Viquipèdia

Asteroide troià: diferència entre les revisions

Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
m bot: -s +gravacions
m Bot: Revertit a la revisió 16830091 per Jaumellecha el 2016-04-23T12:24:51Z
Línia 8:
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 gravacionss'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|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]]'' ''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 gravacionss'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 traçar l'òrbita del troià [[(12126) 1999 RM11|(12126) 1999 RM<sub>11</sub>]], un objecte que fou redescobert el 1999.<ref name="Marsden1999"/>
Línia 29:
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 coneixen 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 originàriament només a Júpiter, gravacionss'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 gravacionss'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]]gravacionss 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 tenen [[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'gravacionss 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 gravacionss'acumularen i formaren els troians que gravacionss'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'gravacionss 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 gravacionss'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'gravacionss 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'aquests pugui travessar l'òrbita de la Terra.<ref name="Jewitt2004"/>
 
== Nombre i masses ==
Línia 66:
== Òrbites ==
[[Fitxer:AnimatedOrbitOf624Hektor.gif|thumb|upright=1.2|Comparació de l'òrbita de [[(624) Héctor|(624) Hèctor]] (blava) respecte de la de Júpiter (vermella)]]
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 gravacionss'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 ===
La determinació de [[família dinàmica|famílies dinàmiques]] d'asteroides en el grup dels troians és més complicada que en el cinturó principal perquè els troians estan tancats en un rang possible de posicions molt menor. Això significa que els cúmuls dinàmics tendeixen a superposar-se amb el gruix del grup i se'ls perd fàcilment la pista. No obstant això, durant el 2003 gravacionss'identificaren més d'una desena de famílies dinàmiques. Les famílies de troians són més petites en grandària que les del cinturó principal; la família de major grandària coneguda és el [[grup Menelau]], que conté només vuit membres.<ref name="Jewitt2004"/>
 
El 2001, [[(617) Pàtrocle]] fou el primer troià identificat com a [[satèl·lit asteroidal|asteroide binari]].<ref>{{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iauc/07700/07741.html#Item2|títol= IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2|consulta= 19-12-2009|autor= Merline, W.J. ''et al.''|data= 2001|editor= UAI}}</ref> L'òrbita d'aquest asteroide binari (650 km) és molt més petita que l'[[esfera de Hill]] primària (35.000 km).<ref name="Marchis2006">{{ref-publicació |autor= Marchis, F. ''et al.''|data= 2006|títol= A low density of 0.8 g cm<sup>-3</sup> for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus|publicació= Nature|volum= 439|exemplar= 7076|pàgines= 565-567|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2006natur.439..565M|doi= 10.1038/nature04350|consulta= 19-12-2009}}</ref> L'asteroide de major grandària, [[(624) Héctor|(624) Hèctor]], és probablement un asteroide binari de contacte (dos asteroides que orbiten tan a prop que acaben establint contacte).<ref>{{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iauc/08700/08732.html#Item1|títol= IAUC 8732: S/2006 (624) 1; 2006ds, 2006dt|consulta= 19-12-2009|autor= Marchis, F. ''et al.''|data= 2006|editor= Unió Astronòmica Internacional}}</ref><ref name="Lacerda2007">{{ref-publicació |autor= Lacerda, Pedro; Jewitt, David C.|data= 2007|títol= Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Corbis|publicació= The Astronomical Journal|volum= 133|exemplar= 4|pàgines= 1393-1408|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2007aj....133.1393L|doi= 10.1086/511772|consulta= 19-12-2009}}</ref><ref name="Jewitt2004"/>
Línia 83:
Les propietats rotacionals dels troians no es coneixen gaire bé. L'anàlisi de les [[corba de llum|corbes de llum]] rotacionals dels 72 asteroides troians constata un període de rotació mitjà d'11,2 hores, mentre que el període mitjà dels asteroides del cinturó principal ronda les 10,6 hores. La distribució dels períodes rotacionals dels troians aparentment encaixa amb una [[distribució de Maxwell-Boltzmann]], cosa que no succeeix en els del cinturó principal a causa d'un dèficit d'asteroides amb períodes d'entre 8 i 10 hores.<ref group="nota">La [[funció de Maxwell-Boltzmann]] és <math>F=\begin{smallmatrix}\frac{1}{\sqrt{2\pi}\sigma}\exp(-(P-P_0)^2/\sigma^2)\end{smallmatrix}</math>, on <math>P_0</math> és el període de rotació mitjà i <math>\sigma</math> és la [[mesures de dispersió|dispersió]] dels períodes.</ref> La distribució de Maxwell-Boltzmann dels períodes rotacionals dels troians podria indicar que han sofert una evolució de col·lisió més accentuada que els del cinturó principal.<ref name="Barucci2002">{{Ref-llibre |autor= Barucci, M. A.; Cruikshank, D. P.; Mottola, S.; Lazzarin, M.|títol= Asteroids III |consulta= 20-12-2009|data= 2002|publicació= University of Arizona Press|llengua= anglès |pàgines= 273-287|capítol= Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids|urlcapítulo= http://www.lpi.usra.edu/books/asteroidsiii/pdf/3001.pdf}}</ref>
 
No obstant això, el 2008 gravacionss'analitzaren les [[corba de llum|corbes de llum]] d'una mostra de deu troians i es trobà una [[mitjana (estadística)|mitjana]] del període de rotació de 18,9 hores. La discrepància d'aquest valor és significativa respecte al període de rotació per als asteroides del cinturó principal de la mateixa grandària (11,5 hores). La diferència podria donar-se pel fet que els troians tenen una [[densitat]] mitjana major, la qual cosa implicaria que es formaren en el [[cinturó de Kuiper]].<ref>{{ref-publicació |autor= Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa, J.; Hoogeboom, Kathleen M.|data= 2008|títol= Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids |publicació= Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers|volum= 35|exemplar= 2|pàgines= 82-84|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2008mpbu...35...82M|consulta= 20-12-2009}}</ref>
 
=== Composició ===
[[Espectre d'emissió|Espectroscòpicament]], els troians de Júpiter són principalment asteroides de tipus D, els quals són predominants a les regions externes del cinturó principal.<ref name="Jewitt2004"/> Altres tipus representatius en són els asteroides [[asteroides tipus-C|tipus C]] o tipus P.<ref name="Barucci2002" /> Els seus espectres solen ser vermellosos (emeten radiació en [[longitud d'ona|longituds d'ona]] llargues) o neutres i freturoses de trets distintius.<ref name="Fernandez2003"/> Les proves de la presència d'[[aigua]] o de [[matèria orgànica]] són poc sòlides, i només l'asteroide [[(4709) Enomo]] podria contenir aigua en el seu interior, en forma de [[gel]]. La presència de matèria orgànica només gravacionss'ha evidenciat en els troians [[(911) Agamèmnon]] i [[(617) Pàtrocle]].<ref>{{ref-publicació |autor= Yang, Bin; Jewitt, David|data= 2007|títol= Spectroscopic Search for Water Hissi on Jovian Trojan Asteroids|publicació= The Astronomical Journal|volum= 134|exemplar= 1|pàgines= 223-228|url= http://www.iop.org/ej/article/1538-3881/134/1/223/205791.web.pdf|doi=10.1086/518368|consulta= 20-12-2009}}</ref> L'espectre d'emissió dels troians és similar al dels [[satèl·lit irregular|satèl·lits irregulars de Júpiter]] i, en certa mesura, al nucli del [[cometa]], i és diferent que el dels objectes del cinturó de Kuiper.<ref name="Yoshida2005"/><ref name="Jewitt2004"/> L'espectre dels troians gravacionss'explica molt bé com una composició de gran quantitat de material ric en carboni ([[carbó vegetal]]), gel d'aigua<ref name="Jewitt2004"/> i possiblement [[silicat]]gravacionss rics en [[magnesi]].<ref name="Barucci2002" /> La composició dels troians és uniforme, amb poca o nul·la diferenciació entre els dos grups.<ref>{{ref-publicació |autor= Dotto, I. ''et al.''|data= 2006|títol= The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families|publicació= Icarus|volum= 183|exemplar= 2|pàgines= 420-434|doi=10.1016/j.icarus.2006.02.012|consulta= 20-12-2009}}</ref>
 
El 2006, un equip de l'[[observatori Keck]] de [[Hawaii]] anuncià que la densitat de l'asteroide binari [[(617) Pàtrocle]] era menor que la del gel (0,8 g/cm³), la qual cosa suggereix que l'asteroide i possiblement molts altres troians tenen grandàries i composicions més similars als [[cometa|cometes]] o objectes del cinturó de Kuiper (gel amb una capa de pols al seu voltant) que als asteroides del cinturó principal.<ref name="Marchis2006" /> D'aquesta manera, la densitat del troià [[(624) Héctor|(624) Hèctor]], determinada a partir de la seva corba de llum rotacional (2,480 g/cm³), és significativament major que la del troià (617) Pàtrocle. Aquesta diferència de densitats és desconcertant i indica que aquesta magnitud podria no ser un bon indicador de l'origen dels asteroides.<ref name="Lacerda2007" />
Línia 95:
El 20 de juny de 1990 es descobrí [[(5261) Eureka]], el primer asteroide troià de [[Mart (planeta)|Mart]],<ref name="Bowell1991" /> i el primer que no pertanyia a Júpiter. Es descobrí a l'[[observatori el Palomar]]. Aquest asteroide de [[asteroides (tipus espectral)|tipus A]]<ref>{{ref-publicació |autor= Rivkin, A. S. ''et al.''|data= 2003|títol= Spectroscopy and photometry of Mars Trojans|publicació= Icarus|volum= 165|exemplar= 2|pàgines= 349-354|doi = 10.1016/S0019-1035(03)00211-2|consulta= 20-12-2009}}</ref> ocupa el punt de Lagrange L<sub>5</sub> del planeta.<ref name="IAU_M">{{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/marstrojans.html|títol= List Of Martian Trojans|consulta= 20-12-2009|autor= Unió Astronòmica Internacional|arxiuurl=https://archive.is/d0uca|arxiudata=2013-04-22}}</ref>
 
A partir de llavors, i fins al 2010, gravacionss'han trobat tres altres troians de Mart: [[(101429) 1998 VF31]] (L<sub>5</sub>), [[(121514) 1999 UJ7]] (L<sub>4</sub>) i [[2007 NS2]] (L<sub>4</sub>), per ordre de descobriment. Aquests asteroides tenen [[inclinació orbital|inclinacions orbitals]] elevades.<ref name="IAU_M" /> S'han descobert altres asteroides que orbiten al voltant dels punts lagrangians, però no gravacionss'han classificat com a troians a causa de la seva gran inestabilitat, la qual provocarà que siguin expulsats en un termini màxim de 500.000 anys.<ref>{{ref-publicació |autor= Scholl, H.; Marzari, F.; Tricarico, P.|data= 2005|títol= Dynamics of Mars Trojans|publicació= Icarus|volum= 175|exemplar= 2|pàgines= 397-408|doi = 10.1016/j.icarus.2005.01.018|consulta= 20-12-2009}}</ref>
 
=== Asteroides troians de Neptú ===
{{article principal|Troià de Neptú}}
El 21 d'agost de 2001 es descobrí el primer troià de [[Neptú (planeta)|Neptú]], l'asteroide [[2001 QR322]], que fou el primer troià descobert en un planeta gegant del [[sistema solar]] diferent de Júpiter. Es trobà gràcies al projecte [[Deep Ecliptic Survey]], l'objectiu del qual era trobar objectes del [[cinturó de Kuiper]].<ref name="NOAO_Nep">{{ref-web |url= http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0302.html|títol= First Neptune Trojan Discovered|consulta= 20-12-2009|autor= National Optical Astronomy Observatory (NOAO)|data= 2003 |llengua= anglès}}</ref> Aquest troià orbita al voltant del punt lagrangià L<sub>4</sub> de Neptú amb una òrbita molt estable<ref name="IAU_Nep">{{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/neptunetrojans.html|títol= List Of Neptune Trojans|consulta= 20-12-2009|autor= Unió Astronòmica Internacional|arxiuurl=https://archive.is/6o6i8|arxiudata=2013-04-22}}</ref> i gravacionss'estima que té un diàmetre de 230 km.<ref name="NOAO_Nep" />
 
Fins al 2011 gravacionss'han descobert nou troians més: {{mpl|2001 QR|322}} (L<sub>4</sub>), {{mpl|2004 UP|10}} (L<sub>4</sub>), {{mpl|2005 TN|53}} (L<sub>4</sub>), {{mpl|2005 TO|74}} (L<sub>4</sub>), {{mpl|2006 RJ|103}} (L<sub>4</sub>), {{mpl|2007 VL|305}} (L<sub>4</sub>), {{mpl|2008 LC|18}} (L<sub>5</sub>), {{mpl|2004 KV|18}} (L<sub>5</sub>) i {{mpl|2011 HM|102}} (L<sub>5</sub>), per ordre de descobriment.<ref name="IAU_Nep" /> No obstant això, s'estima que el nombre total de troians de Neptú podria ser fins a vint vegades superior al nombre de troians de Júpiter.<ref>{{ref-web |url= http://www.space.com/scienceastronomy/070130_st_neptune_trojans.html|títol= Neptune May Have Thousands of Escorts|consulta= 20-12-2009|autor= Powell, David|data= 2007|publicació= space.com|llengua= anglès}}</ref>
 
== Notes ==
Línia 120:
 
* {{ref-publicació|cognom=Lykawka|coautors=Horner|títol=The Capture of Trojan Asteroids by the Giant Planets During Planetary Migration|nom1=P. S.|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16538.x|any=2010|publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volum=405|exemplar=1383|arxiv=1003.2137|bibcode=2010MNRAS.405.1375L}}
* [http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2012-322 NASA'gravacionss WISE Colors in Unknowns on Jupiter Asteroids] (NASA 2012-322 : October 15, 2012).
 
== Vegeu també ==
Línia 137:
* {{ref-web |url= http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Trojans.html|títol= Trojan Minor Planets|autor= [[Unió Astronòmica Internacional]]}}
* {{ref-web |url= http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html|títol= The Trojan Page|autor= Sheppard, Scott |llengua = anglès}}
* [http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2012-322 NASA'gravacionss WISE Colors in Unknowns on Jupiter Asteroids] (NASA 2012-322 : October 15, 2012).
* {{ref-web|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Trojans.html|títol=Minor Planet Center'gravacionss List of Trojan Minor Planets}}
* {{ref-web|cognom=Sheppard|nom=Scott|url=http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html|títol=The Trojan Page}}
 
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/wiki/Asteroide_troià»