Obre el menú principal

Canvis

Sense canvi de mida ,  fa 3 mesos
m
bot: -en certa mesura +en certa manera
Existeixen dues teories principals respecte als troians. La primera suggereix que els troians es formaren a la mateixa regió del [[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 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'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–manera– 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'aquests pugui travessar l'òrbita de la Terra.<ref name="Jewitt2004"/>
 
=== 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 s'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 mesuramanera, 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 s'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]]s 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" />
1.112.180

modificacions