Группа Карме

Группа Карме — группа ретроградных нерегулярных спутников Юпитера, имеющих одинаковые орбиты и, возможно, общее происхождение. Название группы взято по названию крупнейшего объекта в группе.

Их большие полуоси (расстояния от Юпитера) имеют диапазон между 22,9 и 24,1 Гм, их наклонения орбиты — между 164,9° и 165,5°, эксцентриситет их орбиты — между 0,23 и 0,27 (с одним исключением).

Основные члены группы включают (от самых больших к наименьшим):^[1][2]

• Карме (самый большой в группе)
• Тайгете
• Эвкеладе^[3]
• S/2003 J 5^[3]
• Халдене
• Исоное
• Калике (существенно краснее, чем другие)
• Эриноме
• Этне
• Кале
• Пазифее
• S/2003 J 9^[3]
• S/2003 J 10^[3]
• S/2017 J 8
• S/2003 J 24 (ещё известный как "Хайтек")

Международный астрономический союз (IAU) зарезервировал имена с окончанием -e для всех лун с обратным (ретроградным) вращением, включая эту группу.

Очень низкая дисперсия средних ¹ орбитальных элементов среди основных членов группы (разделена менее чем 700000 км в большой полуоси и менее 0,7 ° в наклонении) показывает, что изначально для группы Карме, возможно, было единое тело, которое было разделено на части от удара. Дисперсия может быть объяснена очень малой скоростью импульса (5 <δV <50 м/с). ^[4] Родительское тело, вероятно, имело размер Карме, 46 км в диаметре; 99 % массы группы остаётся расположенной в Карме.^[5]

Другие подтверждения одного происхождения тела следуют из цвета спутников: все (за исключением существенно более красного Калике) спутники имеют светло-красный цвет, с показателем цвета B-V=0,76 и V-R=0,47^[6] и инфракрасным электромагнитным спектром, совпадающий со спектром астероидов класса D^[7]. Эти данные согласуются с прародителем от семейства Хильды или троянских астероидов Юпитера.

¹Параметры оскулирующей орбиты нерегулярных спутников Юпитера широко изменяются в короткие интервалы времени из-за сильных возмущений Юпитера. Например, сообщалось об изменения до 1 Гм в большой полуоси за 2 года, 0,5 в эксцентриситете за 12 лет, и 5° за 24 года. Средние значения для элементов орбиты были посчитаны усреднением текущих значений за длительный период времени, использованный для определения динамических семейств.

1. ↑ 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). Архивная копия от 14 июня 2007 на Wayback Machine
2. ↑ David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768—1783 Full text. Архивная копия от 9 августа 2017 на Wayback Machine
3. ↑ ^{1 2 3 4} Listed by Nesvorny 2004 as a possible member, not listed by Sheppard 2004; the orbital elements confirmed by Jacobson 2004
4. ↑ 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) Архивная копия от 15 апреля 2020 на Wayback Machine
5. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. An abundant population of small irregular satellites around Jupiter (англ.) // Nature : journal. — 2003. — 5 May (vol. 423, no. 6937). — P. 261—263. — doi:10.1038/nature01584. — PMID 12748634.
6. ↑ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33—45. Preprint Архивная копия от 7 июля 2018 на Wayback Machine
7. ↑ 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 Архивная копия от 1 августа 2020 на Wayback Machine