,96 0,950 1975 list
4086 Podalirius 9,1 85,495 86,89 85,98 L4 10,43 0,870 1985 list
4060 Deipylos 9,3 84,043 79,21 86,79 L4 9,30 0,760 1987 list
1404 Ajax 9,3 83,990 81,69 96,34 L4 29,38 0,960 1936 list
4348 Poulydamas 9,5 82,032 70,08 87,51 L5 9,91 0,840 1988 list
5144 Achates 9,0 80,958 91,91 89,85 L5 5,96 0,920 1991 list
4833 Meges 8,9 80,165 87,33 89,39 L4 14,25 0,940 1989 list
2223 Sarpedon 9,41 77,480 94,63 108,21 L5 22,74 0,880 1977 list
4489 Dracius 9,0 76,595 92,93 95,02 L4 12,58 0,950 1988 list
2260 Neoptolemus 9,31 76,435 71,65 81,28 L4 8,18 0,950 1975 list
5254 Ulysses 9,2 76,147 78,34 80,00 L4 28,72 0,970 1986 list
3708 Socus 9,3 75,661 79,59 76,75 L5 6,55 0,980 1974 list
2674 Pandarus 9,1 74,267 98,10 101,72 L5 8,48 1,000 1982 list
3564 Talthybius 9,4 73,730 68,92 74,11 L4 40,59 0,900 1985 list
4834 Thoas 9,1 72,331 86,82 96,21 L4 18,19 0,950 1989 list
7641 Cteatus 9,4 71,839 68,97 75,28 L4 27,77 0,980 1986 list
3540 Protesilaos 9,3 70,225 76,84 87,66 L4 8,95 0,940 1973 list
11395 Iphinous 9,8 68,977 64,71 67,78 L4 17,38 – 1998 list
4035 Thestor 9,6 68,733 68,23 66,99 L4 13,47 0,970 1986 list
5264 Telephus 9,4 68,472 73,26 81,38 L4 9,53 0,970 1991 list
1868 Thersites 9,5 68,163 70,08 78,89 L4 10,48 0,960 1960 list
9799 Thronium 9,6 68,033 64,87 72,42 L4 21,52 0,910 1996 list
4068 Menestheus 9,5 67,625 62,37 68,46 L4 14,40 0,950 1973 list
23135 Pheidas 9,9 66,230 58,29 68,50 L4 8,69 0,860 2000 list
2456 Palamedes 9,3 65,916 91,66 99,60 L4 7,24 0,920 1966 list
3709 Polypoites 9,1 65,297 99,09 85,23 L4 10,04 1,000 1985 list
1749 Telamon 9,5 64,898 81,06 69,14 L4 16,98 0,970 1949 list
3548 Eurybates 9,6 63,885 72,14 68,40 L4 8,71 0,730 1973 list
4543 Phoinix 9,7 63,836 62,79 69,54 L4 38,87 1,200 1989 list
12444 Prothoon 9,8 63,835 64,31 62,41 L5 15,82 – 1996 list
4836 Medon 9,5 63,277 67,73 78,70 L4 9,82 0,920 1989 list
16070 Charops 9,7 63,191 64,13 68,98 L5 20,24 0,960 1999 list
15440 Eioneus 9,6 62,519 66,48 71,88 L4 21,43 0,970 1998 list
4715 Medesicaste 9,7 62,097 63,91 65,93 L5 8,81 0,850 1989 list
34746 Thoon 9,8 61,684 60,51 63,63 L5 19,63 0,950 2001 list
38050 Bias 9,8 61,603 61,04 50,44 L4 18,85 0,990 1998 list
5130 Ilioneus 9,7 60,711 59,40 52,49 L5 14,77 0,960 1989 list
5027 Androgeos 9,6 59,786 57,86 n,a, L4 11,38 0,910 1988 list
6090 Aulis 9,4 59,568 74,53 81,92 L4 18,48 0,980 1989 list
5648 Axius 9,7 59,295 63,91 n,a, L5 37,56 0,900 1990 list
7119 Hiera 9,7 59,150 76,40 77,29 L4 400 0,950 1989 list
4805 Asteropaios 10,0 57,647 53,16 43,44 L5 12,37 – 1990 list
16974 Iphthime 9,8 57,341 55,43 57,15 L4 78,9 0,960 1998 list
4867 Polites 9,8 57,251 58,29 64,29 L5 11,24 1,010 1989 list
2895 Memnon 10,0 56,706 55,67 n,a, L5 7,50 0,710 1981 list
4708 Polydoros 9,9 54,964 55,67 n,a, L5 7,52 0,960 1988 list
(21601) 1998 XO89 10,0 54,909 55,67 56,08 L4 12,65 0,970 1998 list
12929 Periboea 9,9 54,077 61,04 55,34 L5 9,27 0,880 1999 list
17492 Hippasos 10,0 53,975 55,67 n,a, L5 17,75 – 1991 list
5652 Amphimachus 10,1 53,921 53,16 52,48 L4 8,37 1,050 1992 list
2759 Idomeneus 9,9 53,676 61,01 52,55 L4 32,38 0,910 1980 list
5258 Rhoeo 10,2 53,275 50,77 n,a, L4 19,85 1,010 1989 list
(12126) 1999 RM11 10,1 53,202 n,a, n,a, L5 n,a, ? 1999 list
(15502) 1999 NV27 10,0 53,100 55,67 50,86 L5 15,13 0,875 1999 list
4754 Panthoos 10,0 53,025 53,15 56,96 L5 27,68 – 1977 list
4832 Palinurus 10,0 52,058 53,16 n,a, L5 5,32 1,000 1988 list
5126 Achaemenides 10,5 51,922 44,22 48,57 L4 53,02 – 1989 list
3240 Laocoon 10,2 51,695 50,77 n,a, L5 11,31 0,880 1978 list
4902 Thessandrus 9,8 51,263 61,04 71,79 L4 738 0,960 1989 list
11552 Boucolion 10,1 51,136 53,16 53,91 L5 32,44 – 1993 list
(20729) 1999 XS143 10,4 50,961 46,30 n,a, L4 5,72 1,000 1999 list
6545 Leitus 10,1 50,951 53,16 n,a, L4 16,26 0,910 1986 list
4792 Lykaon 10,1 50,870 53,16 n,a, L5 40,09 0,960 1988 list
21900 Orus 10,0 50,810 55,67 53,87 L4 13,45 0,950 1999 list
1873 Agenor 10,1 50,799 53,76 54,38 L5 20,60 – 1971 list
5028 Halaesus 10,2 50,770 50,77 n,a, L4 24,94 0,900 1988 list
2146 Stentor 9,9 50,755 58,29 n,a, L4 16,40 – 1976 list
4722 Agelaos 10,0 50,378 53,16 59,47 L5 18,44 0,910 1977 list
5284 Orsilocus 10,1 50,159 53,16 n,a, L4 10,31 0,970 1989 list
11509 Thersilochos 10,1 49,960 53,16 56,23 L5 17,37 – 1990 list
5285 Krethon 10,1 49,606 58,53 52,61 L4 12,04 1,090 1989 list
4791 Iphidamas 10,1 49,528 57,85 59,96 L5 9,70 1,030 1988 list
9023 Mnesthus 10,1 49,151 50,77 60,80 L5 30,66 – 1988 list
5283 Pyrrhus 9,7 48,356 64,58 69,93 L4 7,32 0,950 1989 list
4946 Askalaphus 10,2 48,209 52,71 66,10 L4 22,73 0,940 1988 list
(22149) 2000 WD49 10,2 48,190 50,77 50,37 L4 7,84 1,090 2000 list
(32496) 2000 WX182 10,2 48,017 50,77 51,63 L5 23,34 0,950 2000 list
5120 Bitias 10,2 47,987 50,77 n,a, L5 15,21 0,780 1988 list
12714 Alkimos 10,1 47,819 61,04 54,62 L4 28,48 – 1991 list
7352 Hypsenor 9,9 47,731 55,67 47,07 L5 648 0,850 1994 list
1870 Glaukos 10,6 47,649 42,23 n,a, L5 5,99 — 1971 list
4138 Kalchas 10,1 46,462 53,16 61,04 L4 29,2 0,810 1973 list
(23958) 1998 VD30 10,2 46,001 50,77 47,91 L4 562 0,990 1998 list
4828 Misenus 10,4 45,954 46,30 43,22 L5 12,87 0,920 1988 list
4057 Demophon 10,1 45,683 53,16 n,a, L4 29,82 1,060 1985 list
4501 Eurypylos 10,4 45,524 46,30 n,a, L4 6,05 – 1989 list
4007 Euryalos 10,3 45,515 48,48 53,89 L4 6,39 – 1973 list
5259 Epeigeus 10,3 44,741 42,59 44,42 L4 18,42 – 1989 list
30705 Idaios 10,4 44,546 46,30 n,a, L5 15,74 – 1977 list
16560 Daitor 10,7 43,861 51,42 43,38 L5 – – 1991 list
(15977) 1998 MA11 10,4 43,530 46,30 51,53 L5 250 0,906 1998 list
7543 Prylis 10,6 42,893 42,23 n,a, L4 17,80 – 1973 list
4827 Dares 10,5 42,770 44,22 n,a, L5 19,00 – 1988 list
1647 Menelaus 10,5 42,716 44,22 n,a, L4 17,74 0,866 1957 list
(A)  Kaynaklar: WISE/NEOWISEkataloğu(NEOWISE_DIAM_V1 PDS, Grav, 2012); IRAS verileri (SIMPS v.6 catalog); ve Akari kataloğu (Usui, 2011); DS: Dönme süresi and V–I (renk ölçeği) LCDB'dan alınmıştır.

Not: elde edilemeyen veriler JPL SBDB (query) ve LCDB (query form)'den alınmıştır.


Yörüngeler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Jüpiter'in yörüngesine (dış kırmızı elips) karşı ayarlanmış 624 Hektor'un (mavi) yörüngesinin animasyonu

Jüpiter truvalıları 5,05 ile 5,35 AU çapındaki (ortalama yarı büyük eksen 5,2 ± 0,15 AU) yörüngelere sahiptir ve iki Lagrange noktası etrafındaki uzun, kavisli bölgeler boyunca dağılmışlardır.[12] Her bir grup, Jüpiter'in yörüngesini izleyerek yaklaşık 26° açısı ölçüsünde yayılmakta ve bu da toplamda yaklaşık 2,5 AU'luk bir mesafeye denk gelmektedir.[3] Grupların genişliği yaklaşık olarak iki Hill yarıçapına eşittir, bu da Jüpiter ölçeğinde yaklaşık 0,6 AU'dur.[2] Jüpiter truvalılarının çoğu Jüpiter'in yörünge düzlemine göre 40°'ye varan ölçüde görece büyük bir yörünge eğikliğine sahiptir.[3]

Jüpiter truvalıları, bulundukları yörüngede Jüpiter'den sabit bir uzaklıkta durmazlar. Periyodik olarak Jüpiter'e yaklaşarak ya da uzaklaşarak kendi denge noktaları etrafında yavaşça salınırlar.[2] Cisimlerin genellikle Lagrange noktaları etrafında iribaş yörünge adı verilen bir yol izlemekte olduğu hesaplanmakta olup, ortalama salınım süresi yaklaşık 150 yıldır.[3] Salınımın genliği (Jüpiter yörüngesi boyunca) 0° ile 88° arasında ve ortalamada 33° olmak üzere değişkenlik gösterir.[2] Simülasyonlar, Jüpiter truvalılarının bir Lagrange noktasından diğerine hareket ederken daha da karmaşık yörüngeler izleyebileceğini göstermektedir; bunlara da at nalı yörünge adı verilmektedir.[2][Not 2]

Dinamik aileler ve ikililer

[değiştir | kaynağı değiştir]

Tıpkı asteroit kuşağı cisimlerindeki gibi Jüpiter truvalılarının da aileleri bulunmaktadır. Ancak Jüpiter truvalısı popülasyonu içindeki dinamik aileleri ayırt etmek, asteroit kuşağında olduğundan daha zordur, çünkü Jüpiter truvalıları çok daha dar bir olası konum aralığında sıkışıp kalmıştır. Bu da cisimlerin heterojen bir dağılımda olması ile grupların üst üste bindiği ve genel grupla birleşme eğiliminde oldukları anlamına gelmektedir. 2003 yılında yapılan bir çalışmada, yaklaşık bir düzine dinamik aile tanımlanmış ve sonraki yıllarda ise keşfedilen cisim sayısındaki artışa paralel olarak tanımlanan grup sayısında ciddi bir artış yaşanmıştır.[20] Buna rağmen, toplam Jüpiter truva popülasyonunun yalnızca yüzde 1'i klasik sınıflandırma yöntemleri kapsamında sınıflandırılmaktadır.[21] 2021 yılında astrokladistik bir yöntem kullanılarak ve güncel veriler ışığında yapılan başka bir çalışmada ise farklı bir taksonomi yöntemi izlenerek süper-klanlar, klanlar ve alt-klanlar şeklinde bir gruplama yapılmış olup, bu çalışmaya göre incelenen 805 cisim 48 farklı klan biçiminde sınıflandırılmıştır.[21]

2001 yılında, 617 Patroclus ikili asteroit olduğu anlaşılan ilk Jüpiter truvalısı olmuştur.[22] İkili sistemin 650 km'lik yörüngesi, birincil Hill küresi için belirlenen 35.000 km'ye kıyasla son derece yakındır.[23] En büyük Jüpiter truvalısı olan 624 Hektor'un da uydusu bulunan bir ikili olabileceği değerlendirilmektedir.[20][24][25]

Fiziki özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
624 Hektor (işaretlenmiş nokta), parlaklık açısından cüce gezegen Pluto'ya benzer.

Jüpiter truvalıları düzensiz şekilli karanlık cisimlerdir. Geometrik albedoları genellikle %3 ile  arasında değişmektedir.[7] Ortalama albedo değerleri, çapı 57 km'den büyük cisimler için 0,056 ± 0,003,[20] 25 km'den küçük olanlar için ise 0,121 ± 0,003'tür (R-tipi).[18] 4709 Ennomos asteroidi, bilinen tüm Jüpiter truvalıları arasındaki en yüksek albedoya (0,18) sahiptir.[7] Jüpiter truvalılarının kütleleri, kimyasal bileşimleri, dönüş yönleri veya diğer fiziksel özellikleri hakkında bilinenler az olmakla birlikte,[20] son yıllarda yapılan çalışmalar neticesinde elde edilen verilerde artış yaşanmıştır.[26] Buna göre, cisimlerin yörünge tutarsızlıklarının Satürn'ün çekim etkisi kaynaklı olduğu[27] ve bileşimlerinin kuyruklu yıldız çekirdeklerine benzer şekilde su buzu ve organik madde içerdiği[28] keşfedilmiştir.

Dönme periyodu

[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter truvalılarının dönme özellikleri iyi bilinmemektedir. Jüpiter'in 72 truvalısının dönme ışık eğrilerinin analizi, ortalama dönme süresini yaklaşık 11,2 saat olarak verirken, asteroit kuşağındaki asteroitlerin kontrol grubunun ortalama süresi 10,6 saattir.[29] Jüpiter truvalılarının dönme sürelerinin dağılımının bir Maxwell fonksiyonu ile tutarlı bir şekilde tahmin edilebildiği görülürken,[Not 3] ana kuşak asteroitleri için bu dağılımın 8-10 saat aralığında bir süre açığı ile Maxwell formülüne uygun olmadığı görülmüştür.[29] Bu sonuçlar, Jüpiter truvalılarının dönme sürelerinin Maxwell fonksiyonuna göre dağılımının, asteroit kuşağına kıyasla daha güçlü bir çarpışmalı dönüşüm geçirdiklerine işaret ediyor olabilir.[29]

2008 yılında Calvin College'dan bir ekip, on Jüpiter truvalısından oluşan ayrıştırılmış bir örneğin ışık eğrilerini incelemiş ve 18,9 saatlik bir medyan dönüş süresi olduğunu tespit etmişlerdir. Bu değer benzer büyüklükteki ana kuşak asteroitlerinden (11,5 saat) önemli ölçüde daha yüksektir. Bu fark, Jüpiter truvalılarının daha düşük bir ortalama yoğunluğa sahip olduğu, bu nedenle Kuiper kuşağında oluştukları sonucunu doğurabilir.[30]

Bileşim

[değiştir | kaynağı değiştir]

Spektroskopik olarak, Jüpiter truvalılarının çoğu asteroit kuşağının dış bölgelerinde baskın olan D tipi asteroitler olarak sınıflandırılmaktadır.[20] Küçük bir kısmı ise P veya C tipi asteroitler olarak sınıflandırılır.[29] Spektrumları kırmızıdır (yani daha uzun dalga boylarında daha fazla ışık yansıtırlar) genellikle nötr ve özelliksizlerdir.[7] 4709 Ennomos, ortalama Jüpiter truvalısından biraz daha yüksek bir albedoya sahiptir ve bu da su buzunun varlığına işaret ediyor olabilir. Diğer bazı Jüpiter truvalıları ise, örneğin 911 Agamemnon ve 617 Patroclus, 1,7 ve 2,3 μm'de çok zayıf soğurmalar göstermiştir, bu da organiklerin varlığına işaret ediyor olabilir.[31] Jüpiter truvalılarının spektrumları Jüpiter'in düzensiz uydularınınkine ve bir dereceye kadar kuyruklu yıldız çekirdeklerininkine benzer, ancak Jüpiter truvalıları spektral olarak daha kırmızı Kuiper kuşağı nesnelerinden çok farklıdır.[12][20] Bir Jüpiter truvalısının spektrumu su buzu, kayda değer miktarda karbon bakımından zengin malzeme (kömür),[20] ve muhtemelen magnezyum bakımından zengin silikatların bir karışımıyla ilişkilendirilebilir.[29] Jüpiter truva popülasyonunun bileşimi, her iki bölgede bulunan cisimler arasında çok az farklılaşma veya hiç farklılaşma olmaksızın, heterojen ve belirgin bir şekilde tekdüze görünmektedir.[32]

Hawaii'deki Keck Gözlemevi'nden bir ekip 2006 yılında ikili asteroit 617 Patroclus'un yoğunluğunun, su buzununkinden (0,8 g/cm3) daha düşük olarak ölçtüğünü açıklamış ve bu cisimle birlikte muhtemelen diğer birçok Truva nesnesinin de bileşim olarak ana kuşak asteroitlerinden ziyade kuyruklu yıldızlara veya Kuiper kuşağı nesnelerine (toz tabakalı su buzu) daha çok benzediğini öne sürmüştür.[23] Bu argümana karşın, 624 Hektor'un dönme ışık eğrisi hesaplamalarıyla belirlenen yoğunluğu (2,480 g/cm3) 617 Patroclus'unkinden önemli ölçüde daha yüksektir.[25] Yoğunluklar arasındaki bu derecedeki bir farklılık, gökcisminin kökenine ilişkin olarak yoğunluk değerinin iyi bir gösterge olamayabileceğini göstermektedir.[25]

Kökeni ve evrimi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter truvalılarının oluşumunu ve evrimini açıklamak için iki ana teori ortaya atılmıştır. Bunlardan ilki, Jüpiter truvalılarının Güneş Sistemi'nin Jüpiter ile aynı bölümünde oluştuğunu ve Jüpiter biçimlenirken onun yörüngesine girdiğini öne sürmektedir.[2] Jüpiter'in oluşumunun son aşaması, ön gezegen diskinden dikkate değer miktarlarda hidrojen ve helyum birikmesi yoluyla kütlesinin kontrolden çıkmasıdır. Yalnızca yaklaşık 10.000 yıl süren bu büyüme sırasında Jüpiter'in kütlesi on kat artmıştır. Jüpiter'le yaklaşık olarak aynı yörüngeye sahip olan gezegenimsi cisimler, gezegenin artan kütleçekimi tarafından yakalanmıştır.[2] Yakalama mekanizmasının etkinliği kaynaklı olarak geri kalan tüm gezegenimsi cisimlerin yaklaşık P'si bu şekilde Jüpiter tarafından yakalanmıştır. Bu hipotezin iki sorunu mevcuttur: bunlardan ilki yakalanan cisimlerin sayısı, gözlemlenen Jüpiter truva asteroitlerinin sayısının dört katından fazla olup, mevcut Jüpiter truva asteroitleri yakalama modelinin öngördüğünden daha büyük bir yörünge eğikliğine sahiptir.[2] Bu senaryonun simülasyonları, böyle bir oluşum tarzının Satürn için de benzer truva cismi oluşumunu engelleyeceğini göstermektedir ki bu gözlemlerle de doğrulanmış ve bugüne kadar Satürn yakınlarında hiçbir truva cismi tespit edilememiştir.[33] Bu teorinin diğer bir varyasyonunda, ilk büyümesi sırasında Jüpiter truva cisimlerini yakalar ve büyümeye devam ettikçe de bu cisimler gezegenin kendi ekseni etrafında hareket eder. Jüpiter'in bu hareketi sırasında at nalı yörüngelerdeki cisimlerin yörüngelerinin istikrarsızlaşması nedeniyle L4 bölgesinde daha fazla sayıda cisim birikir. Sonuç olarak, Jüpiter büyüdükçe at nalı yörüngeler iribaş yörüngelere dönüştüğünden L4 bölgesine fazla miktarda truvalı hapsolur. Bu model aynı zamanda Jüpiter truva popülasyonunu 3-4 kat daha büyük hâle getirmektedir.[34]

İkinci teori, Jüpiter truvalılarının Nice modelinde tanımlanan dev gezegenlerin göçü sırasında yakalanmış olduğunu ileri sürmektedir. Nice modeline göre dev gezegenlerin yörüngeleri, Güneş Sistemi'nin oluşumundan yaklaşık 500-600 milyon yıl sonra, Jüpiter ve Satürn'ün 1:2 ortalama hareket rezonansını geçmesiyle kararsız hale gelmiştir. Gezegenler arasındaki çarpışmalar, Uranüs ve Neptün'ün Kuiper kuşağına doğru savrulmasına, böylelikle Kuiper kuşağının dağılmasına ve burada bulunan milyonlarca cismin Güneş Sistemi'nin içine doğru fırlamasına yol açmıştır.[35] Jüpiter ve Satürn 1:2 rezonanslarına doğru yaklaştıklarında, önceden var olan Jüpiter truvalılarının yörüngeleri, Jüpiter ve Satürn arasındaki diğer bir etkileşim sırasında kararsız hale gelmiştir. Bu olay, truvalıların bulundukları bölgedeki yörünge hareketlerinin, Jüpiter'in Satürn'ün günberi konumundan geçmesi esnasında 1:3 rezonans salınımına eriştiğinde meydana gelmiştir. Bu süreç, Uranüs ve Neptün tarafından içeriye doğru saçılan çok sayıda cismin bir kısmının bu bölgeye girmesine ve Jüpiter ile Satürn'ün yörüngeleri ayrılırken yakalanmasına olanak tanıyacak şekilde tersine çevrilebilir. Bu yeni truvalılar, dev gezegenler tarafından yakalanmadan önce onlarla birçok kez karşılaşmalarının bir sonucu olarak çok farklı eksen eğikliklerine sahiplerdir.[36] Bu süreç aynı zamanda Jüpiter ve Satürn'ün daha zayıf rezonanslarla kesiştiklerinde de meydana gelmiş olabilir.[37]

Nice modelinin gözden geçirilmiş başka bir versiyonunda ise, truvalıların yukarıda bahsedilen kararsızlık sırasında Jüpiter'in bir buz deviyle karşılaşması nedeniyle Jüpiter tarafından yakalanmış olabileceği belirtilmektedir. Nice modelinin bu versiyonunda Uranüs, Neptün veya kayıp bir beşinci gezegen denilebilecek buz devlerinden biri, Jüpiter'in yörüngesiyle kesişen bir yörüngeye doğru savrulur ve ardından Jüpiter tarafından dışa doğru itilerek Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin hızla birbirinden ayrılmasına neden olur. Bu karşılaşmalar sırasında Jüpiter'in yarı-büyük ekseni değiştiğinden o sırada yörüngede bulunan bazı Jüpiter truvalıları buradan savrulur ve Jüpiter'in yeni yarı-büyük eksenine uygun başka nesneler yörüngeye girer. Buz deviyle son kez karşılaşmasının ardından bu cisimler rezonans noktalarından birinden geçebilir ve birbirlerinin yörüngelerini bozarak rezonans noktalarını birbirlerine kıyasla zayıflatabilirler. Karşılaşmalar sona erdikten sonra, Jüpiter ve Satürn, orijinal Nice modelinin öne sürdüğü mekanizma aracılığıyla 3:7 gibi zayıf bir ortalama hareket rezonansına yaklaştıklarında Jüpiter truvalılarının bazıları yok olur, bazıları ise yakalanır.[37]

Jüpiter truvalılarının uzun vadedeki geleceği ise tartışmaya açıktır, çünkü Jüpiter ve Satürn ile yaşadıkları çoklu zayıf rezonanslar zaman içinde düzensiz davranmalarına neden olmaktadır.[38] Çarpışma sonucu oluşan parçalanmalar yavaş yavaş Jüpiter truvalılarının popülasyonunu azaltmaktadır. Yörünge dışına savrulan Jüpiter truvalıları, Jüpiter'in veya Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının geçici uyduları haline gelebilir.[20] Simülasyonlar, Jüpiter truvalılarının % 17'sine kadar olan kısmının yörüngelerinin Güneş Sistemi'nin ömrü boyunca kararsız halde bulunduklarını göstermektedir.[39] Levison ve çalışma ekibi, çapı 1 km'den büyük olan yaklaşık 200 adet Jüpiter truvalısının Güneş Sistemi'nde yol alıyor olabileceğine ve bunlardan birkaçının muhtemelen Dünya'yla kesişen yörüngelerde bulunduğuna dikkat çekmektedir.[40] Bu tür Jüpiter truvalılarından bazıları Güneş'e yaklaştıkça ve yüzeylerindeki buz buharlaşmaya başladıkça Jüpiter ailesi kuyrukluyıldızlarına dönüşebilir.[40]

Lucy keşif görevi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Lucy misyonunun yedi hedefi: ikili asteroit Patroclus/Menoetius, Eurybates, Orus, Leucus, Polymele ve ana kuşak asteroidi DonaldJohanson.

4 Ocak 2017'de NASA Discovery Programı'nın bir sonraki görevinin Lucy uzay aracı misyonu olacağını duyurmuştur.[41] Bu aracın yedi adet Jüpiter truvalısını ziyaret etmesi planlanmıştır.[42] Bunlar 3548 Eurybates, 15094 Polymele, 11351 Leucus, 21900 Orus cisimleri ile 617 Patroclus ve Menoetius ikilisidir. Aracın aynı zamanda ana asteroit kuşağında yer alan 152830 Dinkinesh ve 52246 Donaldjohanson adlı asteroitlerle de yakın geçiş yapması planlanmıştır.[43]

16 Ekim 2021 yılında uzaya fırlatılan Lucy'nin dünyanın kütleçekimini iki kez kullanarak L4 truva kümesine 2027 yılında ulaşması beklenmektedir. Lucy'nin Dünya'dan alacağı her bir kütleçekim yardımının ardından asteroit kuşağında bulunan 152830 Dinkinesh ve 52246 Donaldjohanson asteroitlerine yakın geçiş yaparak Jüpiter'in L4 Lagrange noktasındaki Yunan kampı olarak adlandırılan bölgeye ulaşacağı öngörülmüştür. Bu bölgedeki dört hedefini ziyaret etmesinin ardından bir kez daha Dünya'nın kütleçekiminden faydalanarak, L5 truva kümesinde Truva kampı olarak adlandırılan bölgede bulunan 617 Patroclus ile uydusu Menoetius'a doğru hareket edeceği ve bu cisimlere 2 Mart 2033 yılında varacağı hesaplanmaktadır.[44] Tüm planlamaların başarıyla gerçekleşmesi durumunda Jüpiter yörüngesini geçerek tekrar Dünya'ya dönen ilk uzay aracı olacaktır.[42]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Diğer üç nokta -L1, L2 ve L3- kararsızdır.
  2. ^ Günümüzde buna benzer bir yörüngeye sahip herhangi bir Jüpiter truvalısı bilinmemekle birlikte, (316179) 2010 EN65 adlı bir adet Neptün truvalısı bulunmaktadır.
  3. ^ Maxwell fonksiyonu şöyledir; , ortalama dönme periyodunu, ise istatistiksel sapmayı ifade eder.

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ a b c d e f g Nicholson, Seth B. (Ekim 1960). "A New Trojan Asteroid, (1647) Menelaus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 72: 359. doi:10.1086/127550. ISSN 0004-6280. 
  2. ^ a b c d e f g h i j Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). ""Origin and Evolution of Trojan Asteroids"" (PDF). Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 28 Şubat 2023. 
  3. ^ a b c d e f g Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (Ağustos 2000). "Population and Size Distribution of Small Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal. 120 (2): 1140-1147. doi:10.1086/301453. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  4. ^ a b Brian G. Marsden (1 Ekim 1999). "The Earliest Observation of a Trojan". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). Arşiv kaydı. 14 Kasım 2008
  5. ^ Einarsson, S. (1 Haziran 1913). "THE MINOR PLANETS OF THE TROJAN GROUP". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 25 (148): 131-131. doi:10.1086/122216. ISSN 0004-6280. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  6. ^ a b Wyse, Arthur B. (1938). "The Trojan Group". Vol. 3, No. 114, p.113. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
  7. ^ a b c d e f Fernndez, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (Eylül 2003). "The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 126 (3): 1563-1574. doi:10.1086/377015. ISSN 0004-6256. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  8. ^ "List Of Jupiter Trojans". minorplanetcenter.net. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
  9. ^ "Trojan Asteroids | COSMOS". astronomy.swin.edu.au. 23 Haziran 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
  10. ^ "MPEC 2020-T164: (3548) Eurybates I = Queta". Minor Planet Center. 15 Ekim 2020. 1 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Haziran 2023. 
  11. ^ "Minor Planet Naming Guidelines (Rules and Guidelines for naming non-cometary small Solar-System bodies) – v1.0" (PDF). Working Group Small Body Nomenclature. 20 Aralık 2021. 20 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 26 Temmuz 2023. 
  12. ^ a b c d e Yoshida, F.; Nakamura, T. (Aralık 2005). "Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 130 (6): 2900-2911. doi:10.1086/497571. ISSN 0004-6256. 15 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  13. ^ "Trojan Minor Planets". minorplanetcenter.net. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
  14. ^ Tedesco, Edward F.; Desert, François-Xavier (Nisan 2002). "The [ITAL]Infrared Space Observatory[/ITAL] Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal. 123 (4): 2070-2082. doi:10.1086/339482. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  15. ^ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (28 Temmuz 2006). "A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors". Science (İngilizce). 313 (5786): 511-514. doi:10.1126/science.1127173. ISSN 0036-8075. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  16. ^ "NASA - NASA's WISE Mission Finds First Trojan Asteroid Sharing Earth's Orbit". www.nasa.gov (İngilizce). 17 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
  17. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (Temmuz 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature (İngilizce). 475 (7357): 481-483. doi:10.1038/nature10233. ISSN 1476-4687. 7 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  18. ^ a b c Fernández, Yanga R.; Jewitt, David; Ziffer, Julie E. (1 Temmuz 2009). "ALBEDOS OF SMALL JOVIAN TROJANS". The Astronomical Journal. 138 (1): 240-250. doi:10.1088/0004-6256/138/1/240. ISSN 0004-6256. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  19. ^ a b Nakamura, Tsuko; Yoshida, Fumi (25 Nisan 2008). "A New Surface Density Model of Jovian Trojans around Triangular Libration Points". Publications of the Astronomical Society of Japan (İngilizce). 60 (2): 293-296. doi:10.1093/pasj/60.2.293. ISSN 0004-6264. 23 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  20. ^ a b c d e f g h i j David, C.; Jewitt (2003). "12 Jupiter ' s Outer Satellites and Trojans". www.semanticscholar.org (İngilizce). 23 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  21. ^ a b Holt, Timothy R; Horner, Jonathan; Nesvorný, David; King, Rachel; Popescu, Marcel; Carter, Brad D; Tylor, Christopher C E (1 Nisan 2021). "Astrocladistics of the Jovian Trojan Swarms". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 504 (2): 1571-1608. doi:10.1093/mnras/stab894. ISSN 0035-8711. 
  22. ^ Merline,, W. J. "IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2". cbat.eps.harvard.edu. 19 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2023. 
  23. ^ a b Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; Berthier, Jérôme; Bouchez, Antonin H.; Campbell, Randall D.; Chin, Jason C. Y.; van Dam, Marcos A.; Hartman, Scott K.; Johansson, Erik M.; Lafon, Robert E. (Şubat 2006). "A low density of 0.8 g cm-3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus". Nature (İngilizce). 439 (7076): 565-567. doi:10.1038/nature04350. ISSN 0028-0836. 28 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  24. ^ "IAUC 8732: S/2006 (624) 1; 2006ds, 2006dt". cbat.eps.harvard.edu. 19 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2023. 
  25. ^ a b c Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (Nisan 2007). "Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves". The Astronomical Journal (İngilizce). 133 (4): 1393-1408. doi:10.1086/511772. ISSN 0004-6256. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  26. ^ Di Sisto, Romina P.; Ramos, Ximena S.; Gallardo, Tabaré (1 Şubat 2019). "The dynamical evolution of escaped Jupiter Trojan asteroids, link to other minor body populations". Icarus. 319: 828-839. doi:10.1016/j.icarus.2018.10.029. ISSN 0019-1035. 
  27. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1 Ekim 2002). "On the Instability of Jupiter's Trojans". Icarus. 159 (2): 328-338. doi:10.1006/icar.2002.6904. ISSN 0019-1035. 
  28. ^ Grav, T.; Mainzer, A. K.; Bauer, J. M.; Masiero, J. R.; Nugent, C. R. (Ekim 2012). "WISE/NEOWISE OBSERVATIONS OF THE JOVIAN TROJAN POPULATION: TAXONOMY". The Astrophysical Journal (İngilizce). 759 (1): 49. doi:10.1088/0004-637X/759/1/49. ISSN 0004-637X. 
  29. ^ a b c d e Barucci, M.A.; Kruikshank, D.P.; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). "Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids". Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 273–87.
  30. ^ Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (April 2008). "Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids". The Minor Planet Bulletin. Association of Lunar and Planetary Observers. 35 (2): 82–84. Bibcode:2008MPBu...35...82M. OCLC 85447686.
  31. ^ Yang, Bin; Jewitt, David (Temmuz 2007). "Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 134 (1): 223-228. doi:10.1086/518368. ISSN 0004-6256. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  32. ^ Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M.A.; Licandro, J.; Boehnhardt, H.; Hainaut, O.; Marzari, F.; de Bergh, C.; De Luise, F. (Ağustos 2006). "The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus (İngilizce). 183 (2): 420-434. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012. 10 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  33. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans". Astronomy and Astrophysics. 339: 278–285. Bibcode:1998A&A...339..278M.
  34. ^ Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, A. J.; Turrini, D. (2019). "Consequences of planetary migration on the minor bodies of the early solar system". Astronomy & Astrophysics. 623: A169. doi:10.1051/0004-6361/201833713. ISSN 0004-6361. 
  35. ^ Levison, H; Morbidelli, A; Vanlaerhoven, C; Gomes, R; Tsiganis, K (Temmuz 2008). "Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune". Icarus (İngilizce). 196 (1): 258-273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. 14 Nisan 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  36. ^ Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. (Mayıs 2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System". Nature (İngilizce). 435 (7041): 462-465. doi:10.1038/nature03540. ISSN 0028-0836. 9 Haziran 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  37. ^ a b Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (12 Nisan 2013). "CAPTURE OF TROJANS BY JUMPING JUPITER". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45. ISSN 0004-637X. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  38. ^ Robutel, P.; Gabern, F.; Jorba, A. (Nisan 2005). "The Observed Trojans and the Global Dynamics Around The Lagrangian Points of the Sun–Jupiter System". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 92 (1-3): 53-69. doi:10.1007/s10569-004-5976-y. ISSN 0923-2958. 
  39. ^ Tsiganis, Kleomenis; Varvoglis, Harry; Dvorak, Rudolf (Nisan 2005). "Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 92 (1-3): 71-87. doi:10.1007/s10569-004-3975-7. ISSN 0923-2958. 
  40. ^ a b Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (Ocak 1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature (İngilizce). 385 (6611): 42-44. doi:10.1038/385042a0. ISSN 0028-0836. 2 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  41. ^ Northon, Karen (4 Ocak 2017). "NASA Selects Two Missions to Explore the Early Solar System". NASA. 5 Ocak 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  42. ^ a b "Tour - Lucy Mission". lucy.swri.edu. 8 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
  43. ^ Chang, Kenneth (6 Ocak 2017). "A Metal Ball the Size of Massachusetts That NASA Wants to Explore". The New York Times (İngilizce). ISSN 0362-4331. 7 Ocak 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Haziran 2023. 
  44. ^ "NASA announces five Discovery proposals selected for further study". The Planetary Society (İngilizce). 10 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
Wikimedia Commons'ta Jüpiter truvalısı ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Jüpiter_truvalısı&oldid=34007995" sayfasından alınmıştır