Gruppo di Pasifae

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Il diagramma mostra i satelliti di Giove nelle vicinanze di Pasifae

Il gruppo di Pasifae è composto dai satelliti naturali di Giove i cui parametri orbitali si avvicinano a quelli del capostipite del gruppo, Pasifae, appunto. I semiassi maggiori delle orbite di questi satelliti vanno da 22,8 a 24,1 milioni di km (similmente al gruppo di Carme), le loro inclinazioni orbitali da 144,5° a 158,3°, le loro eccentricità da 0,25 a 0,43; il loro moto è retrogrado.

L'Unione Astronomica Internazionale riserva i nomi terminanti in -e per tutti i satelliti retrogradi di Giove, inclusi i membri di questo gruppo.

Componenti[modifica | modifica wikitesto]

I membri del gruppo, in ordine di distanza da Giove, sono:

Membri principali[modifica | modifica wikitesto]

I parametri orbitali per i principali membri del gruppo sono (il segno meno davanti al periodo indica che l'orbita è retrograda):[1]

Nome Diametro
(km)
Periodo
(giorni)
Note
Pasifae 57,8 −722,34 il membro di maggiori dimensioni e prototipo del gruppo
Sinope 35 −777,29 colore rosso
Calliroe 9,6 −787,43 colore rossastro
Megaclite 5 −747,09 colore rossastro
Autonoe 4 −719,01
Euridome 3 −722,59
Sponde 2 −734,89

Origine[modifica | modifica wikitesto]

Si ritiene che il gruppo di Pasifae si sia formato quando Giove ha catturato un asteroide che si è successivamente frammentato in seguito a una collisione. L'asteroide progenitore non sembra essere stato fortemente perturbato da questo impatto: si calcola che il corpo celeste originario avesse un diametro di 60 km e una massa simile a quella di Pasifae, che ha il 99% della massa originaria dell'asteroide.[2] Tuttavia, se Sinope fa effettivamente parte del gruppo, allora il rapporto di massa di Pasifae diventa dell'87%. Alcuni autori non includono Sinope nel gruppo.[3]

A differenza dei gruppi di Carme e di Ananke, l'ipotesi di un'origine conseguente a un singolo impatto non è accettata da tutti gli studiosi. Nel gruppo di Pasifae i membri hanno semiassi simili, ma le inclinazioni orbitali sono molto disperse. Lo studio di Nesvorny, include solo Megaclite nel gruppo di Pasifae. Tuttavia la risonanza secolare, che è nota sia per Pasifae che Sinope, potrebbe contribuire alla forma dell'orbita e fornire una spiegazione per la dispersione post-collisionale degli elementi orbitali.[4]

Una proposta alternativa ipotizza che Sinope non faccia parte dei residui della collisione originaria e sia stato invece catturato successivamente.[5] La differenza di colore tra questi corpi celesti (grigio per Pasifae, rosso chiaro per Calliroe e Megaclite) suggerisce anche un'origine complessa rispetto a un singolo evento collisionale.[5]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  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). (PDF) (archiviato dall'url originale il 14 giugno 2007).
  2. ^ Scott S. Sheppard e Jewitt, David C., An abundant population of small irregular satellites around Jupiter, in Nature, vol. 423, n. 6937, 5 maggio 2003, pp. 261–263, Bibcode:2003Natur.423..261S, DOI:10.1038/nature01584, PMID 12748634.
  3. ^ David Nesvorný, Jose L. A. Alvarellos, Luke Dones, and Harold F. Levison, Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites, The Astronomical Journal,126 (2003), pages 398–429. (pdf) (PDF).
  4. ^ David Nesvorný, Cristian Beaugé, and Luke Dones Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 Full text. (PDF).
  5. ^ a b Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare; Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint.
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