Unregelmäßiger Mond - Irregular moon

Unregelmäßige Satelliten von Jupiter (rot), Saturn (gelb), Uranus (grün) und Neptun (blau) (ohne Triton). Die horizontale Achse zeigt den Abstand vom Planeten ( große Halbachse als Bruchteil ausgedrückt) des Planeten Hill Kugel ‚s Radius. Die vertikale Achse zeigt ihre Bahnneigung . Punkte oder Kreise repräsentieren ihre relativen Größen. Daten Stand August 2006.

In der Astronomie ist ein unregelmäßiger Mond , ein unregelmäßiger Satellit oder ein unregelmäßiger natürlicher Satellit ein natürlicher Satellit, der einer entfernten, geneigten und oft exzentrischen und retrograden Umlaufbahn folgt . Sie wurden von ihrem Mutterplaneten eingefangen, im Gegensatz zu normalen Satelliten , die sich in ihrer Umlaufbahn um sie herum gebildet haben. Unregelmäßige Monde haben eine stabile Umlaufbahn, im Gegensatz zu temporären Satelliten, die oft ähnlich unregelmäßige Umlaufbahnen haben, aber irgendwann abfliegen. Der Begriff bezieht sich nicht auf die Form, da Triton ein runder Mond ist, sondern aufgrund seiner Umlaufbahn als unregelmäßig gilt.

Mit Stand Oktober 2019 sind 145 unregelmäßige Monde bekannt, die alle vier äußeren Planeten ( Jupiter , Saturn , Uranus und Neptun ) umkreisen . Die größten von jedem Planeten sind Himalia von Jupiter, Phoebe von Saturn, Sycorax von Uranus und Triton von Neptun. Es wird derzeit angenommen, dass die irregulären Satelliten kurz nach der Bildung ihres Mutterplaneten aus heliozentrischen Umlaufbahnen in der Nähe ihrer aktuellen Standorte eingefangen wurden . Eine alternative Theorie, dass sie weiter draußen im Kuipergürtel entstanden sind , wird durch aktuelle Beobachtungen nicht gestützt.

Definition

Planet r H , 10 6  km r min , km Nummer bekannt
Jupiter 55 1,5 71
Saturn 69 3 58
Uranus 73 7 9
Neptun 116 16 7 (einschließlich Triton)

Es gibt keine allgemein akzeptierte genaue Definition eines irregulären Satelliten. Informell gelten Satelliten als irregulär, wenn sie weit genug vom Planeten entfernt sind, dass die Präzession ihrer Orbitalebene hauptsächlich von der Sonne gesteuert wird.

In der Praxis wird die große Halbachse des Satelliten mit dem Radius der Hill-Kugel des Planeten ( dh der Kugel seines gravitativen Einflusses) verglichen . Unregelmäßige Satelliten haben große Halbachsen größer als 0,05 mit Apoapsen , die bis zu 0,65 reichen . Der Radius der Hill-Kugel ist in der nebenstehenden Tabelle angegeben.

Der Erdmond scheint eine Ausnahme zu sein: Er wird normalerweise nicht als unregelmäßiger Satellit aufgeführt, obwohl seine Präzession hauptsächlich von der Sonne gesteuert wird und seine Haupthalbachse größer als 0,05 des Radius der Hügelkugel der Erde ist. Auf der anderen Seite wird Neptuns Triton normalerweise als unregelmäßig aufgeführt, obwohl er sich innerhalb von 0,05 des Radius von Neptuns Hügelkugel befindet. Neptuns Nereide und Saturns Iapetus haben große Halbachsen in der Nähe von 0,05 des Radius der Hügelsphären ihrer Elternplaneten: Nereide (mit einer sehr exzentrischen Umlaufbahn) wird normalerweise als unregelmäßig aufgeführt, aber nicht als Iapetus.

Umlaufbahnen

Stromverteilung

Die Umlaufbahnen der bekannten irregulären Satelliten sind extrem unterschiedlich, aber es gibt bestimmte Muster. Retrograde Umlaufbahnen sind weitaus häufiger (83%) als prograde Umlaufbahnen. Es sind keine Satelliten mit Bahnneigungen von mehr als 55° (oder kleiner als 130° für retrograde Satelliten) bekannt. Außerdem lassen sich einige Gruppierungen erkennen, bei denen sich ein großer Satellit eine ähnliche Umlaufbahn mit einigen kleineren teilt.

Aufgrund ihrer Entfernung vom Planeten werden die Bahnen der äußeren Satelliten stark von der Sonne gestört und ihre Bahnelemente ändern sich in kurzen Abständen stark. Die große Halbachse von Pasiphae zum Beispiel ändert sich in zwei Jahren um 1,5 Gm (einfache Umlaufbahn), die Neigung um 10° und die Exzentrizität um 0,4 in 24 Jahren (zweimal Jupiter-Umlaufperiode). Folglich werden mittlere Orbitalelemente (im Zeitmittel ) verwendet, um die Gruppierungen zu identifizieren, und nicht oskulierende Elemente zum gegebenen Datum. (Ähnlich werden die richtigen Orbitalelemente verwendet, um die Familien der Asteroiden zu bestimmen .)

Herkunft

Unregelmäßige Satelliten wurden von heliozentrischen Umlaufbahnen erfasst. (In der Tat scheint es, dass die unregelmäßigen Monde der Riesenplaneten, der Trojaner Jovian und Neptun und des grauen Kuipergürtels einen ähnlichen Ursprung haben.) Damit dies geschieht, muss mindestens eines von drei Dingen passiert sein:

  • Energiedissipation (zB in Wechselwirkung mit der Urgaswolke)
  • eine erhebliche (40%) Verlängerung des Planeten Hill Sphäre in einem kurzen Zeitraum (Tausende von Jahren)
  • eine Energieübertragung in einer Drei-Körper-Wechselwirkung . Dies kann beinhalten:
    • eine Kollision (oder enge Begegnung) eines ankommenden Körpers und eines Satelliten, was dazu führt, dass der ankommende Körper Energie verliert und eingefangen wird.
    • eine enge Begegnung zwischen einem ankommenden binären Objekt und dem Planeten (oder möglicherweise einem existierenden Mond), was dazu führt, dass eine Komponente des binären Objekts eingefangen wird. Eine solche Route wurde für Triton als am wahrscheinlichsten vorgeschlagen .

Nach der Aufnahme könnten sich einige der Satelliten auflösen, was zu Gruppierungen kleinerer Monde auf ähnlichen Umlaufbahnen führen könnte. Resonanzen könnten die Umlaufbahnen weiter verändern, wodurch diese Gruppierungen weniger erkennbar werden.

Langzeitstabilität

Phoebe , der größte irreguläre Satellit des Saturn

Die aktuellen Umlaufbahnen der unregelmäßigen Monde sind trotz erheblicher Störungen in der Nähe des Apozentrums stabil . Die Ursache für diese Stabilität bei einer Reihe von Irregulären ist die Tatsache, dass sie mit einer Säkular- oder Kozai-Resonanz umkreisen .

Darüber hinaus zeigen Simulationen die folgenden Schlussfolgerungen:

  • Bahnen mit Neigungen zwischen 50° und 130° sind sehr instabil: Ihre Exzentrizität nimmt schnell zu und der Satellit geht verloren
  • Retrograde Umlaufbahnen sind stabiler als prograde (stabile retrograde Umlaufbahnen sind weiter vom Planeten entfernt zu finden)

Eine zunehmende Exzentrizität führt zu kleineren Perizentren und großen Apozentren. Die Satelliten treten in die Zone der regulären (größeren) Monde ein und werden durch Kollision und enge Begegnungen verloren oder ausgestoßen. Alternativ drängen die zunehmenden Störungen durch die Sonne an den wachsenden Apozentren sie über die Hügelkugel hinaus.

Retrograde Satelliten können weiter vom Planeten entfernt gefunden werden als prograde. Detaillierte numerische Integrationen haben diese Asymmetrie gezeigt. Die Grenzen sind eine komplizierte Funktion der Neigung und Exzentrizität, aber im Allgemeinen können prograde Bahnen mit großen Halbachsen bis 0,47 r H (Hügelkugelradius) stabil sein, während sich bei retrograden Bahnen die Stabilität bis 0,67 r H erstrecken kann .

Die Grenze für die große Halbachse ist für die prograden Satelliten überraschend scharf. Ein Satellit auf einer prograden, kreisförmigen Umlaufbahn (Neigung = 0°) bei 0,5 r H würde Jupiter in nur vierzig Jahren verlassen. Der Effekt lässt sich durch die sogenannte Evektionsresonanz erklären . Das Apozentrum des Satelliten, wo der Planet den Mond am schwächsten festhält, wird in Resonanz mit der Position der Sonne verriegelt. Die Auswirkungen der Störung akkumulieren bei jedem Durchgang und drücken den Satelliten noch weiter nach außen.

Die Asymmetrie zwischen den prograden und retrograden Satelliten lässt sich sehr intuitiv durch die Coriolis-Beschleunigung im mit dem Planeten rotierenden Rahmen erklären . Bei den prograden Satelliten zeigt die Beschleunigung nach außen und bei den retrograden nach innen, was den Satelliten stabilisiert.

Temporäre Aufnahmen

Das Einfangen eines Asteroiden aus einer heliozentrischen Umlaufbahn ist nicht immer dauerhaft. Simulationen zufolge sollten temporäre Satelliten ein weit verbreitetes Phänomen sein. Die einzigen beobachteten Beispiele sind 2006 RH 120 und 2020 CD 3 , die temporäre Satelliten der Erde waren , die 2006 bzw. 2020 entdeckt wurden.

Physikalische Eigenschaften

Größe

Das Potenzgesetz für die Größenverteilung von Objekten im Kuipergürtel mit q ≈ 4 und damit N ~ D −3 . Das heißt, für jedes Kuiper-Belt-Objekt einer bestimmten Größe gibt es ungefähr 8-mal so viele Objekte, die halb so groß sind, und tausendmal so viele Objekte, die ein Zehntel dieser Größe haben.

Da Objekte einer bestimmten Größe mit zunehmender Entfernung von der Erde schwieriger zu erkennen sind, sind die bekannten irregulären Satelliten von Uranus und Neptun größer als die von Jupiter und Saturn; kleinere existieren wahrscheinlich, wurden aber noch nicht beobachtet. Unter Berücksichtigung dieser Beobachtungsverzerrung scheint die Größenverteilung irregulärer Satelliten für alle vier Riesenplaneten ähnlich zu sein.

Die Größenverteilung von Asteroiden und vielen ähnlichen Populationen kann als Potenzgesetz ausgedrückt werden : Es gibt viel mehr kleine Objekte als große, und je kleiner die Größe, desto zahlreicher das Objekt. Die mathematische Beziehung, die die Anzahl der Objekte ausdrückt , mit einem Durchmesser kleiner als eine bestimmte Größe , wird angenähert als:

wobei q die Steigung definiert.

Der Wert von q wird durch Beobachtung bestimmt.

Bei unregelmäßigen Monden wird ein flaches Potenzgesetz ( q 2) für Größen von 10 bis 100 km beobachtet, aber ein steileres Gesetz ( q ≃ 3,5) wird für Objekte beobachtet, die kleiner als 10 km sind. Eine Analyse von Bildern des Canada-France-Hawaii-Teleskops aus dem Jahr 2010 zeigt, dass das Potenzgesetz für Jupiters Population kleiner retrograder Satelliten bis zu einer Nachweisgrenze von ≈ 400 m mit q ≃ 2,5 relativ flach ist . Somit kann extrapoliert werden, dass Jupiter600+600
-300
Monde mit einem Durchmesser von 400 m oder mehr.

Zum Vergleich: Die Verteilung großer Kuipergürtelobjekte ist viel steiler ( q ≈ 4). Das heißt, auf jedes Objekt von 1000 km kommen tausend Objekte mit einem Durchmesser von 100 km, wobei nicht bekannt ist, wie weit diese Verteilung reicht. Die Größenverteilung einer Population kann Aufschluss über ihren Ursprung geben, sei es durch Einfangen, Kollision und Aufbrechen oder Akkretion.

Für jedes Objekt von 100 km können zehn Objekte von 10 km gefunden werden.

Farben

Dieses Diagramm veranschaulicht die Farbunterschiede in den unregelmäßigen Satelliten Jupiter (rote Beschriftung), Saturn (gelb) und Uranus (grün). Es werden nur Unregelmäßigkeiten mit bekannten Farbindizes angezeigt. Als Referenz sind auch der Zentaur Pholus und drei klassische Kuiper-Gürtelobjekte eingezeichnet (graue Beschriftungen, Größe nicht maßstabsgetreu). Zum Vergleich siehe auch Farben von Zentauren und KBOs .

Die Farben irregulärer Satelliten können über Farbindizes untersucht werden : einfache Messungen der Unterschiede der scheinbaren Helligkeit eines Objekts durch blaue (B), sichtbare, dh grün-gelb (V) und rote (R) Filter . Die beobachteten Farben der unregelmäßigen Satelliten variieren von neutral (grau) bis rötlich (aber nicht so rot wie die Farben einiger Kuipergürtel-Objekte).

albedo neutral rötlich rot
niedrig C 3–8% P 2–6% D 2–5%
Mittel M 10–18% A 13–35%
hoch E 25–60%

Das System jedes Planeten weist leicht unterschiedliche Eigenschaften auf. Jupiters Irreguläre sind grau bis leicht rot, im Einklang mit C- , P- und D-Typ-Asteroiden . Bei einigen Satellitengruppen wird beobachtet, dass sie ähnliche Farben anzeigen (siehe spätere Abschnitte). Die Irregulären des Saturn sind etwas röter als die des Jupiter.

Die großen irregulären Uran-Satelliten ( Sycorax und Caliban ) sind hellrot, während die kleineren Prospero und Setebos grau sind, ebenso wie die neptunischen Satelliten Nereid und Halimede .

Spektren

Mit der aktuellen Auflösung erscheinen die sichtbaren und nahinfraroten Spektren der meisten Satelliten funktionslos. Bisher wurde auf Phoebe und Nereide Wassereis geschlussfolgert und auf Himalia wurden Merkmale gefunden, die einer wässrigen Alteration zugeschrieben werden.

Drehung

Normale Satelliten sind in der Regel tidelocked (d. h. ihre Umlaufbahn ist synchron mit ihrer Rotation, so dass sie nur eine Seite in Richtung ihres Mutterplaneten zeigen). Im Gegensatz dazu sind die Gezeitenkräfte auf den irregulären Satelliten aufgrund ihrer Entfernung vom Planeten vernachlässigbar, und für die größten Monde Himalia , Phoebe , Sycorax und Nereid wurden Rotationszeiten im Bereich von nur zehn Stunden gemessen (zum Vergleich mit ihren Umlaufzeiten von Hunderten von Tagen). Solche Rotationsgeschwindigkeiten liegen im gleichen Bereich, der für Asteroiden typisch ist .

Familien mit gemeinsamer Herkunft

Einige irreguläre Satelliten scheinen in „Gruppen“ zu umkreisen, in denen mehrere Satelliten ähnliche Umlaufbahnen teilen. Die führende Theorie ist, dass diese Objekte Kollisionsfamilien bilden , Teile eines größeren Körpers, der sich auflöste.

Dynamische Gruppierungen

Mit einfachen Kollisionsmodellen lässt sich die mögliche Streuung der Bahnparameter bei einem Geschwindigkeitsimpuls Δ v abschätzen . Die Anwendung dieser Modelle auf die bekannten Bahnparameter ermöglicht es, das v abzuschätzen, das notwendig ist, um die beobachtete Dispersion zu erzeugen. Ein Δ v von mehreren zehn Metern pro Sekunde (5–50 m/s) könnte aus einem Aufbrechen resultieren. Dynamische Gruppierungen irregulärer Satelliten können anhand dieser Kriterien identifiziert und die Wahrscheinlichkeit der gemeinsamen Herkunft aus einer Auflösung bewertet werden.

Wenn die Streuung der Bahnen zu breit ist (dh es würde Δ v in der Größenordnung von Hunderten von m/s erfordern )

  • entweder muss mehr als eine Kollision angenommen werden, dh der Cluster sollte weiter in Gruppen unterteilt werden
  • oder signifikante postkollisionsbedingte Veränderungen, beispielsweise durch Resonanzen, sind zu postulieren.

Farbgruppierungen

Wenn die Farben und Spektren der Satelliten bekannt sind, ist die Homogenität dieser Daten für alle Mitglieder einer gegebenen Gruppierung ein wesentliches Argument für eine gemeinsame Herkunft. Der Mangel an Präzision der verfügbaren Daten macht es jedoch oft schwierig, statistisch signifikante Schlussfolgerungen zu ziehen. Außerdem sind die beobachteten Farben nicht unbedingt repräsentativ für die Massenzusammensetzung des Satelliten.

Beobachtete Gruppierungen

Unregelmäßige Satelliten des Jupiter

Die Umlaufbahnen der unregelmäßigen Satelliten des Jupiter, die zeigen, wie sie sich zu Gruppen zusammenschließen. Satelliten werden durch Kreise dargestellt, die ihre relative Größe angeben. Die Position eines Objekts auf der horizontalen Achse zeigt seine Entfernung zum Jupiter an. Seine Position auf der vertikalen Achse gibt seine Bahnneigung an . Die gelben Linien zeigen seine Orbitalexzentrizität (dh das Ausmaß, in dem sich sein Abstand vom Jupiter während seiner Umlaufbahn ändert).

In der Regel werden die folgenden Gruppierungen aufgelistet (dynamisch enge Gruppen mit homogenen Farben sind in Fettdruck aufgeführt )

  • Prograde- Satelliten
    • Die Himalia-Gruppe teilt sich eine durchschnittliche Neigung von 28°. Sie werden dynamisch begrenzt (Δ v ≈ 150 m/s). Sie sind homogen bei sichtbaren Wellenlängen (mit neutralen Farben ähnlich die des C-Typ - asteroids ) und an in der Nähe von Infrarot - Wellenlängen
    • Die prograden Satelliten Themisto , Carpo und Valetudo gehören keiner bekannten Gruppe an.
Animation der Umlaufbahn von Himalia.
   Jupiter  ·    Himalaja  ·   Kallisto
  • Retrograde Satelliten
    • Die Carme-Gruppe teilt sich eine durchschnittliche Neigung von 165°. Es ist dynamisch dicht (5 < Δ v < 50 m/s). Es hat eine sehr homogene Farbe, wobei jedes Mitglied eine hellrote Färbung aufweist, die mit einem D-Typ-Asteroiden- Vorläufer übereinstimmt .
    • Die Ananke-Gruppe teilt sich eine durchschnittliche Neigung von 148°. Es zeigt eine geringe Streuung der Bahnparameter (15 < Δ v < 80 m/s). Ananke selbst erscheint hellrot, aber die anderen Gruppenmitglieder sind grau.
    • Die Pasiphae-Gruppe ist sehr verstreut. Pasiphae selbst erscheint grau, während andere Mitglieder ( Callirrhoe , Megaclite ) hellrot sind.

Sinope , manchmal in der Pasiphae-Gruppe enthalten, ist rot und könnte aufgrund des Neigungsunterschieds unabhängig davon erfasst werden. Pasiphae und Sinope sind auch in säkularen Resonanzen mit Jupiter gefangen .

Unregelmäßige Satelliten von Saturn

Unregelmäßige Saturn-Satelliten, die zeigen, wie sie sich zu Gruppen zusammenschließen. Zur Erläuterung siehe Jupiter-Diagramm

Die folgenden Gruppierungen werden häufig für Saturn-Satelliten aufgeführt:

  • Prograde-Satelliten
    • Die gallische Gruppe teilt eine durchschnittliche Neigung von 34°. Ihre Bahnen sind dynamisch eng (Δ v ≈ 50 m/s) und sie haben eine hellrote Farbe; die Färbung ist sowohl im sichtbaren als auch im nahen Infrarotbereich homogen.
    • Die Inuit-Gruppe teilt sich eine durchschnittliche Neigung von 46°. Ihre Bahnen sind weit gestreut (Δ v ≈ 350 m/s), aber sie sind physikalisch homogen und haben eine hellrote Färbung.
  • Retrograde Satelliten
    • Die nordische Gruppe wird hauptsächlich zu Namenszwecken definiert; die Bahnparameter sind sehr weit gestreut. Unterteilungen wurden untersucht, einschließlich
      • Die Phoebe- Gruppe teilt sich eine durchschnittliche Neigung von 174°; auch diese Untergruppe ist weit gestreut und kann weiter in mindestens zwei Untergruppen unterteilt werden
      • Die Skathi- Gruppe ist eine mögliche Untergruppe der nordischen Gruppe

Unregelmäßige Satelliten von Uranus und Neptun

Unregelmäßige Satelliten von Uranus (grün) und Neptun (blau) (ohne Triton). Zur Erläuterung siehe Jupiter-Diagramm
Planet r min
Jupiter 1,5 km
Saturn 3 km
Uranus 7 Kilometer
Neptun 16 km

Nach derzeitigem Kenntnisstand ist die Zahl der irregulären Satelliten, die Uranus und Neptun umkreisen, kleiner als die von Jupiter und Saturn. Es wird jedoch angenommen, dass dies einfach auf Beobachtungsschwierigkeiten aufgrund der größeren Entfernung von Uranus und Neptun zurückzuführen ist. Die Tabelle rechts zeigt den minimalen Radius (r min ) von Satelliten, der mit der aktuellen Technologie erkannt werden kann, unter der Annahme einer Albedo von 0,04; daher gibt es mit ziemlicher Sicherheit kleine Uran- und Neptun-Monde, die noch nicht gesehen werden können.

Aufgrund der geringeren Zahlen sind statistisch signifikante Rückschlüsse auf die Gruppierungen schwierig. Ein einzelner Ursprung für die retrograden Irregulären von Uranus erscheint unwahrscheinlich angesichts einer Streuung der Bahnparameter, die einen hohen Impuls (Δ v ≈ 300 km) erfordern würde , was einen großen Durchmesser des Impaktors (395 km) impliziert, der wiederum mit der Größenverteilung der Fragmente. Stattdessen wurde über die Existenz von zwei Gruppierungen spekuliert:

Diese beiden Gruppen unterscheiden sich (mit 3σ Vertrauen) in ihrer Entfernung von Uranus und in ihrer Exzentrizität. Diese Gruppierungen werden jedoch nicht direkt durch die beobachteten Farben unterstützt: Caliban und Sycorax erscheinen hellrot, während die kleineren Monde grau sind.

Für Neptun wurde ein möglicher gemeinsamer Ursprung von Psamathe und Neso festgestellt. Angesichts der ähnlichen (grauen) Farben wurde auch vorgeschlagen, dass Halimede ein Fragment von Nereide sein könnte. Die beiden Satelliten hatten eine sehr hohe Kollisionswahrscheinlichkeit (41%) über das Alter des Sonnensystems.

Erkundung

Entferntes Cassini- Bild von Himalia

Bis heute sind die einzigen irregulären Satelliten, die von einer Raumsonde besucht wurden, Triton und Phoebe , die größten der irregulären Satelliten von Neptun bzw. Saturn. Triton wurde von abzubildenden Voyager 2 im Jahr 1989 und Phoebe von der Cassini - Sonde im Jahr 2004 Voyager 2 auch ein fernes Bild von Nuptune des gefangene Nereide 1989 und Cassini gefangen ein ferne, Bild mit niedriger Auflösung von Jupiters Himalia im Jahr 2000. New Horizons erfaßt niedrig -Auflösende Bilder von Himalia und Elara des Jupiter im Jahr 2007. Es ist nicht geplant, in Zukunft irgendwelche irregulären Satelliten zu besuchen.

Galerie

Verweise

Externe Links