Gruppo di Imalia
Il gruppo di Himalia è un gruppo di satelliti naturali di Giove che condividono orbite simili a quelle di Himalia e che si ritiene abbiano una origine comune.[1]
Componenti del gruppo
[modifica | modifica wikitesto]I membri noti del gruppo sono (in ordine di distanza da Giove):
| Nome | Diametro (km) |
Periodo (giorni) |
Note |
|---|---|---|---|
| Leda | 21,5 | 240,93 | |
| Ersa | 3 | 249,23 | |
| Himalia | 139,6 (150 × 120) |
250,56 | il membro più grande, che dà il nome al gruppo |
| S/2018 J 2 | 3 | 250,88 | |
| Pandia | 3 | 251,91 | |
| Lisitea | 42,2 | 259,20 | |
| Elara | 79,9 | 259,64 | |
| S/2011 J 3 | 3 | 261,77 | |
| Dia | 4 | 278,21 |
Altri due possibili satelliti scoperti da Sheppard nel 2007 potrebbero far parte di questo gruppo, ma la loro magnitudine troppo debole (>24) non ha ne permesso la tracciatura e la conseguente conferma.[2]
Denominazione
[modifica | modifica wikitesto]L'Unione Astronomica Internazionale (IAU) riserva per i satelliti di questo gruppo nomi terminanti in "-a", per indicare il movimento progrado di questi oggetti relativamente all'orbita di Giove.[3]
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]I componenti del gruppo di Imalia hanno semiassi maggiori dell'orbita (distanza da Giove) che vanno da 11,15 a 11,75 milioni di chilometri, le loro inclinazioni da 26,6° a 28,3°, l'eccentricità da 0,11 a 0,25. Tutte le orbite mostrano un movimento progrado.
Le caratteristiche fisiche del gruppo sono molto omogenee; tutti i satelliti hanno colore neutro (indice di colore B−V = 0,66 e V−R = 0,36), simile a quello degli asteroidi di tipo C. Data la limitata dispersione dei parametri orbitali e l'omogeneità dello spettro elettromagnetico, si è ipotizzato che il gruppo sia il residuo della distruzione di un asteroide della fascia principale.[4] Il raggio dell'asteroide progenitore dovrebbe essere stato di circa 89 km, cioè di poco superiore a quello di Imalia, la cui massa corrisponderebbe all'87% di quella del corpo progenitore. Questo indica che l'asteroide non è stato eccessivamente perturbato.[1]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b Scott S. Sheppard, David C. Jewitt An abundant population of small irregular satellites around Jupiter, Nature, 423 (May 2003), pp.261-263 (pdf) (PDF) (archiviato dall'url originale il 13 agosto 2006).
- ^ Scott Sheppard, Gareth Williams, David Tholen, Chadwick Trujillo, Marina Brozovic e Audrey Thirouin, New Jupiter Satellites and Moon-Moon Collisions, in Research Notes of the American Astronomical Society, vol. 2, n. 3, agosto 2018, p. 155, Bibcode:2018RNAAS...2..155S, DOI:10.3847/2515-5172/aadd15, arXiv:1809.00700, 155.
- ^ M. Antonietta Barucci, Irregular Satellites of the Giant Planets (PDF), in M. Antonietta Barucci, Hermann Boehnhardt, Dale P. Cruikshank e Alessandro Morbidelli (a cura di), The Solar System Beyond Neptune, 2008, p. 414, ISBN 9780816527557. URL consultato il 22 luglio 2017 (archiviato dall'url originale il 10 agosto 2017).
- ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J., Kaare Aksnes, Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint.
Altri progetti
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