Sterrekunde

Watter mane het koue strikke? (dit wil sê lae ekliptiese helling in wentel- en rotasie-asse)

Watter mane het koue strikke? (dit wil sê lae ekliptiese helling in wentel- en rotasie-asse)


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Beide die maan en kwik het polêre koue strikke in polêre kraters, met tekens van vlugtige stowwe. Dit is natuurlik nie so interessant op 'n maan in die buitenste sonnestelsel wat in elk geval uit vlugtige bestanddele bestaan ​​nie. Maar veronderstel dat daar baie gebruik word vir baie koue vaste eiendom wat teen die son daar buite beskerm word.

Watter mane is kandidate om ewige skaduwees (of ewig sonlig) te hê, en sou hulle nie nog kouer wees as dié op die maan nie? Jupiter en Neptunus het 'n helling van minder as 2 grade, dus hulle mane is miskien goeie kandidate.


Baie van die mane van Jupiter en Saturnus is getybewaak en beweeg waarskynlik ys van hul ekwatoriale streke na hul poolgebiede. Ganymedes is die beste voorbeeld waar jy helder poolkappe en 'n donker ekwatoriale sone sien. 'N Migrasieproses vind plaas op al hierdie mane waarin lig van die son geabsorbeer word deur ys-molekules en dit op willekeurige spronge stuur. Na 'n lang willekeurige wandeling beland hulle uiteindelik naby die paal waar hulle lank bly, selfs al is hulle nie in 'n ewige skaduwee nie, en bly hulle daar vir byna vir ewig.

Maar as die maan oral 'n baie yslaag het, het hierdie proses miskien nie diep genoeg gegrawe nie, dus is dit steeds oral met ys bedek, in welke geval dit moeilik is om die effek te sien gebeur.


Haumea of ​​Ataecina

Haumea, formele benaming 136108 Haumea, is 'n dwergplaneet wat anderkant die Neptunus- & rsquos-baan geleë is. Net 'n derde van die massa van Pluto, is dit in 2004 ontdek deur 'n span onder leiding van Mike Brown van Caltech by die Palomar-sterrewag in die Verenigde State en in 2005 deur 'n span onder leiding van JL Ortiz by die Sierra Nevada-sterrewag in Spanje. alhoewel laasgenoemde eis betwis is en ook nie amptelik nie. Op 17 September 2008 is dit aangewys as a dwergplaneet deur die International Astronomical Union (IAU) en vernoem na & ldquoHaumea & rdquo, die Hawaise godin van die bevalling.

Haumea & rsquos uiterste verlenging maak dit uniek onder bekende dwergplanete. Alhoewel die vorm nie direk waargeneem word nie, dui die berekeninge uit die ligkromme aan dat dit 'n ellipsoïed is, met sy hoofas twee keer so lank as die klein. Desondanks word geglo dat die swaartekrag daarvan voldoende is om in hidrostatiese ewewig te ontspan en sodoende aan die definisie van 'n dwergplaneet te voldoen. Hierdie verlenging, tesame met die buitengewone vinnige rotasie, hoë digtheid en hoë albedo (vanaf 'n oppervlak van kristallyne waterys), word vermoedelik die resultate van 'n reuse-botsing, wat verlaat het Haumea & ndash die grootste lid van 'n botsingsfamilie wat verskeie groot trans-Neptuniese voorwerpe (TNO's) insluit en ndash en sy twee bekende mane (Hi & # x02bbiaka en N & # x0101maka).

Haumea is 'n plutoïed, 'n term wat gebruik word om dwergplanete buite die Neptunus- en rsquos-baan te beskryf. Sy status as 'n dwergplaneet beteken dat hy vermoedelik massief genoeg is om deur sy eie swaartekrag afgerond te wees, maar nie sy omgewing van soortgelyke voorwerpe skoongemaak het nie. Alhoewel Haumea Dit lyk asof dit nie bolvormig is nie; die ellipsoïdale vorm is vermoedelik die gevolg van sy vinnige rotasie, op dieselfde manier as dat 'n waterballon uitstrek wanneer dit met 'n draai gegooi word, en nie as gevolg van 'n gebrek aan voldoende swaartekrag om die druksterkte van sy materiaal. Haumea is aanvanklik in 2006 deur die Minor Planet Center as 'n klassieke Kuiper-gordelvoorwerp (klassieke KBO) gelys, maar nie meer nie. Die nominale trajek dui daarop dat dit in 'n vyfde-orde 7:12 resonansie met Neptunus is, aangesien die periheliumafstand van 35 AE naby die grens van stabiliteit met Neptunus is. Daar is voorbeelde van Haumea dateer uit 22 Maart 1955 uit die Palomar Mountain Digitalised Sky Survey. Verdere waarnemings van die baan is nodig om die dinamiese status daarvan te verifieer.


Toegangsopsies

Kry volledige joernaaltoegang vir 1 jaar

Alle pryse is NETPryse.
BTW sal later by die betaalpunt gevoeg word.
Belastingberekening sal tydens die betaalpunt gefinaliseer word.

Kry tydsbeperking of volledige artikeltoegang op ReadCube.

Alle pryse is NETPryse.


2. OPMERKINGS EN DATAVERMINDERING

Ons data-analise maak gebruik van waarnemings van verskillende kameras op die Hubble-ruimteteleskoop (HST) en die NIRC2-kamera met Laser Guide Star Adaptive Objects by die W. M. Keck-sterrewag. Hierdie waarnemings word op verskillende maniere verwerk. Hier beskryf ons die algemene tegniek en bespreek ons ​​die individuele waarnemings hieronder. Selfs op ons relatief flou teikens (V ≈ 21, 22), kan hierdie kragtige teleskope relatiewe astrometrie bereik met 'n presisie van 'n paar miljard sekondes. Die Juliaanse waarnemingsdatum, die relatiewe astrometriese afstand aan die hemel en die geskatte astrometriese foute word in Tabel 1 gerapporteer.

Tabel 1. Astrometriese posisies vir die Haumea-stelsel waargeneem

Julian Datum Datum Teleskoop Kamera ΔxH (boogsek) ΔyH (boogsek) (boogsek) (boogsek) ΔxN ΔyN
2453397.162 2005 26 Januarie Keck NIRC2 0.03506 −0.63055 0.01394 0.01394 . . . .
2453431.009 2005 1 Maart Keck NIRC2 0.29390 −1.00626 0.02291 0.02291 0.00992 0.52801 0.02986 0.02986
2453433.984 2005 4 Maart Keck NIRC2 0.33974 −1.26530 0.01992 0.01992 . . . .
2453518.816 2005 28 Mei Keck NIRC2 −0.06226 0.60575 0.00996 0.00996 . . . .
2453551.810 2005 30 Junie Keck NIRC2 −0.19727 0.52106 0.00498 0.00996 −0.03988 −0.65739 0.03978 0.03978
2453746.525 2006 11 Januarie HST ACS / MRK −0.20637 0.30013 0.00256 0.00256 0.04134 −0.18746 0.00267 0.00267
2453746.554 2006 11 Januarie HST ACS / MRK −0.20832 0.30582 0.00257 0.00257 0.03867 −0.19174 0.00267 0.00267
2454138.287 2007 6 Februarie HST WFPC2 −0.21088 0.22019 0.00252 0.00197 −0.02627 −0.57004 0.00702 0.00351
2454138.304 2007 6 Februarie HST WFPC2 −0.21132 0.22145 0.00095 0.00204 −0.03107 −0.56624 0.00210 0.00782
2454138.351 2007 6 Februarie HST WFPC2 −0.21515 0.23185 0.00301 0.00206 −0.03009 −0.55811 0.00527 0.00564
2454138.368 2007 6 Februarie HST WFPC2 −0.21402 0.23314 0.00192 0.00230 −0.03133 −0.56000 0.00482 0.00663
2454138.418 2007 6 Februarie HST WFPC2 −0.21705 0.24202 0.00103 0.00282 −0.03134 −0.54559 0.00385 0.00376
2454138.435 2007 6 Februarie HST WFPC2 −0.21449 0.24450 0.00323 0.00254 −0.02791 −0.54794 0.00571 0.00524
2454138.484 2007 6 Februarie HST WFPC2 −0.21818 0.25301 0.00153 0.00224 −0.02972 −0.53385 0.00797 0.01330
2454138.501 2007 7 Februarie HST WFPC2 −0.21807 0.25639 0.00310 0.00291 −0.03226 −0.53727 0.00531 0.00400
2454138.551 2007 7 Februarie HST WFPC2 −0.22173 0.26308 0.00146 0.00230 −0.03429 −0.53079 0.00497 0.00582
2454138.567 2007 7 Februarie HST WFPC2 −0.21978 0.26791 0.00202 0.00226 −0.03576 −0.52712 0.00270 0.00479
2454469.653 2008 4 Januarie HST WFPC2 0.23786 −1.27383 0.00404 0.00824 −0.02399 −0.28555 0.00670 0.00831
2454552.897 2008 27 Maart Keck NIRC2 0.19974 −0.10941 0.00930 0.00956 . . . .
2454556.929 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.32988 −0.77111 0.00455 0.00557 0.00439 −0.76848 0.01239 0.01280
2454556.948 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33367 −0.77427 0.00890 0.00753 0.01363 −0.76500 0.01976 0.01252
2454556.964 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33267 −0.77874 0.00676 0.00485 0.00576 −0.77375 0.01212 0.01283
2454557.004 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33543 −0.78372 0.00404 0.00592 0.00854 −0.77313 0.01199 0.00897
2454557.020 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33491 −0.78368 0.00374 0.00473 0.00075 −0.76974 0.00907 0.01015
2454557.039 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33712 −0.78464 0.00740 0.00936 0.00988 −0.77084 0.01793 0.01543
2454557.058 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33549 −0.78692 0.00868 0.00852 0.01533 −0.76117 0.00765 0.01571
2454557.074 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33128 −0.78867 0.01431 0.01411 0.00645 −0.76297 0.01639 0.01390
2454557.091 2008 31 Maart Keck NIRC2 0.33687 −0.79462 0.00803 0.00717 0.00708 −0.76986 0.01532 0.00787
2454593.726 2008 7 Mei HST NICMOS −0.18297 1.08994 0.00354 0.00425 0.00243 −0.75878 0.00576 0.00761
2454600.192 2008 13 Mei HST WFPC2 0.10847 0.17074 0.00508 0.00427 −0.02325 0.19934 0.00480 0.01161
2454601.990 2008 15 Mei HST WFPC2 0.18374 −0.13041 0.00729 0.00504 −0.02293 0.50217 0.00618 0.00614
2454603.788 2008 17 Mei HST WFPC2 0.24918 −0.43962 0.00207 0.00574 −0.01174 0.59613 0.00366 0.00485
2454605.788 2008 19 Mei HST WFPC2 0.29818 −0.75412 0.00467 0.00966 0.00006 0.29915 0.00425 0.00613

Aantekeninge. Opsomming van waarnemings van die astrometriese posisies van Hi'iaka (H) en Namaka (N) in verhouding tot Haumea. Die verskil in helderheid (

6) en baanvliegtuie sorg vir 'n unieke identifikasie van elke satelliet sonder moontlikheid van verwarring. Die metode vir die verkryging van astrometriese posisies en foute word in Afdeling 2 en B05 beskryf. Op 'n paar datums is die flouer Namaka nie bespeur nie, omdat die waarnemings nie voldoende diep was nie of dat Namaka binne die PSF van Haumea geleë was. Hierdie gegewens word grafies in Figuur 2 getoon en die oorblyfsels van die pasvorm in Figuur 3. Om die redes wat in die teks beskryf word, is slegs die HST data word gebruik om die baanparameters te bereken, wat in Tabel 2 getoon word.

Die waarnemings van Keck word verminder soos in B05. Bekende slegte pixels is geïnterpoleer en elke beeld gedeel deur 'n mediaan plat veld. Die beelde is dan paargewys afgetrek (van beelde wat met dieselfde filter geneem is). Die astrometriese sentroïed van elk van die sigbare voorwerpe word bepaal deur tweedimensionele Gaussers aan te pas. Die omskakeling van beeldafstand na astronomiese afstand op die lug word bereik met behulp van die onlangs afgeleide pixelskaal van Ghez et al. (2008), wat die absolute astrometrie van die NIRC2-kamera kalibreer en 'n plaatskaal van 0009963 pixel -1 vind (in vergelyking met die voorheen veronderstelde waarde van 0009942 pixel -1) en 'n bykomende rotasie van 013 in vergelyking met die rotasie-inligting wat in die beeld verskaf word. koptekste. Ghez et al. (2008) en Hełminiak & amp Konacki (2008) vind dat die plaatskaal en rotasie stabiel is oor die tydskaal van ons waarnemings. Foutstawe word bepaal deur die verspreiding van die gemete afstande vanaf elke individuele beeld, tipiese integrasietye was ongeveer 1 minuut. Wanneer die binneste satelliet nie in individuele beelde opgespoor word nie, maar wel in die gestapelde beeld gesien kan word, word die posisie van die gestapelde beeld geneem nadat dit individueel gedraai is, en die foutbalke word eenvoudig tot die foutstawe van die buitenste satelliet geskaal vermenigvuldig met die vierkantswortel van die sein-ruis-verhouding (

5). Die minuut skeefgetrek van die NIRC2-velde 1 is baie kleiner as die aangehaalde foutbalke.

HST voordeel trek uit 'n bekende en stabiele puntverspreidingsfunksie (PSF) en goed gekalibreerde relatiewe astrometrie. Dit maak voorsiening vir presiese metings, selfs as die satelliete redelik naby Haumea is. Vir elk van die HST waarnemings, is model-PSF's met behulp van Tiny Tim gegenereer. 2 Die model PSF's het sonkleure aangeneem, soos toepaslik vir Haumea en sy satelliete, en is andersins verwerk volgens die besonderhede in Die Tiny Tim gebruikershandleiding. Al drie PSF's is toe gelyktydig aangebring om χ 2 te minimaliseer, met foute geneem deur foton- en luggeraas in kwadratuur. Slegte pixels en kosmiese strale is met die hand geïdentifiseer en uit die determination 2-bepaling gemasker. Die vervormingskorreksie van Anderson & amp King (2003) vir WFPC2 is kleiner as ons foutbalke vir ons smalhoek-astrometrie en is nie ingesluit nie. Relatiewe posisies op die lug is bereken met behulp van die xyad-roetine van die IDL Astro-biblioteek, wat astrometrie-inligting van die beeldkoptekste gebruik.

Die verkryging en analise van die satellietbeelde wat in 2005 by Keck geneem is, word in B05 beskryf. Daar is egter 'n tekenfout in die R.A. Afwykings wat in Tabel 1 van B05 gelys word, is die gelyste waardes eintlik die afwykings aan die hemel (soos sigbaar in Figuur 1). Ten spyte van hierdie tipografiese fout, is die pas van B05 korrek uitgevoer. Die waargenome liggings en geskatte foute van die binneste satelliet word in Brown et al. (2006). Die astrometriese posisies wat in Tabel 1 gerapporteer word, verskil effens op grond van 'n herontleding van sommige data, sowel as 'n nuwe plaatskaal en rotasie, soos hierbo bespreek. Op grond van ons orbitale oplossing en 'n herondersoek van die beelde, het ons vasgestel dat die waarneming van Namaka van 28 Mei 2005 in Brown et al. (2006) was 'n valse oorblywende langlewende vlekke van die aanpassing van die optiese regstelling, en dit is dikwels moeilik om te onderskei van vaag nabye satelliete.

In 2006, HST het Haumea waargeneem met die hoëresolusiekamera (HRC) van die Advanced Camera for Surveys (ACS-program 10545). Twee integrasies van vyf minute is aan die begin en einde van 'n enkele baan geneem. Die rou beelde is gebruik vir die aanpassing, wat verwronge PSF's en vervormingskorrigeerde astrometrie benodig. Die astrometriese akkuraatheid van ACS word beraam

0,1 pixels waarby ons die fotonruisfout in die posisies van die drie voorwerpe voeg. Met die hoë presisie van ACS kan beweging tussen hierdie twee blootstellings opgespoor word, dus is hierdie foute nie gebaseer op die verspreiding van veelvuldige metings soos met al die ander metings nie.

Aan die begin van Februarie 2007, Hubble het Haumea vir vyf wentelbane waargeneem en hoogs akkurate posisies vir beide satelliete verkry (Program 10860). Die beweging van die satelliete van 'n baan na 'n baan kan maklik opgespoor word, en beweging tydens 'n enkele baan kan selfs betekenisvol wees, daarom het ons hierdie beelde in 10 afsonderlike 'waarnemings' onderverdeel. Die tydsberekening van die waarnemings is gekies om 'n ster in die gesigsveld te hê, waaruit die Tiny Tim PSF-parameters geskoei is soos beskryf in Brown & amp Trujillo (2004). Die waarnemings spoor nie Haumea op nie, maar is op die ster gevestig om die beste PSF te kry wat dan toepaslik gesmeer word vir die beweging van die voorwerpe. Alhoewel hierdie waarnemings met die Wide Field Planetary Camera (WFPC2) geneem is - die ACS HRC het slegs 'n week tevore misluk - werk die PSF-pas uitstekend en bied presiese posisies. Astrometriese foute vir hierdie waarnemings is bepaal aan die hand van die waargenome verspreiding in posisies nadat die kwadratiese tendens wat die beste pas, van die data afgetrek is, sodat waargenome wentelbeweging nie by die foutberaming ingesluit is nie. Hier word opgemerk dat gekombineerde diep stapels van hierdie beelde geen ekstra buitenste satelliete helderder aan die lig gebring het nie

Fraksionele helderheid van 0,25% op afstande tot ongeveer 'n tiende van die Hill-sfeer (dit wil sê ongeveer 0,1% van die volume waar addisionele satelliete stabiel sou wees).

In 2008 het ons Haumea met Keck NIRC2 in die nagte van 28 Maart en 31 Maart waargeneem. Die waarnemings op 31 Maart in H-band het ongeveer 5 uur geduur onder goeie omstandighede, met duidelike waarneming van beide satelliete in elke beeld. Dit is verwerk soos hierbo beskryf. Waarnemings waar Haumea 'n groot FWHM gehad het, is ongeveer 75% van die data verwyder. Soos met Februarie 2007 HST data, het ons die waarnemings in 10 afsonderlike tydperke verdeel en die verstrooiingsfoute bepaal nadat ons 'n kwadratiese tendens afgetrek het. Die beweging van die buitenste satelliet word maklik opgespoor, maar die binneste satelliet beweeg nie (relatief tot Haumea) binne die foute nie, want dit is in suidelike verlenging. Die data van 28 Maart was nie naastenby so goed soos die data van 31 Maart nie as gevolg van swak weerstoestande en slegs die buitenste satelliet word duidelik opgespoor.

Vroeg in 2008, Mei, HST het Haumea waargeneem met behulp van die NICMOS-kamera (Program 11169). Hierdie waarnemings is verwerk soos hierbo beskryf, maar 'n paar beelde met duidelike astrometriese foute (as gevolg van die kosmiese strale wat hierdie beelde raai) is weggegooi. Dit is dieselfde waarnemings wat deur Fraser & amp Brown (2009) bespreek is.

In 2008 middel Mei het ons Haumea gedurende vyf tydperke waargeneem met behulp van die WFPC2, gedurende die loop van 8 dae (Program 11518). Elk van hierdie besoeke het uit vier bestaan

10 minute blootstelling. Hierdie data, tesame met 'n waarneming in Januarie 2008, is verwerk soos hierbo beskryf. Alhoewel ons verwag dat sommige van hierdie gevalle die beweging van die satelliete tussen die vier blootstellings effens opgespoor het, het die negering van die beweging slegs die effek dat die foutbalke vir hierdie waarnemings effens opgeblaas word. Namaka was te naby Haumea (01) om in die beeld op 12 Mei 2008 waar te neem, wat nie gebruik word nie.

Die afgeleide relatiewe astrometrie op die hemelruim vir elke satelliet, tesame met die gemiddelde Juliaanse datum van waarneming en ander inligting word in Tabel 1 opgesom. Dit is die astrometriese gegewens wat gebruik word om die baan in hierdie artikel te pas. In vroeëre pogings om die baan van Namaka te bepaal, het ons ook ander waarnemings gekry. In die nagte van 20 en 21 April 2006 het ons Haumea met die OSIRIS-kamera en LGSAO by Keck waargeneem. Alhoewel OSIRIS 'n integrale-veldspektrometer is, is ons waarnemings in fotometriese modus geneem. In die bygevoegde beelde is albei satelliete op albei nagte bespeur. Ons het ook in die tou geskeduleerde waarnemings van Haumea ontvang met die NIRI-kamera op Gemini en die LGSAO-stelsel Altair. Ons Gemini-program het in 2007 gelei tot vier goeie nagte se data op 9 en 13 April, 4 Mei en 5 Junie. In 2008 is goeie waarnemings op 20 April, 27 Mei en 28 Mei geneem. In elk van die Tweelingbeelde , die helderder satelliet word maklik gevind, maar die flouer satelliet is dikwels nie waarneembaar nie.

Die akkuraatheid van die plaatskaal en rotasie wat benodig word om OSIRIS- en Tweeling-waarnemings in te sluit, is onbekend, dus word hierdie data nie gebruik vir wentelbepaling nie. Ons het egter die bane hieronder afgelei na die posisies van alle bekende waarnemings. Die verspreiding in die Monte Carlo orbitale suites (hieronder beskryf) ten tye van hierdie waarnemings is klein in vergelyking met die astrometriese foutbalke van elke waarneming, wat impliseer dat hierdie waarnemings nie belangrik is om die pasvorm te verbeter nie. Voorspelde liggings verskil nie beduidend van die waargenome plekke nie, vir enige waarneming waarvan ons weet, insluitend die wat in Barkume et al. (2006) en Lacerda (2009).

Met behulp van hierdie waarnemings kan ons ook basiese relatiewe fotometrie van die satelliete doen. Die helderheid van die satelliete is bereken vanaf die hoogte van die beste pas-PSF's wat gevind is om by die 15 Mei 2008 te pas. HST/ WFPC2 waarneming. Op grond van die bekende periode en fase van die ligkromme van Haumea (Lacerda et al. 2008 D. Fabrycky 2008, private kommunikasie), was Haumea tydens hierdie waarnemings op sy swakste en verander dit nie beduidend in die helderheid nie. Hi'iaka is gevind

10 keer flouer as Haumea en Namaka

3,7 keer flouer as Hi'iaka.


28 Oktober 2014

Die Groot Donker kolle

The Great Dark Spot is eintlik 'n reeks storms wat die eerste keer in 1989 deur Voyager 2 ontdek is. Dit is antisiklonies (weerstelsels met hoë drukogies), baie soos die Great Red Spot op Jupiter. In teenstelling met die Groot Rooi Vlek, is hierdie storms oor die algemeen wolkvry en duur dit net enkele maande tot enkele jare.

Die winde wat met die Groot Donker kolle verband hou, is die vinnigste wat in die sonnestelsel bekend is, en is 2400 kilometer per uur (ongeveer 1500 myl per uur). Daar word vermoed dat dit gate in die metaanwolkdek is wat in die troposfeer op laer hoogtes as die wolke voorkom. Die eerste plek wat ontdek is, varieer in grootte en vorm, aangesien dit vanaf die aarde gesien is. Daar was 'n plan om die storm met die Hubble-ruimteteleskoop in 1994 te fotografeer. Teen die tyd dat Hubble in staat was om 'n beeld te neem, het die storm verdwyn. Die kolle verskyn egter weer op Neptunus en 'n nuwe storm verskyn in die noordelike halfrond van Neptunus. In teenstelling met die Groot Rooi Vlek wat 'n enkele storm is, is die Groot Donker kolle 'n reeks storms met soortgelyke voorkoms en eienskappe as mekaar.

Een van die heersende teorieë oor wat met die storms gebeur, is dat as die storms na die ewenaar van Neptunus migreer, die storms opbreek en verdwyn. Ook verskyn daar wolke gewoonlik buite die storms, dus dit kan aandui dat 'n storm net verdwyn het of binnekort kan verskyn.

Die storms self is relatief stabiel omdat dit 'n draaikolk is, maar hou weer nie so lank soos die Groot Rooi Vlek nie.


Sterrekunde-eindstryde

die Aarde se rewolusie is effens minder as presies 365,25 dae.

die maan na die ekliptika, in plaas van die ewenaar.

die sonwinde wat die aarde verder van die son af waai.

die basis van die jaar wat ons in ons moderne kalender gebruik.

gebaseer op die maan se posisie relatief tot die sterre.

ongeveer twee dae korter as die sterre maand.

veroorsaak deur beide die Aarde en die Maan se rotasies.

Wolf 1061 is nader aan die aarde as Ross 652.

Ross 652 is nader aan die aarde as Wolf 1061.

Albei sterre is buite die Melkwegstelsel.

Wolf 1061 moet 'n groter behoorlike beweging hê as Ross 652.

suid van die hemelse ewenaar.

oos van die lente-ewening.

noord van die hemelse ewenaar.

wes van die lente-ewening.

A. Ongeveer soveel sonligure as geen sonligure in die dag nie.

B. Minder sonligure as geen sonligure in die dag nie.

die verskil tussen son- en sidetyd.

die posisie van die hemelse ewenaar.

op gelyke in plaas van fietse te wees.

veel groter as wat Copernicus in die vooruitsig gestel het.

rondom die son, nie die aarde nie.

Stel 'n stel voorspellings gebaseer op die teorie en doen eksperimente (waarnemings) om aan te toon dat die voorspellings korrek is.

Herhaalde toetse oor 'n lang tydperk.

Voltooi die stappe van die wetenskaplike metode.

produk van die twee massas.

inverse van die afstand wat die twee liggame skei.

inverse vierkant van die afstand wat die twee liggame skei.

in superieure verbinding, wanneer Mars aan die ander kant van die son lê.

in minderwaardige samewerking, wanneer Mars die Aarde rondloop en tussen ons en die Son beweeg.

teen die opposisie, wanneer die aarde Mars inhaal en tussen Mars en die son beweeg.

by kwadratuur, wanneer Mars presies 90 grade oos of wes van die Son lê.


Ysige satelliete: binnestruktuur, dinamika en evolusie

Hierdie artikel bestaan ​​uit drie afdelings. Die eerste bespreek hoe ons interne satellietstrukture bepaal en wat ons daarvan weet. Die primêre sondes van interne struktuur is metings van magnetiese induksie, swaartekrag en topografie, sowel as rotasietoestand en oriëntasie. Enceladus, Europa, Ganymedes, Callisto, Titan en (miskien) Pluto het almal ondergrondse oseaan. Callisto en Titan kan slegs onvolledig onderskei word. Die tweede afdeling beskryf dinamiese prosesse wat satellietinterieurs en -oppervlaktes beïnvloed: gety- en radioaktiewe verhitting, buiging en ontspanning, konveksie, krio-vulkanisme, ware polêre dwaal, nie-sinchrone rotasie, wentel evolusie en impakte. Die laaste gedeelte bespreek hoe die satelliete gevorm en ontwikkel het. Antieke getyverwarmingsepisode en daaropvolgende hervriesing van 'n oseaan ondergronds is die waarskynlikste verklaring vir die vervorming wat by Ganymedes, Tethys, Dione, Rhea, Miranda, Ariel en Titania waargeneem is. Die hoë hitte-uitset van Enceladus is 'n gevolg van Saturnus se hoogs dissiperende binneland, maar die dissipasietempo is sterk frekwensie-afhanklik en impliseer nie noodwendig dat Saturnus se mane jonk is nie. Belangrike oorblywende vrae sluit in die oorsprong van Titan se atmosfeer en hoë eksentrisiteit, die gereelde digtheidsprogressie in die Galilese satelliete en die wentelbaanontwikkeling van die Saturniese en Uraniese mane.

Sleutelwoorde

Vakke

Die ysige liggame van die buitenste sonnestelsel bied 'n boeiende en uiteenlopende prentjie (Figuur 1). Van klein, aktiewe Enceladus, tot Titan met sy unieke atmosfeer, tot Pluto se stikstofgletsers, daar is 'n verstommende verskeidenheid te sien. Die doel hier is om sommige van die variëteit te beskryf en te probeer verduidelik hoe dit ontstaan ​​het.

Die fokus is veral op die binnekant van hierdie liggame: hul interne strukture, watter prosesse werk en hoe dit mettertyd ontwikkel het. Daar word veral aandag gegee aan liggame wat vermoedelik oseaan ondergronds het, aangesien hierdie potensieel bewoonbare omgewings 'n hoë prioriteit is vir toekomstige ruimtetuigmissies. Alhoewel Pluto nie 'n satelliet is nie, is dit 'n ysige wêreld en as sodanig is dit ingesluit, maar Ceres, 'n vlugtige ryk asteroïde, is dit nie.

Aan die begin van elke afdeling word enkele oorsigartikels opgemerk wat meer diepgaande is as hierdie artikel. Daar is ook hele boeke gewy aan spesifieke ysige satelliete, veral Europa (Pappalardo, McKinnon, & amp Khurana, 2009), Titan (Muller-Wodarg, Griffith, Lellouch, & amp Cravens, 2014) en Enceladus (Schenk, Clark, Howett, Verbiscer, & amp Waite, 2018).

Figuur 1. (Meestal) Icy Worlds of the Outer Solar System, with the Earth's Moon to Scale. Blou name is liggame wat waarskynlik oseane onder die oppervlak het.

Binnestruktuur

Die interne struktuur van 'n liggaam af te lei van waarnemings op afstand is 'n uitdagende taak. In hierdie afdeling word eers bespreek hoe dit gedoen word, en dan word daar geleer wat ons geleer het. Een belangrike vraag is of die ysige satelliete gedifferensieer is (dit wil sê, geskei in silikaat-gedomineerde en ys-gedomineerde lae). Dit is belangrik omdat dit beperkings plaas op hoe hulle oorspronklik gevorm het. 'N Ander belangrike onderwerp is oseane ondergronds - hoe dit opgespoor en onderhou word. Baie oorsigartikels dek soortgelyke onderwerpe, waaronder Hussmann, Sohl en Spohn (2006) en Nimmo en Pappalardo (2016) vir generiese satelliete, en hoofstukke deur Schubert, Anderson, Spohn en McKinnon (2004) vir die Galilese satelliete, Tobie, Lunine. , Monteux, Mousis en Nimmo (2014) vir Titan, en Hemingway, Iess, Tajeddine en Tobie (2018) vir Enceladus.

Voordat daar beskryf word hoe binnestrukture afgelei word, word twee fundamentele onderwerpe bekendgestel: die fisiese eienskappe van ys en die rol van getye.

Ice Eiendomme

Net soos rots, is ys aan die oppervlak van 'n buitenste planeet satelliet koud en reageer dit op spanning op 'n brose of elastiese manier. By hoër temperature en dieptes sal dit viskos vloei, wat moontlik tot konveksie kan lei. Anders as rots, is die laedrukfase van waterys (ys I) minder dig as die vloeibare ekwivalent daarvan, terwyl dieselfde nie geld vir die yspolimorfe wat by hoër druk vorm nie (Sotin, Grasset en amp Beauchesne, 1998). As gevolg hiervan sal 'n generiese groot satelliet bestaan ​​uit 'n "ysbroodjie": ys I bo-op, water in die middel, hoërdruk-ys-polimorfe daaronder. 'N Geleidelik vriesende oseaan in hierdie situasie sal gelyktydig van bo en onder vries. Kleiner satelliete sal nie hoë P-ysfases hê nie, omdat dit slegs hierbo verskyn

0,2 GPa. In die afwesigheid van hoë P-ysies, lei die volume verandering van water na ys tot uitbreiding van die oppervlak (wat moontlik verlengde oppervlak-tektoniek Nimmo, 2004) en druk onder druk van die oseaan kan veroorsaak (wat moontlik uitbarstings kan veroorsaak Manga & amp Wang, 2007). Alhoewel die vriespunt van water nie baie sensitief is vir druk nie, is dit baie sensitief vir die konsentrasie van besoedeling: soute kan die vriespunt met tien K verlaag en in die teenwoordigheid van NH3 die vriespunt kan so laag as 176 K wees (Kargel, 1998 Leliwa-Kopystynski, Maruyama, & amp Nakajima, 2002). Omdat bevriesing besoedeling uitsluit, word die oorblywende vloeistof geleidelik meer besmet en dus moeiliker om te vries.

Getye

Getye oorheers baie van satellietgeodinamika. 'N Toeganklike inleiding tot getye word gevind in hoofstuk 4 van Murray en Dermott (1999). Byna alle satelliete is sinchroon en draai een keer per baan. Die gemiddelde vorm van so 'n satelliet is 'n ellipsoïde wat verleng is na die primêre vorm. Hierdie vorm is die gevolg van gety- en rotasievervorming. As die baan nie-sirkelvormig is met 'n eksentrisiteit e, vanuit die oogpunt van die satelliet voer die primêre 'n ellips in die lug uit (Figuur 2). Die veranderende afstand en rigting van die primêre wringkragte op die satelliet. Hulle veroorsaak ook klein periodieke veranderinge aan die ewewig ellipsoïdale vorm, wat lei tot sogenaamde daggetye. Hierdie vervorming van die gety op die dag is baie kleiner (met 'n faktor van 3e) as die ewewig ellipsoïde vorm, maar die tydswisselende aard daarvan veroorsaak spanning en vir 'n nie-rigiede liggaam kan dit ook hitte opwek. 'N Soortgelyke proses ontstaan ​​as die satelliet 'n eindige skuinsheid het (dit wil sê sy draai-pool is skuins met sy wentelpaal). Hierdie getyverhitting is die belangrikste drywer van geologiese aktiwiteite op ysige satelliete (sien hieronder). Die verhittingstempo hang sterk af van die satellietinterieurstruktuur, orbitale eksentrisiteit, en die afstand tot die primêre dit wissel ruimtelik oor die satelliet. Die getyverhitting van eksentrisiteit sirkuleer geleidelik die baan van 'n satelliet sodat daar 'n ingewikkelde terugvoer is tussen wentelbaan- en termiese evolusie.

Figuur 2. Skema van satellietgetye. Bekyk in die verwysingsraamwerk van die satelliet, voer die primêre 'n ellips uit. Die dagkomponent van die getybult volg die posisie van die primêre.

Hoe weet ons dit?

Vir die ysige satelliete is daar verskillende soorte waarnemings wat beperkings kan plaas op hul interne strukture.

Grootmaat digtheid

Selfs 'n enkele vlieg van 'n maan lewer gewoonlik sy massa op (deur steuringe van die ruimtetuigbaan te meet) en sy volume (via beelde). Die gevolglike grootmaatdigtheid gee geen inligting oor hoe massa binne die satelliet versprei word nie. Dit kan nietemin steeds nuttig wees, want gesteente / metaalmengsels het digthede van 3-4 g / cc, baie hoër as dié van water of laedruk-ys-polimorfe (

1 g / cc). Die hoë massadigtheid van Europa (tabel 1) vereis byvoorbeeld dat die waargenome yslaag nie baie diep in sy binneste kan uitsteek nie. Omgekeerd dui Tethys se uiters lae massadigtheid daarop dat dit byna geheel en al van ys gemaak is en dus sal enige verhitting deur radioaktiewe verval beperk word. Vir klein liggame kan 'n lae digtheid verklaar word deur hoë ysfraksie of hoë porositeit, maar omdat porieë onder druk sluit, is hierdie effek minder belangrik vir die groter mane (bv. Matson, Castillo-Rogez, Schubert, Sotin, & amp McKinnon, 2009 ).

Tabel 1. Basiese gegewens vir satelliete.

Nota: Afstand word in planetêre radius gegee (Rbl), is eksentrisiteite van Murray en Dermott (1999), behalwe Charon (Buie et al., 2012). Hier a, b, c dui die drie asse aan van die beste pasvorm ellipsoïede vorm. Die bronne van vormdata is soos volg: Europa — Nimmo et al. (2007), Ganymede en Callisto — Davies et al. (1998), Saturniese satelliete behalwe Titan — Thomas (2010), Titan — Hemingway et al. (2013) (Tabel S1), Uraniese satelliete — Thomas (1988), Triton — Thomas (2000), Pluto en Charon — Nimmo et al. (2017). Hoeveelhede tussen hakies is afgelei onderhewig aan die aanname van hidrostatiese ewewig.

Induksie

'N Elektries geleidende liggaam in 'n tydveranderlike magneetveld sal induksiestrome ervaar wat 'n sekondêre magnetiese veld genereer. Dit is die basis van die suksesvolle opsporing van ondergrondse oseane in Europa, Ganymedes en Callisto deur die Galileo ruimtetuig (Zimmer, Khurana, & amp Kivelson, 2000 Kivelson, Khurana, & amp Volwerk, 2002). Hierdie satelliete ervaar 'n tydsafhanklike magnetiese veld omdat die magnetiese pool van Jupiter van sy rotasiepool verreken word, sodat die veld verander op Jupiter se wentelperiode. Europa en Callisto het interne magnetiese velde vertoon wat wissel met die eksterne veld - bewyse vir induksie. Die grootte van die geïnduseerde veld plaas grense op die diepte en geleidingsvermoë van die laag wat verantwoordelik is. Die mees parsimonieuse verklaring is 'n soute oseaan. Benewens die geïnduseerde veld is by Ganymedes ook 'n konstante veld opgespoor, wat aandui dat Ganymed (uniek) 'n aktiewe dinamo het. Ongelukkig, omdat Saturnus se magnetiese veld ooreenstem met sy rotasiepool, kan hierdie tegniek nie deur die Cassini ruimtetuig om oseane in die Saturniese satelliete te ondersoek.

Vorm en swaartekrag

As 'n planeet geen langtermynsterkte het nie, sal sy oppervlak ooreenstem met 'n ekwipotensiaal wat bepaal word deur die liggaam se rotasie, getyvervorming en interne massaverspreiding (Murray & amp Dermott, 1999). Die dominante kenmerk van die resulterende vorm word beskryf deur 'n sferiese harmoniese graad l= 2. Opvallend is dat hierdie vorm via die sogenaamde Darwin-Radau-benadering (bv. Stacey, 1969) gebruik kan word om die massaverspreiding af te lei soos beskryf deur die traagheidsmoment of MoI, aangedui. C. Ekwivalent is die l= 2 gravitasiekoëffisiënte kan ook gebruik word om af te lei C. Dit is dus eenvoudig om te meet C vir 'n kragtige liggaam. Die genormaliseerde MoI gegee deur C / MR 2 word gewoonlik aangehaal, aangesien dit direk met dié van 'n eenvormige liggaam (waarvoor C / MR 2 =0.4).

Ongelukkig is ysige satelliete nie natuurlik kragteloos nie - byvoorbeeld, Iapetus het beroemd 'n rotasiebult wat vroeg in sy geskiedenis 'ingevries' het (Castillo-Rogez et al., 2007). Een manier om na te gaan of die vorm of swaartekrag ooreenstem met die sterklose ("hidrostatiese") ideaal, is om die verhouding van die twee hoof sferiese harmoniese koëffisiënte te meet, C20/ C22. Vir 'n stadig draaiende hidrostatiese liggaam is hierdie verhouding -10/3 (bv. Tricarico, 2014). Al is die vorm en swaartekrag nie hidrostaties nie, is dit soms moontlik om die hidrostatiese en nie-hidrostatiese komponente uitmekaar te skei en 'n traagheidsmoment daar te stel (bv. Iess et al., 2014).

Tabel 2. Samevatting van swaartekragmomente en afgeleide genormaliseerde traagheidsmoment vir ysige satelliete.

Nota: Hier J2= −C20. Waardes tussen hakies dui die verhouding aan J2/ C22 is vasgestel op 10/3. Vir Titan word twee onafhanklike oplossings gegee.

Geodesie

Daar is verskillende maniere waarop akkurate metings van 'n satelliet se oriëntasie en oppervlakposisie gebruik kan word om die interne struktuur daarvan af te lei. Een daarvan is om die amplitude van die satelliet se daggetye te meet (Wahr et al., 2006), óf deur die oppervlakvervorming daarvan op te spoor (wat die sogenaamde gety oplewer. h2 Liefdesnommer Stacey, 1969), of deur die gevolglike tydsveranderlike swaartekrag te meet (wat die gety oplewer k2 Liefdesnommer). 'N Satelliet sonder 'n oseaan het gewoonlik 'n laer gety h2 en k2 as 'n satelliet wat oor 'n oseaan beskik, is dit omdat die oseaan die diep binnekant (wat gewoonlik rigied en vervormbaar is) ontkoppel van die ysskaal hierbo (Moore & amp Schubert, 2000).

'N Tweede benadering is om te kyk na librasies, klein periodieke afwykings van 'n konstante rotasiesnelheid (Tiscareno, Thomas, & amp Burns, 2009). 'N Stywe ellipsoïde satelliet in 'n eksentrieke baan sal periodieke wringkrag ervaar as dit om sy primêre baan wentel. Hierdie draaimomente laat die satelliet in die loop van 'n wentelbaan op en draai. Die amplitude van die resulterende vibrasies hang af van die (bekende) vorm en wenteleienskappe van die satelliet, en ook die traagheidsmoment daarvan. As die librasie-amplitude dus gemeet kan word, kan die traagheidsmoment afgelei word. Vir 'n nie-rigiede satelliet raak dinge ingewikkelder (Van Hoolst, Baland, & amp Trinh, 2013), maar die basiese beginsel bly dieselfde.

'N Laaste benadering is om die skuinsheid te meet: die kanteling van die rotasie-as van die satelliet vanaf die normale vlak na sy baanvlak. Beide die wentelpaal en die rotasiepaal sal die dissipasie in die satelliet noodwendig dryf om hierdie twee pole gelyk te hou met die gemiddelde baan-pool-plek, 'n sogenaamde Cassini-toestand. Soortgelyk aan vibrasies, hang die skuinsheid af van die bekende vorm, die wentelhoek en die traagheidsmoment. As die skuinsheid dus gemeet kan word, kan die traagheidsmoment afgelei word (Bills & amp Nimmo, 2011). Let daarop dat, in teenstelling met die librasie-benadering, 'n addisionele aanname (dat die satelliet in 'n Cassini-toestand is) gemaak moet word.

Ander benaderings

Soos hieronder beskryf, kan inligting van ander afmetings in sommige gevalle help om die binnestruktuur af te lei. Chemiese metings van die uitgebarsde materiale by Enceladus het byvoorbeeld gehelp om die interne toestand daarvan te bepaal, en soortgelyke opmerkings is van toepassing op metings van Titan se atmosfeer. Direkte metings van die hitte wat by Enceladus se suidpool uitgestraal word, is belangrik om die evolusie daarvan te verstaan. Teleskopiese waarnemings van Europa dui daarop dat die eruptiewe pluime daar voorkom, en die aardmetings van die skuinsheid daarvan kan uiteindelik help om die interne struktuur te bepaal.

Wat weet ons?

Na die algemene tegnieke wat beskikbaar is, sal elke satelliet nou om die beurt beskryf word. Figuur 3 gee 'n opsomming van die afgeleide interne strukture van die mane wat die meeste ondersoek is.

Figuur 3. Afgeleide interne strukture vir geselekteerde mane. Vraagtekens dui streke met spesifieke onsekerheid aan. Let op die klonterige kern van Mimas en dat Mimas en Enceladus drie keer so groot is as die ander mane.

Titan

Titan is 'n besonder ingewikkelde satelliet met 'n dik atmosfeer en vloeibare koolwaterstowwe aan die oppervlak. Vanweë die grootte daarvan, is 'n ondergrondse oseaan waarskynlik gedink selfs voor die Cassini missie (bv. Sohl et al., 2003).

Cassini metings van Titan se skuinsheid (Stiles et al., 2008) lewer die sterkste bewys vir 'n ondergrondse oseaan. Die skuinsheid van Titan is ongeveer drie keer groter as wat verwag sou word vir 'n soliede liggaam. Hierdie groot verskil kan verklaar word as die oppervlak van die oppervlak deur 'n oseaan van die binnekant ontkoppel word (Bills & amp Nimmo, 2011 Baland et al., 2014) . Titan is tans die enigste ysige satelliet waarvan die getyrespons gemeet is en lewer k2 ≈ 0.4−0.7 (Iess et al., 2012). Dit is hoër as teoreties voorspel waardes (Sohl et al., 2003) en dui op 'n hoogs vervormbare binnekant, benewens 'n vlak ontkoppelende oseaan. Dit maak Titan se hoë eksentrisiteit ook moeilik om te verklaar (soos later bespreek).

Vroeg Cassini flybys het getoon dat Titan s’n l= 2 swaartekrag was ongeveer hidrostaties (Iess et al., 2010), terwyl die topografie daarvan nie was nie (Zebker et al., 2009). Een waarskynlike verklaring hiervoor is dat Titan ruimtelike variasies in skulpdikte ervaar, wat verwag word as gevolg van ruimtelike variasies in getyverwarming en 'n topografiese sein tot gevolg het, maar geen ooreenstemmende gravitasie sein nie (Nimmo & amp Bills, 2010). Die afgeleide variasies van die skulpdikte kan verklaar word deur ligte getyverhitting, maar vereis dat die ysdop geleidend eerder as konvektief is. Afwesigheid van konveksie kan verklaar word as die basis van die dop koud is (byvoorbeeld omdat die oseaan NH is3-ryk).

As Titan se graad 2-swaartekrag hidrostaties is, is 'n MoI van 0,34 afgelei (Iess et al., 2012 Tabel 2). Meer onlangs is metings van l= 3 swaartekrag en topografie is gebruik om 'n nie-hidrostatiese komponent te identifiseer, waarskynlik as gevolg van 'n stewige naby-oppervlaklaag

100 km dik (Hemingway et al., 2013). Trek hierdie nie-hidrostatiese komponent van die l= 2 swaartekrag en topografie lewer 'n genormaliseerde MoI wat afhanklik is van die model, maar wat so groot as 0,36 kan wees. Ongelukkig is verskillende interpretasies van hierdie getal moontlik (Tobie et al., 2014). Dit kan beteken dat Titan regtig onvolledig gedifferensieer is en 'n intieme mengsel van rots en ys bevat, of dat die silikate gehidreer is en dus relatief lae digtheid het (Castillo-Rogez & amp Lunine, 2010).

Europa

Europa se grootmaatdigtheid dui aan dat dit meestal rots is (Tabel 1). Vanweë die beperkte aantal vliegreise is Europa se graad-twee-swaartekrag-koëffisiënte nie onafhanklik bepaal (Tabel 2), sodat hulle nie gebruik kan word om te toets of die liggaam hidrostaties is nie (Anderson et al., 1998). Europa se vorm is naby hidrostaties, maar die onsekerhede is aansienlik (Nimmo et al., 2007). In die aanname van hidrostatiese gedrag kan die gravitasiekoëffisiënte egter gebruik word om 'n genormaliseerde MoI van 0.346 af te lei, wat ooreenstem met 'n dun (

100 km) H2O laag bo die silikate.

Die induksietegniek vorm die sterkste bewyse vir 'n ondergrondse oseaan in Europa (Zimmer et al., 2000). Die bestaande data onthul slegs die induksie-effek tydens 'n enkele periode (Jupiter se rotasie), dus is daar 'n kompromis tussen die afgeleide geleiderdikte en geleidingsvermoë (Khurana et al., 2002). 'N Vloeibare waterlaag naby die oppervlak lyk nietemin onontkombaar. Daarenteen is die dikte van die ysskulp tans onseker. As Europa se silikaat-interieur Io-agtig was, kan die getye-hitte wat gegenereer word, 'n dop van slegs 'n paar kilometer dik hou (Greenberg et al., 2002). Laer getyverwarmingsvlakke, waarskynlik gekonsentreer in die ysskulp, sou 'n skulpdikte van enkele tientalle kilometers tot gevolg hê (Hussmann, Spohn, & amp Wieczerkowski, 2002 Tobie, Mocquet, & amp Sotin, 2005). Die grootste impakkenmerke op Europa stem meer ooreen met 'n dikker dop (Turtle & amp Pierazzo, 2001 Schenk, 2002), maar die meeste oppervlakwaarnemings kan nie onderskei tussen dun en dik skulpe nie. Anders as Titan, toon die beperkte topografiese gegewens geen bewyse vir syfers van die skulpdikte lateraal nie (Nimmo et al., 2007).

Ganymedes en Callisto

Vir Ganymede en Callisto is dieselfde basiese tegnieke toegepas as in Europa. Induksie het 'n oseaan ondergronds onder Callisto (Zimmer et al., 2000) en 'n waarskynlike een by Ganymede (Kivelson et al., 2002) geopenbaar, met interpretasie by laasgenoemde ingewikkeld deur die aanwesigheid van 'n intern gegenereerde permanente veld. Soos in Europa, kon die graad-twee gravitasiekoëffisiënte nie onafhanklik bepaal word nie, dus moes hydrostatiese ewewig aanvaar word. Onder hierdie aanname het Ganymede en Callisto MoI's van 0.312 en 0.355 genormaliseer (Anderson et al., 1996 Anderson et al., 2001). Interpretasie van Ganymedes se swaartekrag word bemoeilik deur die aanwesigheid van skynbaar plaaslike afwykings, soortgelyk aan die "mascons" op die Maan (Palguta et al., 2006).

Die MoI vir Ganymedes dui op 'n gedifferensieerde interieur. Dit stem ooreen met sy oënskynlike vermoë om 'n interne magnetiese veld te genereer, wat impliseer 'n vloeibare ysterkern waarin konveksie - aangedryf deur termiese of samestellende dryfvermoë - voorkom (Hauck, Aurnou, & amp Dombard, 2006). Vir Callisto dui die MoI-waarde op 'n onvolledig gedifferensieerde liggaam. Dit is verbasend omdat die afgeleide oseaan ondergronds 'n mate van differensiasie impliseer. Alhoewel scenario's saamgestel is waarin hierdie twee skynbaar teenstrydige waarnemings met mekaar in ooreenstemming gebring kan word (Nagel, Breuer en amp Spohn, 2004), kan dit wees dat Callisto koud genoeg is dat die hidrostatiese aanname (en dus die afgeleide MoI) eenvoudig verkeerd is (McKinnon , 1997).

Enceladus

Een van die grootste verrassings van die Cassini die missie was dat klein Enceladus geologies aktief was en waterdamp en hitte in die ruimte aan die suidpool gelei het (Porco et al., 2006 Spencer et al., 2006). Metings van die uitbarstingsprodukte het sout yskorrels aan die lig gebring (Postberg et al., 2011), wat dadelik dui op die teenwoordigheid van ondergrondse water. Meer onlangs het metings van die abnormaal groot vibrasies bewys dat hierdie ondergrondse water 'n wêreldsee is, nie net 'n streekssee nie (Thomas et al., 2016).

Die swaartekrag en topografie van Enceladus is op soortgelyke wyse geanaliseer as Titan, wat hulle ontbind in hidrostatiese en nie-hidrostatiese komponente en die effekte van vinnige rotasie in ag geneem het (Iess et al., 2014). Deur hierdie resultate te kombineer met die gemete librasie-amplitude, het 'n redelike presiese prentjie na vore gekom (Hemingway et al., 2018), met 'n ysskulp van 20 tot 30 km dik, wat oorkant 'n oseaan van soortgelyke dikte en 'n lae digtheid is, vermoedelik poreus, silikaatkern met 'n radius van ongeveer 190 km. Die ysskulp word by die suidpool miskien tot net 'n paar kilometer uitgedun, wat waarskynlik die verbeterde getyverhitting daar weerspieël.

Metings in situ van die pluimchemie is gebruik om chemiese reaksies op hoë temperatuur tussen die water en silikate af te lei (Hsu et al., 2015 Waite et al., 2017). Saam met die lae afgeleide digtheid van die kern, dui hierdie waarnemings daarop dat water deur die kern spoel en daar verhit word, waarskynlik omdat die kern vervormbaar is en getyd verhit word (Roberts, 2015 Choblet et al., 2017).

Ander middelgrote Saturniese satelliete

Vir die ander Saturniese satelliete is minder beperkings beskikbaar. Hul grootmaatdigthede dui op wisselende gesteente: ysverhoudings (Tabel 1) Veral Tethys moet amper suiwer ys wees. Mimas, Enceladus, Iapetus, Titan en (waarskynlik) Tethys het almal graad 2-vorms wat nie hidrostaties is nie (Thomas, 2010 Nimmo et al., 2011). Die ander satelliete is minder verwring, dus die onsekerhede in hul vorms is te groot om Wees seker. Iapetus word gekenmerk deur sy groot rotasiebult, kenmerkend van 'n rotasieperiode van

16h en verwerf lank voordat dit sy huidige sinchrone draai-toestand bereik het (Castillo-Rogez et al., 2007).

Rhea se swaartekrag is nie-hidrostaties gekombineer met die onsekerhede in sy topografie, dit maak die binnestruktuur moeilik om te beperk (Tortora et al., 2016). Daarenteen, hoewel Dione se swaartekrag ook nie-hidrostaties is nie, onthul 'n Enceladus-agtige analise 'n traagheidsmoment van

0.33 (Hemingway et al., 2016) en die bestaan ​​van 'n kompenseerde ysskulp, wat 'n suidelike oseaan voorstel (Beuthe et al., 2016). Geen swaartekragmomente is beskikbaar vir Mimas, Tethys of Iapetus nie.

Soos met Enceladus, is vibrasies by Mimas gemeet en het dit 'n effens groter amplitude as wat verwag sou word vir 'n rigiede liggaam van Mimas se vorm (Tajeddine et al., 2014). Daar is twee moontlike interpretasies: óf Mimas het 'n oseaan in die ondergrond, óf hy het massa-afwykings ondergronds wat 'n groter wringkrag bied as wat op grond van die oppervlak verwag sou word. Gegewe Mimas se klein omvang en afwesigheid van geologiese aktiwiteit, is laasgenoemde verklaring baie meer waarskynlik, en kan dit te wyte wees aan 'n "klonterige" rotsagtige kern.

Uraniese satelliete

Byna geen inligting is beskikbaar vir hierdie liggame nie. Alhoewel hulle vorms ongeveer bekend is (Thomas, 1988), is hul massas (en dus grootmaatdigthede) in sommige gevalle swak beperk. Ariel, Miranda en Titania vertoon almal aansienlike oppervlakvervorming (Collins et al., 2010), waarskynlik as gevolg van antieke getyverhitting.

Voorwerpe van die Kuiper-gordel

Triton, met sy retrograde baan om Neptunus, word algemeen beskou as 'n gevange Kuiper-gordel-voorwerp (Agnor & amp Hamilton, 2006). Die vaslegging en daaropvolgende wentelsirkulasie sou gelei het tot intense getyverhitting en die verwagting van volledige differensiasie (Goldreich et al., 1989). Triton se grootte en digtheid maak dit 'n hegte neef van Pluto. Die Nuwe horisonne missie het onlangs akkurate vorms vir beide Pluto en Charon bepaal en onthul dat Charon ongeveer 10% minder dig is as Pluto (Nimmo et al., 2017). Die grootste digtheid van al drie voorwerpe dui daarop dat dit uit ongeveer twee derdes volgens massa bestaan ​​(McKinnon et al., 2017).

Triton se ellipsoïdale vorm is effens meer verwring as wat verwag sou word vir 'n volledig gedifferensieerde liggaam (Thomas, 2000), maar die onsekerhede is voldoende groot dat hierdie resultaat miskien nie sinvol is nie. Daar is geen bewyse vir enige rotasie-afplatting van Pluto of Charon nie (Nimmo et al., 2017) en geen gravitasiedata nie. Daar word veronderstel dat Pluto gedifferensieer is, hoofsaaklik omdat as dit ongedifferensieerd was, veranderinge in hoë druk ysfase tot aansienlike inkrimping sou lei (McKinnon et al., 2017). In plaas daarvan is die oppervlak gepeper met verlengingsfoute, ooreenstemmend met 'n bevriesende ondergrondse oseaan (Moore et al., 2016).

Dinamika

Verskeie geodinamiese prosesse het waarskynlik die ysige satelliete bedryf en hul oppervlaktes verander. In sommige gevalle kan oppervlakwaarnemings ons in staat stel om met vertroue af te lei dat 'n bepaalde proses uitgevoer is (bv. Impakkraters). In ander gevalle kan die oppervlakwaarnemings egter dubbelsinnig of kontroversieel wees. Byvoorbeeld, oppervlakbreuke kan deur verskillende meganismes ontstaan, soos verdikking van ysskulp, getyspanning of polêre dwaal. Beelde alleen is oor die algemeen onvoldoende om "cryovolcanic" afsettings definitief te identifiseer (sien "Cryovolcanism" hieronder).

Hieronder word hierdie prosesse as intern of ekstern gekategoriseer. Interne prosesse op generiese ysige satelliete word in McKinnon (1998) Matson et al. (2009) en Collins et al. (2010). Vir eksterne prosesse word impakte gedek deur Melosh (1989) en getye en evolusie van die baan deur Murray en Dermott (1999) en Peale (1999).

Interne prosesse

Radioaktiewe verval en langtermynverkoeling

Verval van langlewende radiogene elemente (K, U, Th) kan groot satelliete warm hou (Hussmann et al., 2006). Selfs in die afwesigheid van getyverhitting kon Pluto byvoorbeeld 'n oseaan ondergronds tot op die oomblik bloot deur radioaktiewe verhitting onderhou, solank die ysskulp hierbo nie konveeer nie (Robuchon & amp Nimmo, 2011). Soortgelyke gevolgtrekkings geld vir Titan, Callisto en Ganymede Europa se ysskulp word afgelei om so dun te wees dat daar ook 'n mate van getyverhitting nodig is (sien "Getyverhitting" hieronder).

Die huidige chondritiese verhittingstempo is ongeveer 3,4x10 −12 W / kg, met 'n snelheid van amper amper tien keer hoër op 4,5 Ga. Vir 'n tipiese satelliet met 'n massa van twee derdes en 'n radius van 200 km of 2000 km, sou die hedendaagse hittevloei onderskeidelik ongeveer 0,3 en 3 mW m −2 wees (om die gestoorde hitte te verwaarloos).

Die stadige afname in radioaktiewe hitte beteken dat oseane ondergronds geneig sal wees om weer te vries. Vanweë die betrokke volume-veranderinge, sal ekstensiewe spanning naby die oppervlak tot gevolg hê (Nimmo, 2004), tensy daar hoë P-ysfases is. Hierdie proses verklaar waarskynlik die alomteenwoordige ekstensiële tektoniese kenmerke wat op middelgroot ysige liggame waargeneem word - Dione, Rhea, Tethys, Ariel, Titania en Charon (Collins et al., 2010).

Getyverhitting

Soos hierbo genoem, ervaar die satelliet getyverhitting teen 'n tempo wat gegee word deur (Wisdom, 2008)

waar n is die gemiddelde beweging, R is die satellietradius, G is die gravitasiekonstante, e is die eksentrisiteit en θ Die satellietskuinheid. Die hoeveelheid k2 is die gety Love nommer en V is die dimensielose dissipasiefaktor, waar 'n hoë V impliseer 'n lae dissipasie en 'n klein fasevertraging tussen die toegepaste potensiaal en die getyrespons. Die hoeveelheid k2/ V kan ook geskryf word as Im (k2), waar k2 is nou 'n komplekse getal (Tobie et al., 2005). 'N Perfek elastiese of perfek onsigbare satelliet sou wees k2/ V= 0. 'N Visko-elastiese satelliet het 'n k2/ V dit hang af van die viskositeit en styfheid van die individuele lae en die dwingfrekwensie (Tobie et al., 2005). Die teenwoordigheid van 'n oseaan neem toe k2 (Moore & amp Schubert, 2000) en lei gewoonlik ook tot 'n groter k2/ V (meer dissipasie).

Vir 'n geïsoleerde satelliet is die wringkrag wat verband hou met die verhitting van die getye geneig om die wentelbaan te sirkuleer (Murray & amp Dermott, 1999). Gevolglik neem die getyverhittingstempo af. Dus sou 'n mens verwag dat 'n geïsoleerde satelliet in 'n sirkelbaan sou wees en geen getyverhitting sou ondervind nie. Triton is naby daaraan om hierdie verwagting te vervul, maar ander liggame (Europa, Enceladus, ens.) Verkeer in sogenaamde wentelende resonansies wat die eksentrisiteit voortdurend opjaag en die effek van sirkularisasie teëwerk. 'N Satelliet met 'n groter helling sal gewoonlik 'n hoër skuinsheid hê, sodat die resonansies van die helling ook tot verhoogde getyverhitting kan lei.

Die plaaslike tempo van getyverhitting hang af van die plaaslike materiaaleienskappe. Ys naby sy smeltpunt het 'n viskoelastiese reaksietydskaal wat vergelykbaar is met satellietbane, wat 'n groot k2/ V en verhitting van hoë getye (Moore & amp Schubert, 2000). Soliede rotsagtige kerne het baie langer reaksietydskale, wat baie minder verhitting tot gevolg het. Getyverhitting wissel ook lateraal (Beuthe, 2013) in dun ysskulpies, die verhittingstempo is 'n faktor van

2 hoër aan die pole as aan die ewenaar en kan skulpdiktevariasies tot gevolg hê (Ojakangas & amp Stevenson, 1989).

Ondergrondse oseane reageer ook op getye en kan in beginsel hitte afvoer (Tyler, 2008). Die fisika verskil van dié van vaste streke omdat oseane byna onsig en onstuimig is. Skuinheidgetye is meer effektief om seewaterverwarming te dryf as eksentrisiteitgetye, maar dit lyk nou of die totale krag wat in oseane ondergronds versprei is, waarskynlik te klein is om saak te maak, behalwe miskien vir Triton (Chen, Nimmo en amp Glatzmaier, 2014). Die teenwoordigheid van 'n stewige dop bo-op die oseaan verminder die verspreide krag verder (Beuthe, 2016).

Getyverwarming is die duidelikste by Enceladus, waar die 5-15 GW-hitte wat by die suidpool uitgestraal word (Spencer et al., 2018) uiteindelik uit getye moet kom. Alhoewel daar oorspronklik vermoed is dat die hitte in die ysopwekking gegenereer word, word die skulp nou so dun beskou dat 'n vervormbare kern 'n meer waarskynlike plek van die hitte lyk (Roberts, 2015). Dit stem ook ooreen met vermeende produkte van hidrotermiese sirkulasie wat in die gebarsde materiale opgespoor word (Choblet et al., 2017). Die asimmetrie tussen die noord- en suidpool van Enceladus is moeilik om te verklaar omdat getyverhitting simmetries is oor die ewenaar.

Die bestaan ​​van 'n relatief dun ysskulp op Europa kan ook verklaar word deur getyverhitting. Vanweë hul groter afstande van Jupiter is Ganymedes en Callisto nie nou op die oomblik warm gemaak nie. Titan word waarskynlik effens getyverhit, met sywaartse verwarmingsvariasies wat waarskynlik verantwoordelik is vir afleidings van die skulpdikte. Hoe Titan se hoë eksentrisiteit met sy hoë gemeet kan word k2 verteenwoordig 'n ope vraag: vermoedelik Titan s'n V is hoog (lae dissipasie), maar hoe dit ontstaan, is onseker.

Triton was in die verlede feitlik sekerlik getyd verhit, hy ervaar tans geen noemenswaardige eksentrisiteitsgetye nie, maar kan dalk verhit word vanweë sy voorspelde skuinsheid (Chen et al., 2014). Charon is dalk vroeër getyverhit (Rhoden, Henning, & amp Hurford, 2015), maar sy baan is tans sirkelvormig (Buie, Tholen, & amp Grundy, 2012). Verdere bespreking van ander moontlike antieke getyverwarmingsepisodes sal later in hierdie artikel uitgestel word.

Buig en ontspanning

Die viskositeit van ys sal na verwagting met die diepte afneem. Hierdie reologiestruktuur kan ongeveer beskryf word deur aan te neem dat 'n elastiese laag met 'n dikte gedefinieër word deur 'n bepaalde isoterm. As die dikte van die elastiese laag dus bepaal kan word, kan die temperatuurstruktuur tydens die laai (en dus die hittevloei) ongeveer afgelei word (bv. Nimmo et al., 2002). Dit is handig vir die afleiding van termiese geskiedenis. In die praktyk vertoon verskillende streke van 'n satelliet soms verskillende elastiese diktes: dit kan wees as gevolg van ruimtelike variasies in hittevloei, of omdat die belastings op verskillende tye geplaas is.

Topografie afgelei van hoogtemetrie of (meer gewoonlik) stereobeelde is beskikbaar vir die meeste ysige satelliete. Met behulp van topografie is dit dikwels moontlik om individuele belastings en die gevolglike oppervlakvervorming te identifiseer. Op sy eenvoudigste manier is die kenmerkende golflengte van die respons, bekend as die buigparameter α , Kan afgelei word uit die topografie en direk verband hou met die dikte van die vervormende elastiese laag, Te:

waar hier E is die Young se modulus van ys (nominaal 9 GPa), ν Is die Poisson se verhouding, g is die oppervlakversnelling en Δρ Is die digtheidskontras tussen die materiaal onder die dop en die oorliggende materiaal (in hierdie geval vakuum) (Turcotte & amp Schubert, 2002).

Grofweg, die oorgang van elastiese na viskose gedrag sal na verwagting plaasvind by ongeveer die helfte van die smelttemperatuur, of ongeveer 130 K. By hierdie temperature is die ystermale geleidingsvermoë ongeveer 5 Wm -1 K -1 (Kargel, 1998), so vir Enceladus (oppervlaktemperatuur 80 K), sou 'n elastiese dikte van 1 km 'n hittevloei van ongeveer 250 mWm −2 impliseer, vergelykbaar met wat aan die suidpool waargeneem word.

Tabel 3 gee 'n seleksie van afgeleide elastiese diktes vir verskillende liggame. Vir Europa, 'n wye verskeidenheid van Te waardes is verkry, afhangende van die funksie wat ondersoek is (Billings & amp Kattenhorn, 2005). Dit kan te wyte wees aan hoë ruimtelike veranderlikes in hittevloei, byvoorbeeld die alomteenwoordige dubbele rante (wat lae Te waardes) kan op een of ander manier verhit word (Dombard et al., 2013). Tabel 3 toon tipies Te waardes van 'n paar kilometer, vergeleke met die tien of honderde kilometers wat vir silikaatliggame behaal is. Die geïmpliseerde hittevloei is tien tot honderde mWm -2, baie hoër as die verwagte huidige radiogene hittevloei (sien “Radioaktiewe verval en langtermyn verkoeling” hierbo).


Watter mane het koue strikke? (dws lae ekliptiese neiging in wentel- en rotasie-asse) - Sterrekunde

Die Distant EKOs-nuusbrief is toegewy om navorsers maklike en vinnige toegang tot huidige werk rakende die Kuiper-gordel (waarnemings- en teoretiese studies), direk verwante voorwerpe (bv. Pluto, Centaurs) en ander studierigtings te bied wanneer dit eksplisiet op die Kuiper toegepas word. gordel.

  • Uittreksels van artikels wat ingedien is, in pers of onlangs gepubliseer is in beoordeelde tydskrifte
  • Titels van konferensie-aanbiedings
  • Tesis abstrakte
  • Kort artikels, aankondigings of hoofartikels
  • Statusverslae van lopende programme
  • Versoeke om samewerking of die waarneming van koördinasie
  • Inhoudsopgawe / buitelyne van boeke
  • Aankondigings vir konferensies
  • Posadvertensies
  • Algemene nuusberigte wat van belang is vir die Kuiper-gordelgemeenskap

Afgeleë EKO's is nie 'n gepubliseerde publikasie nie, maar is 'n instrument om kommunikasie te bevorder onder mense wat belangstel in Kuiper-gordelnavorsing. Die publikasie of 'n lys van 'n artikel in die nuusbrief of die webblad is nie 'n onderskrywing van die resultate van die artikel of om die inhoud daarvan te geld nie. As u na 'n artikel verwys, verwys asseblief na die oorspronklike bron. Distant EKO's is nie 'n plaasvervanger vir tydskrifte wat deur eweknieë beoordeel word nie.

Bewegend. ??

Stuur die redakteur u nuwe adres as u verhuis of u e-posadres verander. As die nuusbrief vir drie agtereenvolgende uitgawes van 'n adres terugbreek, sal die adres van die poslys verwyder word. Alle adresveranderings, voorleggings en ander korrespondensie moet gestuur word aan: [email protected]

Lêer vertaal uit T E X deur T T H, weergawe 4.12.
Op 1 Sep 2019, 18:51.


Ondersteunende bewyse

Skyfies in die Orionnevel

Die prentjie aan die regterkant is 'n Hubble-ruimteteleskoopfoto van 'n stofskyf wat aan die rand in die Orion-newel gesien word, 1,500 ligjare weg.Daar word geglo dat sulke skywe 'n protoplanetêre stelsel is. Omdat die skyf rand-aan is, is die ster grotendeels binne versteek. Hierdie skyf is 17 keer die deursnee van ons eie sonnestelsel en is die grootste van verskeie wat in die middel 1990's in die Orion-newel ontdek is. [3]

Die afbeeldings links is ander Hubble-ruimteteleskoopbeelde van vier skywe rondom sterre in die Orion-newel, wat 1,500 ligjare weg is. Gas- en stofskyfies, wat lank deur astronome vermoed word dat hulle 'n vroeë stadium van planetêre vorming is, kan deur Hubble direk in sigbare lig gesien word. [4]

Spektrografiese bewyse van skywe rondom sterre

Met behulp van die tegniek van spektroskopie kan wetenskaplikes die temperatuur en chemiese samestelling van materiaal rondom 'n ster aflei, selfs al sien hulle die skyf nie self nie. Spektroskopie behels die verspreiding van die lig van 'n ster in 'n spektrum (in sigbare lig is ons bekend met wit lig wat in 'n reënboog versprei word as dit deur 'n prisma gaan), en dan meet jy presies hoeveel lig daar in elke golflengte is.

In hierdie diagramme sien ons die spektrum van 'n ster met 'n skyf stof en gas rondom. In die geval van 'n ster word die meeste lig op korter golflengtes geproduseer (die linkerkant van die diagram) as gevolg van die hoë temperatuur van die ster se oppervlak. As u na die regterkant van die diagram beweeg, neem die golflengtes toe tot laer energieë (wat dui op laer temperature), en die sterlig val af.

Die warm stof- en gasskyf rondom die ster lewer sy eie infrarooi lig, wat die vorm van die spektrum verander. Die sirkelvormige materiaal is koeler as die oppervlak van die ster, en dit straal die meeste van sy lig uit op langer infrarooi golflengtes, nader aan die regterkant van die diagram. Daar is nou 'n oormaat infrarooi-emissie wat nie van die ster self kan kom nie. Die skyf word onthul. [5]

Alhoewel dit nie die beweging van die materiaal rondom 'n ster toon nie, dui dit op die teenwoordigheid van 'n skyf materiaal rondom sterre, selfs al kan sulke skywe nie opties gesien word nie. Soms blyk dit dat dit stof en gas voorstel, terwyl dit soms puin soos asteroïdes is. Daar moet op gelet word dat daar geen bewyse is van planeetvorming in hierdie gegewens nie.

HD141569

Die afbeelding regs is 'n ander vermeende protoplanetêre skyf. In hierdie geval dui die struktuur egter sterk daarop dat materie van die massa af wegbeweeg. Daar moet weereens opgemerk word dat daar geen bewyse van planeetvorming in hierdie beeld is nie.


Voetnote

Gebaseer op waarnemings verkry met MegaPrime / MegaCam, 'n gesamentlike projek van CFHT en CEA / DAPNIA, by die Canada-France – Hawaii Telescope (CFHT) wat bedryf word deur die National Research Council (NRC) van Kanada, die Institute National des Sciences de l'Universe van die Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) van Frankryk, en die Universiteit van Hawaii. Hierdie werk is deels gebaseer op dataprodukte wat by die Canadian Astronomy Data Center vervaardig is as deel van die Canada-France – Hawaii Telescope Legacy Survey, 'n samewerkingsprojek van NRC en CNRS.

Die literatuur is gemeng oor die vraag of die tydperke of die gemiddelde bewegings die heelgetalverhouding moet wees, en sommige noem dus die eksterne resonansie met twee keer die Neptunus-wentelperiode die 1: 2-resonansie.

Die Levison et al. (2008) word simulasies gedoen binne die konteks van die Nice-model, wat gewoonlik 600 Myr na die vorming van die sonnestelsel voorkom. Die inplantingsfisika van die Kuipergordel sou egter net so goed werk as die uitwaartse migrasie in die paar Myr na planetêre vorming sou plaasvind.

Daar is nog nie bekend dat daar geen TNO's is wat gemiddelde bewegingsresonansies met enige ander planete bewoon nie.

Gekenmerkte opsporings is die waarnemingsdoeltreffendheid en GT40% in hul CFEPS-ontdekkingsblok, soos gedefinieer in Jones et al. (2006).

Ons glo nie dat daar enige statistiese betekenisvolheid is dat beide Kozai-voorwerpe op dieselfde eiland is nie; die MPC-monster het ongeveer dieselfde getalle op elke eiland. Pluto self is in die 90 ° eiland.

Kozai plutinos het nog steeds hul 32 argument vibreer, met die argument dat die middelpunt ongeveer twee orde van die stadiger stadiger as 32.

Sommige gemiddelde bewegingsresonansie kan altyd naby enige punt in die hoof Kuiper-gordel gevind word.

Daar is 'n tikfout in Tabel 2 van Gladman et al. (2008) in die 5: 3-inskrywing vir K03UT2S = 2003 US292, waarvan die uitgepakte benaming verkeerdelik as 2003 US aangedui word96. Na 2008 was hierdie TNO 143751.

Die enigste veilige twotino met i & gt 15 ° is 130391 = 2008 JG81, met i = 235, wat blykbaar 'n simmetriese librator is.

Alhoewel die MPC tans L4k09 = 2004 KV18 as 'n L5 Trojan lys (Horner et al. 2012), is die eksentrisiteit van 0.184 groter as die numeriese vasgestelde stabiliteitsgrense (Nesvorný & amp Dones 2002). Egter, "naby" die L5-wolk, het die Gladman et al. (2008) ontleding toon dat die voorwerp sterk versprei op tydskale & lt10 Myr en dus Petit et al. (2011) het L4k09 as 'n verspreidende TNO gerapporteer, selfs al is dit op 'n baie kort tydskaal tydelik naby die L5-staat. Naby die aarde-asteroïdes vertoon soortgelyke tydelike ko-orbitale gedrag (Morais & amp Morbidelli 2002).

Horner & amp Lykawka (2010) het voorgestel dat die Neptunus Trojane alleen 'n belangrike bron van Centaur kan wees, maar dit lyk onwaarskynlik dat die ander (baie meer bevolkte) resonansies nie die lekkasievoorraad sal oorheers nie.