Obre el menú principal

Canvis

cap resum d'edició
[[Fitxer:Asteroid Belt ca.svg|300px|thumb|Imatge dels asteroides troians davant i darrere [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] al llarg del seu camí orbital. També es mostra el cinturó principal d'asteroides entre les òrbites de [[Mart (planeta)|Mart]] i Júpiter.]]
Els '''asteroides troians''' són un grup d'[[asteroides]] que comparteixen òrbita amb un [[planeta]] o satèl·lit major a l'entorn dels [[punts de Lagrange]] estables L<sub>4</sub> i L<sub>5</sub> (punts troians), els quals estan situats aproximadament a 60° al davant i a 60° al darrere del planeta en la seva òrbita, respectivament. Els asteroides troians estan distribuïts en dues regions allargades i corbades al voltant d'aquests punts de Lagrange, amb una mitjana de [[semieix major]] d'unes 5,2 [[unitat astronòmica|UA]].<ref name="Yoshida2005"/> El primer asteroide troià de l'[[òrbita de la Terra]], anomenat [[2010 TK7|''2010 TK7'']], es descobrí l'any 2010 i es féu públic l'any 2011.
 
Generalment, el terme «''asteroide troià»'' es refereix als asteroides troians de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], que en constitueixen la gran majoria, encara que també se n'han trobat alguns a les òrbites de [[Mart (planeta)|Mart]] i [[Neptú (planeta)|Neptú]].<ref>{{ref-publicació |títol= McGraw-Hill Concise Encyclopedia of Science and Technology|url= http://www.answers.com/topic/trojan-asteroid|consulta= 16-12-2009|exemplar= 5a|data= 2004|publicació= McGraw-Hill Professional|llengua= anglès|isbn= 978-0071429573 |capítol= Trojan asteroids}}</ref> AAmb data de març de 2012, el nombre de troians coneguts superava els 5.253, dels quals només 10 no pertanyien a Júpiter.<ref name="IAU">{{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Trojans.html|títol= IAU Minor Planet Center|consulta= 18-12-2009|autor= Unió Astronòmica Internacional}}</ref><ref name=count>{{ref-web|títol=Trojan Minor Planets |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Trojans.html |editor=Minor Planet Center|consulta= 19 març 2012}}</ref> El nom que reben és en honor dels herois de les [[guerres troianes]]: els asteroides situats en el punt L<sub>4</sub>, que precedeixen a Júpiter, reberen els noms dels guerrers grecs –d'aquí ve que se'ls coneguin com els «''grecs»''–, mentre que els que segueixen a Júpiter, en el punt L<sub>5</sub>, reberen noms dels defensors de la ciutat de [[Troia]] –per això familiarment se'ls designa com els «''troians»''.
 
Els asteroides troians no es comporten com un núvol d'objectes amuntegats en els seus punts de libració, a manera de núvol, sinó que mostren òrbites allargades en forma de «"gota»". Els seus moviments són una combinació entre el període d'11,856525 anys de Júpiter i un altre període llarg, de 150 a 200 anys de duració. L'asteroide troià més gran conegut és [[(624) Hèctor]].
 
El primer troià, [[(588) Aquil·les]], fou descobert el [[1906]] per l'astrònom alemany [[Max Wolf]]. Es creu que el nombre total de troians de Júpiter majors d'un 1 km ronda el milió, una quantitat similar al nombre d'asteroides del [[cinturó d'asteroides|cinturó principal]] de la mateixa grandària. Igual que en aquest, els troians formen [[família d'asteroides|famílies d'asteroides]].
El terme «''asteroide troià»'' a vegades s'usa per a referir-se a cossos que orbiten amb relacions semblants respecte al [[Sol]] i Mart o respecte a Saturn i algun dels seus satèl·lits, com [[Dione (satèl·lit)|Dione]] (vegeu ''[[satèl·lit troià]]'').
== Història observacional ==
[[Fitxer:Asteroid Belt Around Sun Sized Star.jpg|thumb|right|La detecció d'asteroides troians ha anat augmentant mitjançant l'avanç tecnològic.]]
L'any 1772, el matemàtic [[Joseph-Louis Lagrange]], en els seus estudis sobre el [[problema restringit dels tres cossos]], predigué que un cos petit que compartís òrbita amb un planeta quedaria atrapat en els punts situats a 60° de la línia que uneix el Sol i el planeta.<ref name="Nicholson1961">{{ref-publicació |autor= Nicholson, Seth B.|data= 1961|títol= The Trojan Asteroids|publicació= Astronomical Society of the Pacific Leaflets|volum= 8|pàgines= 239|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1961aspl....8..239N|consulta= 18-12-2009}}</ref> El cos atrapat realitzaria lentament un moviment de [[libració]] al voltant del punt exacte d'equilibri, descrivint una [[òrbita de ferradura]].<ref name="Marzari2002">{{ref-publicació |autor= Marzari, F.; Scholl, H.; Murray, C.; Lagerkvist, C.|data= 2002|títol= Origin and Evolution of Trojan Asteroids|publicació= Asteroids III|pàgines= 725-738|url= http://www.lpi.usra.edu/books/asteroidsiii/pdf/3007.pdf |consulta= 18-12-2009}}</ref> Aquests punts són coneguts com els [[punts de Lagrange|''punts de Lagrange'']] ''L<sub>4</sub> i L<sub>5</sub>''.<ref name="Jewitt2000">{{ref-publicació |autor= Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X.|data= 2000|títol= Population and Size Distribution of Small Jovian Trojan Asteroids|publicació= The Astronomical Journal|volum=120|exemplar=2|pàgines= 1140-1147|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2000aj....120.1140J||doi=10.1086/301453|consulta= 18-12-2009}}</ref>{{#tag:ref|Els altres tres punts –L<sub>1</sub>, L<sub>2</sub> i L<sub>3</sub>– són inestables.<ref name=Marzari2002/>|group=nota}} No obstant això, no s'observaren asteroides atrapats en aquests punts fins a més d'un segle després de la hipòtesi formulada per Lagrange: els primers a descobrir-se foren els de Júpiter.<ref name="Nicholson1961" />
 
Actualment es creu que [[Edward Emerson Barnard|E. E. Barnard]] féu la primera observació d'un asteroide troià l'any 1904, encara que la importància de la seva observació no fou apreciada en el seu moment: Barnard cregué que havia vist [[Febe (satèl·lit)|Febe]], satèl·lit de [[Saturn (planeta)|Saturn]], que en aquell moment estava a només dos minuts d'arc de l'asteroide, o fins i tot una [[estrella]].<ref name="Marsden1999">{{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iau/pressinfo/TheFirstTrojanObs.html|títol= The Earliest Observation of a Trojan|consulta= 18-12-2009|autor= Marsden, Brian G.|editor = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA)|data = 1999}}</ref> La identitat del punt que Barnard observà no fou compresa fins que es feren suficients observacions per a traçar l'òrbita del troià [[(12126) 1999 RM11|(12126) 1999 RM<sub>11</sub>]], un objecte que fou redescobert el 1999.<ref name="Marsden1999"/>
Al febrer de 1906, l'astrònom alemany [[Maximilià Franz Joseph Cornelius Wolf|Max Wolf]] descobrí un [[asteroide]] en el [[punt de Lagrange]] L<sub>4</sub> del sistema [[Sol]]-[[Júpiter (planeta)|Júpiter]] i l'anomenà [[(588) Aquil·les|''(588) Aquil·les'']]: el mític [[Aquil·les]] és un dels herois la ''[[Ilíada]]'' d'[[Homer]].<ref name="Nicholson1961" /> En els anys 1906–1907, es descobriren dos asteroides troians [[Júpiter (planeta)|jovians]] més, per part de l'astrònom també alemany [[August Kopff]]: [[(624) Hèctor]] i [[(617) Pàtrocle]].<ref name=Nicholson1961/> Hèctor, igual que Aquil·les, pertany al punt lagrangià L<sub>4</sub> ("al davant" del planeta en la seva òrbita), mentre que Pàtrocle es convertí en el primer asteroide conegut que pertanyia al punt lagrangià L<sub>5</sub> ("al darrere" del planeta).<ref name="Einarsson1913">{{ref-publicació |cognom=Einarsson|nom=Sturla|títol=The Minor Planets of the Trojan Group |data=1913 |publicació=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volum=25|pàgines=131–3|bibcode=1913PASP...25..131E|doi=10.1086/122216 |llengua=anglès}}</ref> El 1938 ja es coneixien 11 troians.<ref name="Wyse1938">{{ref-publicació |autor= Wyse, A.B.|data= 1938|títol= The Trojan Group|publicació= Astronomical Society of the Pacific Leaflets|volum= 3|pàgines= 113|consulta= 18-12-2009 |url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1938aspl....3..113W }}</ref> Aquest númeronombre es va incrementar tan sols fins a 14, aamb data de 1961.<ref name="Nicholson1961" /> AAmb data d'abril de 2010, es coneixien a Júpiter 2.600 troians en L<sub>4</sub> i 1.470 en L<sub>5</sub>,<ref>{{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/jupitertrojans.html|títol= List Of Jupiter Trojans|consulta= 18-12-2009|autor= Unió Astronòmica Internacional|arxiuurl=https://archive.is/Tg0Wo|arxiudata=2013-04-22}}</ref> i el ritme alen qualquè es descobreixen augmenta gràcies a la millora i el desenvolupament dels instruments: aamb data de gener del 2000, se n'havien descobert 257,<ref name="Jewitt2000"/> mentre que al maig del 2003 la xifra havia ascendit fins a 1.600.<ref name="Fernandez2003">{{ref-publicació |autor= Fernández, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.|data= 2003|títol= The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids|publicació= The Astronomical Journal|volum= 126|exemplar=3|pàgines= 1563-1574|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003aj....126.1563F|doi=10.1086/377015|consulta= 18-12-2009}}</ref>
 
El 1990, es descobrí el primer troià en un planeta diferent de Júpiter: [[(5261) Eureka]], un troià que pertany a [[Mart (planeta)|Mart]].<ref name="Bowell1991">{{ref-publicació |autor= Bowell, Edward|data= 1991|títol= The 1990 MB: The first Mars Trojan |publicació= NASA, Reports of Planetary Astronomy|pàgines= 147|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1991plas.rept..147B|consulta= 20-12-2009}}</ref> Més tard, el 2001, es trobà el primer troià de [[Neptú (planeta)|Neptú]]: [[2001 QR322]].<ref name="NOAO_Nep" /> Fins al juliol del 2004 hi havia 1.679 asteroides troians coneguts: 1.051 en L<sub>4 </sub> i 628 en L<sub>5 </sub>. N'hi ha molts altres massa xicotets per a ser vists amb els instruments actuals. El troià més gran és [[(624) Héctor]], que mesura 370 × 195 km.
 
<center><gallery>
 
== Nomenclatura ==
La nomenclatura de tots els asteroides dels punts L<sub>4</sub> i L<sub>5</sub> de Júpiter en honor dels herois mítics de la [[Guerra de Troia]] fou proposada per [[Johann Palisa]] de [[Viena]], que fou el primer que calculà de manera acurada les seves òrbites.<ref name=Nicholson1961/> Els asteroides del grup L<sub>4</sub> són anomenats en honor als herois grecs (per això es coneixconeixen com «''node grec»'' o «''grup d'Aquil·les»'', i els que es troben al punt L<sub>5</sub> són anomenats en honor als herois de [[Troia]] («''node troià»'').<ref name=Nicholson1961/> Cal notar que [[(617) Pàtrocle]] fou anomenat abans que es decidís la regla dels grecs/troians, per la qual cosa aquest nom grec apareix al node troià; a més, el node grec també té un asteroide «mal col·locat», [[(624) Hèctor]], anomenat en honor a un heroi troià.<ref name=Wyse1938/>
 
Amb el temps, el terme «''asteroide troià»'', aplicat originalmentoriginàriament només a Júpiter, s'aplica de manera més general a qualsevol cos que ocupa els punts triangulars de Lagrange de qualsevol sistema. Per exemple, el planeta [[Mart (planeta)|Mart]] té l'asteroide [[(5261) Eureka]] com a troià, o el satèl·lit de Saturn [[Dione (satèl·lit)|Dione]] té [[Helena (satèl·lit)|Helena]] en el lloc L<sub>4</sub> (grec) i [[Pòl·lux (satèl·lit)|Pòl·lux]] en el lloc L<sub>5</sub> (troià).
 
== Origen i evolució ==
Existeixen dues teories principals respecte als troians. La primera suggereix que els troians es formaren a la mateixa regió del [[Sistema Solar|sistema solar]] que [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] i s'incorporaren a la seva òrbita quan el planeta encara es trobava en formació. L'última etapa de la formació de Júpiter involucrà un creixement descontrolat de la seva [[massa]] a causa de l'[[acreció]] de grans quantitats d'[[hidrogen]] i [[heli]] del [[disc protoplanetari]]; durant aquest creixement, que es va perllongar solament uns 10.000 anys, la massa de Júpiter es multiplicà per deu. Els [[planetesimal]]s que tenien òrbites properes a les de Júpiter foren capturats pel [[camp gravitatori]] cada vegada més intens del planeta gegant. El mecanisme de captura era molt eficient, ja que, segons la teoria, foren atrapats al voltant del 50 per cent dels planetesimals restants. No obstant això, aquesta hipòtesi presenta dos problemes de gran importància: el nombre de cossos atrapats excedeix en [[Ordre de magnitud|quatre ordres de magnitud]] la població de troians observada, i els asteroides troians actuals posseeixentenen [[inclinació orbital|inclinacions orbitals]] majors que les predites pel model.<ref name="Marzari2002" /> Tanmateix, les simulacions realitzades sobre aquest escenari mostren que aquest mètode de formació inhibiria la creació de troians similars al voltant de [[Saturn (planeta)|Saturn]], la qual cosa concorda perfectament amb les observacions.<ref>{{ref-publicació |autor= Marzari, F.; Scholl, H.|data= 1998|títol= The growth of Jupiter and Saturn and the capturi of Trojan|publicació= Astronomy and Astrophysics|volum= 339|pàgines= 278-285|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1998a%26A...339..278M |consulta= 19-12-2009}}</ref><ref>{{ref-publicació |autor= Marzari, F. i Scholl, H.|data= 1998|títol= Capturi of Trojans by a Growing Proto-Jupiter|publicació= Icarus|volum= 131|exemplar= 1|pàgines= 41-51|doi = 10.1006/icar.1997.5841|consulta= 19-12-2009}}</ref><ref>{{ref-publicació |autor= Fleming, H.J.; Hamilton, D.P.|data= 2000|títol= On the origin of the Trojan asteroids: Effects of Jupiter's mass accretion and radial migration|publicació= Icarus|volum= 148|exemplar= 2|pàgines= 479-493|url = http://arxiv.org/ps_cache/astro-ph/pdf/0007/0007296v1.pdf|doi = 10.1006/icar.2000.6523|consulta= 19-12-2009}}</ref>
 
La segona teoria, part del [[model de Niça]], proposa que els troians foren capturats durant la [[migració planetària]], la qual succeí entre 500 i 600 milions d'anys després de la formació del sistema solar. La migració fou provocada pel pas de Júpiter i Saturn a través de la [[ressonància orbital]] 1:2. Quan això ocorregué, [[Urà (planeta)|Urà]] i [[Neptú (planeta)|Neptú]] –així com Saturn en certa mesura– es mogueren cap a l'exterior, mentre que Júpiter ho féu lleugerament cap a l'interior. Aquesta migració de planetes gegants desestabilitzà el [[cinturó de Kuiper]] principal, el qual expulsà milions d'objectes cap a l'interior del sistema solar, que s'acumularen i formaren els troians que s'observen actualment. A més, la combinació de les influències gravitatòries dels planetes hauria pertorbat qualsevol troià existent amb anterioritat.<ref name="Levison2008">{{ref-publicació |autor= Levison, H.F. ''et al.''|data= 2008|títol= Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune|publicació= Icarus|volum= 196|exemplar= 1|pàgines= 258-273|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2008icar..196..258L|doi = 10.1016/j.icarus.2007.11.035|consulta= 19-12-2009}}</ref><ref name="Morbidelli2005">{{ref-publicació |autor= Morbidelli, A.; Levison, H.F.; Tsiganis, K.; Gomes R.|data= 2005|títol= Chaotic capturi of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System|publicació= Icarus|volum= 435|exemplar= 7041|pàgines= 462-465|url= http://www.oca.eu/michel/publigroupe/morbynature2005.pdf|doi = 10.1038/nature03540|consulta= 19-12-2009}}</ref>
 
El futur a llarg termini dels troians resta encara obert, ja que multitud de ressonàncies febles amb Júpiter i Saturn podrien provocar un comportament caòtic amb el temps.<ref>{{ref-publicació |autor= Robutel, P.; Gabern, F.; Jorba, A.|data= 2005|títol= The Observed Trojans and the Global Dynamics Around The Lagrangian Points of the Sun―Jupiter System|publicació= Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy|volum= 92|exemplar= 1-3|pàgines= 53-69|url = http://www.cds.caltech.edu/gabern/preprints/osterreich.pdf|doi = 10.1007/s10569-004-5976-i|consulta= 19-12-2009}}</ref> A més, els fragments expulsats de les col·lisions entre troians redueixen lentament la seva població. Les simulacions mostren que aproximadament un 17 per cent dels troians inicials de Júpiter són inestables, per la qual cosa hagueren de ser expulsats en algun moment del passat.<ref>{{ref-publicació |autor= Tsiganis, K.; Varvoglis, H.; Dvorak, R.|data= 2005|títol= Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans |publicació= Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy|volum= 92|exemplar= 1-3|pàgines= 71-87|doi = 10.1007/s10569-004-3975-7|consulta= 19-12-2009}}</ref> Aquests troians expulsats podrien convertir-se temporalment en satèl·lits de Júpiter o en [[Cometa periòdic|cometes periòdics de Júpiter]]; això últim podria succeir si s'aproximen al Sol i la seva superfície de [[gel]] comença a evaporar-se.<ref name="Jewitt2004">{{ref-publicació |autor= Levison, H.F.; Shoemaker, I.M.; Shoemaker, C.S.|data= 1997|títol= Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids|publicació= Nature|volum= 385|exemplar= 6611|pàgines= 42-44|doi = 10.1038/385042a0|consulta= 19-12-2009}}</ref> Levison i els seus col·laboradors creuen que podrien estar viatjant pel sistema solar prop de 200 troians expulsats de diàmetre major que 1 km, i que és molt poc probable que algun d'ellsaquests pugui travessar l'òrbita de la Terra.<ref name="Jewitt2004"/>
 
== Nombre i masses ==
|amplada2= 250
| alt2 =
|peu2= Representació dels cinc [[punt de Lagrange|punts lagrangians]], en particular de L<sub>4</sub> i L<sub>5</sub>, punts en els quals se situen els asteroides troians.
}}
Les estimacions del nombre total de troians es basen en estudis profunds d'àrees petites del cel.<ref name="Yoshida2005">{{ref-publicació |autor= Yoshida, F.; Nakamura, T.|data= 2005|títol= Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids|publicació= The Astronomical Journal|volum= 130|exemplar= 6|pàgines= 2900-2911|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2005aj....130.2900I|doi= 10.1086/497571|consulta= 18-12-2009}}</ref> Es creu que el grup L<sub>4</sub> podria contenir entre 160.000 i 240.000 asteroides de diàmetre major de 2 km i al voltant de 600.000 de diàmetre major d'1 km.<ref name="Yoshida2005"/><ref name="Jewitt2000" /> Si el grup L<sub>5</sub> contingués una quantitat similar d'asteroides, el nombre total de troians de diàmetre major que 1 km superaria el milió. Aquests nombres són comparables als del [[cinturó principal d'asteroides]].<ref name="Yoshida2005"/> S'estima que la suma de les masses de tots els troians és 0,0001 vegades la massa de la [[Terra]], o una cinquena part de la massa del cinturó principal.<ref name="Jewitt2000" /> Probablement, es coneixen tots els troians de [[magnitud absoluta]] de fins a 9,0.<ref name="Jewitt2004"/> El nombre de troians observats al voltant del punt L<sub>4</sub> és lleugerament superior als del punt L<sub>5</sub>; no obstant això, com que la variació del nombre dels troians més brillants és escassa, aquesta disparitat probablement es deu a l'existència de biaixos en l'observació.<ref name="Jewitt2004"/> Tanmateix, alguns models indiquen una estabilitat lleugerament major en el grup L<sub>4</sub>.<ref name="Marzari2002" />
 
El troià de major grandària és [[(624) Héctor]], el qual té un radi de 101,5 ± 1,8 km.<ref name="Fernandez2003" /> Existeixen pocs troians la grandària dels quals sigui molt més gran que la mitjana de la població. Per sota d'un radi de 42 km, el nombre de troians creix molt ràpidament, molt més que en el cinturó principal. Aquesta xifra correspon a una magnitud absoluta de 9,5, assumint ununa [[albedo]] (quantitat de radiació reflectida) del quatre per cent. En el rang entre 4,4 i 40 km de radi, la distribució de les grandàries dels troians és similar a la del cinturó principal. Com que l'observació no proporciona dades, es desconeix la massa dels troians de menor grandària,<ref name="Marzari2002" /> els quals es creu que són els productes de col·lisions entre troians majors.<ref name="Jewitt2004"/>
 
== Òrbites ==
Els troians de Júpiter tenen òrbites de radis compresos entre 5,05 [[Unitat Astronòmica|UA]] i 5,35 UA, amb un [[semieix major]] mitjà de 5,20 ± 0,15 UA, i estan distribuïts en regions allargades i corbes al voltant dels dos punts lagrangians;<ref name="Yoshida2005"/> cada grup s'estén 26° al llarg de l'òrbita de Júpiter, la qual cosa suma un total de 2,5 UA.<ref name="Jewitt2000"/> L'amplària de cada grup és similar a la de dos radis de l'[[esfera de Hill]], la qual cosa en el cas de Júpiter suma unes 0,6 UA.<ref name="Marzari2002" /> Molts troians de Júpiter tenen [[inclinació orbital|inclinacions orbitals]] (relatives al pla orbital del planeta) de més de 40°.<ref name="Jewitt2000"/>
 
Els troians no mantenen una distància fixa respecte al planeta, sinó que pateixen lentament una [[libració]] al voltant dels seus respectius punts d'equilibri i varien així la seva distància amb Júpiter de manera periòdica. El període mitjà d'aquesta libració és d'uns 150 anys i la seva amplitud mitjana és de 33° (varia entre valors tan distanciats com 0,6° i 88°).<ref name="Marzari2002" /> Els troians segueixen generalment unes òrbites al voltant dels punts lagrangians denominades [[trajectòria de capgròs|''trajectòries de capgròs'']].<ref name="Jewitt2000"/> Les simulacions mostren que els troians podrien seguir trajectòries fins i tot més complicades si es moguessin des d'un punt lagrangià a un altre; aquestes òrbites reben el nom de [[trajectòria de ferradura|''trajectòries de ferradura'']], encara que fins ara no es coneix cap troià que tingui òrbites d'aquest tipus.<ref name="Marzari2002" />
 
=== Famílies dinàmiques i asteroides binaris ===