Астероїди групи Гільди
Астероїди групи Гільди — динамічна група з понад 5000 астероїдів, розташованих за межами поясу астероїдів, але в межах орбіти Юпітера, в орбітальному резонансі з Юпітером 3:2[1][2]. Група названа на честь астероїда 153 Гільда.
| Троянці Юпітера Орбіти планет Сонце | Група Гільди Пояс астероїдів Навколоземні об'єкти (вибрані) |
Астероїди групи Гільди рухаються по орбітах таким чином, що вони наближаються до орбіти Юпітера (тобто до свого афелію) саме тоді, коли туди прибуває одна з точок Лагранжа Юпітера — L5, L4 або L3[3]. В наступному афелії астероїд проходить повз наступну точку Лагранжа в послідовності L5 — L4 — L3. Оскільки L5, L4 і L3 віддалені один від одного на 120°, до того часу, коли астероїди групи Гільди завершить оберт по орбіті, Юпітер завершить 360° − 120° або дві третини власної орбіти. Орбіти астероїдів групи Гільди мають велику піввісь між 3,7 і 4,2 астрономічними одиницями (середнє за довгий проміжок часу становить 3,97), ексцентриситет менше 0,3 і нахил менше 20°[4]. У групі Гільди існують дві сім'ї астероїдів: сім'я Гільди та сім'я Шубарта (остання названа на честь астероїда 1911 Шубарт)[5].
Кольори поверхні астероїдів групи Гільди часто відповідають D-типу та P-типу з низьким альбедо, однак невелика частина є C-типом. Астероїди типів D і P мають мінералогію, подібну до кометних ядер, і, ймовірно, мають з ними спільне походження[4][6].
Динаміка ред.
Малюнок 2: Розташування астероїдів групи Гільди на фоні їхніх орбіт.
Астероїди групи Гільди знаходяться в орбітальному резонансі 3:2 з Юпітером[4]. Тобто їх орбітальні періоди становлять 2/3 орбітального періоду Юпітера. Вони рухаються по орбітах з великою піввіссю близько 4,0 а.о. і помірними значеннями ексцентриситету (до 0,3) і нахилу (до 20°). На відміну від троянців Юпітера, вони можуть мати будь-яку різницю в довготі з Юпітером, тим не менш уникаючи небезпечних наближень до планети.
Астероїди групи Гільди разом складають рухомий трикутник з трохи опуклими сторонами та зрізаними вершинами в трикутних точках либрації Юпітера — «трикутник Гільди»[3]. Потік астероїдів вздовж сторін цього трикутника має ширину близько 1 астрономічної одиниці, а в вершинах це значення на 20–40 % більше.
На рисунку 1 показано положення астероїдів групи Гільди (чорний) на тлі всіх відомих астероїдів (сірий) в межах орбіти Юпітера на 1 січня 2005 року[7].
Рисунок 2 зображує позиції астероїдів групи Гільди (чорний) на фоні їхніх орбіт (сірий). Кожен з астероїдів групи Гільди рухається по своїй еліптичній орбіті. Однак у будь-який момент астероїди групи Гільди разом утворюють трикутну конфігурацію, хоч всі орбіти разом і утворюють просто кільце. Трикутник Гільди є динамічно стабільним протягом тривалого періоду часу.
Типовий астероїд групи Гільди має ретроградний перигелійний рух. У середньому швидкість руху в перигелії більша, коли ексцентриситет орбіти менший, а вузли рухаються повільніше. Здавалося б, усі типові об'єкти в афелії наближаються близько до Юпітера, що має дестабілізувати їх, але зміна елементів орбіти з часом перешкоджає цьому, і з'єднання з Юпітером відбуваються лише поблизу перигелію астероїдів групи Гільди. Крім того, лінія апсид коливається поблизу лінії з'єднання з різною амплітудою і періодом 2,5-3,0 століття.
Окрім того, що трикутник Гільди обертається синхронно з Юпітером, щільність астероїдів у потоці демонструє квазіперіодичні хвилі. У будь-який час щільність об'єктів у вершинах трикутника більш ніж удвічі перевищує щільність усередині сторін. Астероїди групи Гільди «пригальмовують» в афелії, близько вершин трикутника, і прискорюються в перигелії, на його сторонах. Орбітальний період цих астероїдів становить близько 7,9 року, або дві третини періоду обертання Юпітера.
Хоча трикутник майже рівносторонній, існує певна асиметрія. Через ексцентриситет орбіти Юпітера сторона L4 — L5 трохи відрізняється від двох інших сторін. Коли Юпітер знаходиться в афелії, середня швидкість об'єктів, що рухаються вздовж цієї сторони, дещо менша, ніж у об'єктів, що рухаються вздовж двох інших сторін. Коли Юпітер знаходиться в перигелії, вірно протилежне.
У вершинах трикутника, що відповідають точкам L4 і L5 орбіти Юпітера, астероїди групи Гільди наближаються до троянців. На середніх сторонах трикутника вони близькі до астероїдів зовнішньої частини поясу астероїдів. Розкид швидкості астероїди групи Гільди більший, ніж у троянців, у регіонах, де вони перетинаються. Розкид троянців у нахилі вдвічі більший, ніж у астероїдів групи Гільди. Через це аж чверть троянців не можуть перетинатися з астероїдами групи Гільди, і в будь-який час багато троянців знаходяться поза орбітою Юпітера. Тому області перетину обмежені. Це показано на малюнку нижче, який зображує астероїди групи Гільди (чорним) і троянців (сірим) в площині екліптики.
Примітки ред.
- ↑ Objects with orbit type Hilda – Database query. Minor Planet Center. Процитовано 14 вересня 2018.
- ↑ Broz, M.; Vokrouhlický, D. (October 2008). Asteroid families in the first-order resonances with Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (2): 715—732. arXiv:1104.4004. Bibcode:2008MNRAS.390..715B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x. S2CID 53965791.
- ↑ а б Matthias Busch. The triangle formed by the Hilda asteroids. EasySky. Процитовано 15 грудня 2009.
- ↑ а б в Ohtsuka, Katsuhito; Yoshikawa, M.; Asher, D. J.; Arakida, H.; Arakida, H. (October 2008). Quasi-Hilda comet 147P/Kushida-Muramatsu. Another long temporary satellite capture by Jupiter. Astronomy and Astrophysics. 489 (3): 1355—1362. arXiv:0808.2277. Bibcode:2008A&A...489.1355O. doi:10.1051/0004-6361:200810321.
- ↑ Brož, M.; Vokrouhlický, D. (2008). Asteroid families in the first-order resonances with Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (2): 715—732. arXiv:1104.4004. Bibcode:2008MNRAS.390..715B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x.
- ↑ Gil-Hutton, R.; Brunini, Adrián (2008). Surface composition of Hilda asteroids from the analysis of the Sloan Digital Sky Survey colors. Icarus. 193 (2): 567—571. Bibcode:2008Icar..193..567G. doi:10.1016/j.icarus.2007.08.026. Процитовано 14 квітня 2014.
- ↑ L'vov V.N., Smekhacheva R.I., Smirnov S.S., Tsekmejster S.D. Some peculiarities in the Hildas motion.