Gruppo di Carme
Si definisce gruppo di Carme l'insieme dei satelliti naturali di Giove che condividono parametri orbitali simili a quelli di Carme e che si ritiene abbiano avuto una origine comune.
I loro semiassi maggiori vanno da 22,9 a 24,1 milioni di chilometri, le loro inclinazioni orbitali da 164,9° a 165,5°, le loro eccentricità orbitali da 0,23 a 0,27 (con una eccezione). Si tratta inoltre di satelliti in moto retrogrado rispetto a quello dell'orbita del pianeta.
L'Unione Astronomica Internazionale (IAU) riserva i nomi terminanti in -e per tutti i satelliti retrogradi, compresi quelli di questo gruppo. Nella nomenclatura in italiano, questa regola non viene sempre rispettata.
Componenti
modificaI ventidue membri del gruppo sono (in ordine di distanza da Giove):
- S/2011 J 1
- Erse
- Etna (Aitne)
- Cale
- Taigete
- S/2003 J 19
- Caldene
- S/2003 J 10
- Erinome
- Callicore
- S/2017 J 5
- S/2017 J 8
- Calice
- Carme, il più grande, che dà nome al gruppo
- S/2017 J 2
- Pasitea (Pasithee)
- S/2010 J 1
- Eucelade
- Arche
- Isonoe
- S/2003 J 9
- Eirene
S/2003 J 10 si distingue nel gruppo a causa della sua grande eccentricità (0,4295). A parte ciò, questo gruppo è notevolmente omogeneo.
Membri principali
modificaI parametri orbitali per i principali membri del gruppo sono (il segno meno davanti al periodo indica che l'orbita è retrograda):[1][2]
| Nome | Diametro (km) |
Periodo (giorni) |
Note |
|---|---|---|---|
| Carme | 46.7 | −693,17[3] | il membro più grande e prototipo del gruppo |
| Taigete | 5 | −691,62[4] | |
| Eucelade[5] | 4 | −693,02[3] | |
| Eirene[5] | 3 | −743,88[6] | |
| Caldene | 4 | −759,88[7] | |
| Isonoe | 4 | −688,61[7] | |
| Calice | 6,9 | −766,61[7] | sostanzialmente più rossastro degli altri |
| Erinome | 3 | −682,80[3] | |
| Etna, (Aitne) | 3 | −712,04[7] | |
| Cale | 2 | −736,55[3] | |
| Pasitea, (Pasithee) | 2 | −711,12[3] | |
| S/2003 J 9 (probabile)[5] | 1 | −767,60[8] |
Origine
modificaLa bassa dispersione statistica dei parametri orbitali medi dei componenti (la dispersione è inferiore a 700.000 km per quanto riguarda i semiassi maggiori e inferiore a 0,7° per l'inclinazione) suggerisce che il gruppo di Carme possa essere stato in origine un singolo corpo celeste che è stato frantumato da un impatto collisionale. La ridotta dispersione può essere spiegata da un basso impulso di velocità (5 < δV < 50 m/s), compatibile con una singola collisione e conseguente frammentazione.[9]
Sulla base delle dimensioni dei satelliti esistenti, l'asteroide progenitore dovrebbe aver avuto un diametro di circa 46 km. Questo valore corrisponde quasi al diametro di Carme, indicando quindi che il corpo dell'asteroide non fu pesantemente frammentato. Il 99% della massa del gruppo infatti è localizzata in Carme.[10]
Ulteriore supporto all'ipotesi dell'origine da un corpo singolo viene dal colore: ad eccezione di Calice che è significativamente più rosso, tutti gli altri satelliti hanno un colore rossastro con indice di colore B-V= 0.,76 e V-R= 0,47[11] e spettro infrarosso simile a quello degli asteroidi di tipo D.[12] Questi dati fanno ipotizzare come un progenitore un asteroide della famiglia Hilda o un asteroide troiano.
Note
modifica- ^ 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). (PDF) (archiviato dall'url originale il 14 giugno 2007).
- ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones, Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 Full text. (PDF).
- ^ a b c d e M.P.C. 127087-127088 (PDF), in Minor Planet Circular, Minor Planet Center, 17 novembre 2020.
- ^ M.P.C. 110499 (PDF), in Minor Planet Circular, Minor Planet Center, 29 maggio 2018.
- ^ a b c Considerato da Nesvorný 2004 come membro possibile, non presente nell'elenco di Shepperd 2004; gli elementi orbitali sono stati confermti da Jacobson 2004.
- ^ M.P.C. 115250 (PDF), in Minor Planet Circular, Minor Planet Center, 9 giugno 2017.
- ^ a b c d M.P.C. 115890-115891 (PDF), in Minor Planet Circular, Minor Planet Center, 27 agosto 2019.
- ^ MPEC 2020-V19 : S/2003 J 9, in Minor Planet Electronic Circular, Minor Planet Center, 5 novembre 2020. URL consultato il 5 novembre 2020.
- ^ 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) (PDF). URL consultato il 19 gennaio 2023 (archiviato dall'url originale il 15 aprile 2020).
- ^ Scott S. Sheppard e Jewitt, David C., An abundant population of small irregular satellites around Jupiter, in Nature, vol. 423, n. 6937, 5 maggio 2003, pp. 261–263, Bibcode:2003Natur.423..261S, DOI:10.1038/nature01584, PMID 12748634., (pdf). (PDF) (archiviato dall'url originale il 13 agosto 2006).
- ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare; Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint.
- ^ 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.
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