Asteroide troià

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Imatge dels asteroides troians davant i darrere Júpiter al llarg del seu camí orbital. També es mostra el cinturó principal d'asteroides entre les òrbites de Mart i Júpiter.

Es denomina troians a un grup d'asteroides que comparteixen òrbita amb un planeta entorn dels punts de Lagrange estables L4 i L5, els quals estan situats 60° davant i 60° darrere del planeta en la seva òrbita. Com es va definir originàriament, els asteroides troians tenen una òrbita de la qual el semieix major està entre 5,05 UA i 5,40 UA.

El primer asteroide troià a l'òrbita de la Terra, anomenat 2010 TK7, es va descobrir l'any 2010 i fet públic l'any 2011.

Generalment el terme es refereix als asteroides troians de Júpiter, que constitueixen la gran majoria, encara que també s'han trobat alguns en les òrbites de Mart i de Neptú.[1] Amb data d'abril de 2010, el nombre de troians coneguts superava els 4.000, i només 10 no pertanyen a Júpiter.[2]. El seu nom és en honor dels herois de les guerres troianes. Els situats en el punt L4, que precedeixen a Júpiter, van rebre els noms dels guerrers grecs, i d'ací que se'ls coneguen com els "grecs", mentre que els que segueixen a Júpiter, punt L5, van rebre noms dels defensors de la ciutat de Troia, i familiarment se'ls designa com els "troians".

Els 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. El major asteroide troià conegut és (624) Héctor.

El primer troià, (588) Aquil·les, es va descobrir en 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 principal de la mateixa grandària. Com en aquell, els troians formen famílies d'asteroides.

El terme 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 (veure satèl·lit troià).

Taula de continguts

Història observacional [modifica]

Els punts de Lagrange d'una òrbita planetària

En 1772 el matemàtic Joseph-Louis Lagrange, en els seus estudis sobre el problema restringit dels tres cossos, va predir 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.[3] El cos atrapat realitzaria lentament un moviment de libració al voltant del punt exacte d'equilibri descrivint una òrbita de ferradura.[4] Aquests punts es coneixen com els punts de Lagrange L4 i L5.[5][nota 1] No obstant això, no es van observar asteroides atrapats en aquests punts fins a més d'un segle després de la hipòtesi formulada per Lagrange; van ser els de Júpiter els primers a descobrir-se.[3]

Es creu ara que E. E. Barnard va fer la primera observació d'un asteroide troià, en 1904, però la importància de la seva observació no va ser apreciada en el seu moment. Es creia que havia vist un recent descobriment de Saturn el satèl·lit Febe que estava en eixe moment a només dos minuts d'arc, o inclòs una estrela.[6] La identitat del punt que Barnard va observar no va ser compresa fins que es van fer suficients observacions per a traçar l'òrbita del Troià (12126) 1999 RM 11 , un objecte que va ser redescobert en 1999. Per no comprendre el que ell estava mirant, l'observació de Barnard és ara només una curiositat històrica.[6]

Al febrer de 1906, l'astrònom alemany Max Wolf va descobrir un asteroide en el punt de Lagrange L 4 del sistema, Sol i el planeta Júpiter i el va anomenar (588) Aquil·les, el mític Aquil·les, és un dels herois la Iliada de Homer.[3] La raresa de la seva òrbita es va comprendre al cap d'uns mesos, i abans que es van descobrir molts altres asteroides en L 4 i L 5 (els punts de Lagrange que formen un triangle equilàter amb el Sol i Júpiter).[7] En el 1938, ja es coneixien 11 troians.[8] Aquest nombre es va incrementar solament a 14 en 1961.[3] Amb data d'abril de 2010 es coneixen a Júpiter 2.600 troians en L4 i 1.470 en L5,[9] però el ritme al que es descobreixen augmenta amb la millora i el desenvolupament dels instruments: en el gener del 2000 s'havien descobert 257,[5] mentre que al maig del 2003 la xifra va ascendir a 1.600.[10]

En 1990 es va descobrir el primer troià en un planeta diferent de Júpiter; (5261) Eureka, un troià pertanyent a Mart.[11] Més tard, en el 2001, es va trobar el primer troià de Neptú: 2001 QR322.[12] Fins el juliol del 2004 hi havia 1.679 asteroides troians coneguts, 1.051 en L 4 i 628 en L 5 . 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.

  • Max Wolf va descobrir el primer asteroide troià en 1906.

  • E.E. Barnard va realitzar en 1904 la primera observació registrada d'un troià.

  • Joseph-Louis Lagrange va predir en 1771 l'existència dels troians.

Nomenclatura [modifica]

Als asteroides associats a en L 4 que precedeix a Júpiter se li van donar noms associats amb la Ilíada; de fet, el punt s'anomena després com el node grec o "grup d'Aquil·les", i aquells al voltant de L 5 s'anomenen amb els herois de Troia i s'anomena el node troià. Aquest grup s'anomena a vegades asteroides de Patroclus per ser l'asteroide major encara que l'heroi Patroclus estava en el costat grec. No obstant això, (617) Patroclus va ser el primer asteroide descobert en L 5 i va rebre el seu nom abans d'inventar-se la regla de Grecs i Troians. El node grec també té un "infiltrat" l'asteroide (624) Héctor.

Els asteroides es coneixen col·lectivament com els asteroides troians. Amb el temps, este terme ha arribat a ser aplicat més generalment a qualsevol cos que ocupa els punts triangulars de Lagrange de qualsevol sistema; a més dels Troians de Júpiter. Així el planeta Mart té a l'asteroide (5261) Eureka com a troià i Neptú té un Troià l'asteroide 2001QR322. A més hi ha satèl·lits troians, al voltant de Saturn i el seu satèl·lit Tetis: (Telest ocupa el lloc L 4 i Calipso el lloc L 5 ). El satèl·lit de Saturn Dione té a Hel·lena en el lloc L 4 i a Pòl·lux en el lloc L 5 , aquesta última lluna descoberta recentment per la nau Cassini. Parlant estrictament, el terme Troià només s'aplica a aquells asteroides que ocupen els llocs L 4 i L 5 del sistema Sol-Júpiter.

Origen i evolució [modifica]

Existeixen dues teories principals respecte als troians. Una d'elles suggereix que els troians es van formar a la mateixa regió del Sistema Solar que Júpiter i es van incorporar a la seva òrbita quan el planeta encara es trobava en formació. L'última etapa de la formació de Júpiter va involucrar un creixement descontrolat de la seva massa a causa de la acreció de grans quantitats d'hidrogen i heli del disc protoplanetari; durant aquest creixement, el qual es va perllongar solament uns 10 000 anys, la massa de Júpiter es va multiplicar per deu. Els planetesimals que tenien òrbites properes a les de Júpiter van ser capturats pel camp gravitatori cada vegada més intens del planeta gegant. El mecanisme de captura era molt eficient, ja que segons la teoria van ser 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 quatre ordres de magnitud de la població de troians observada, i els asteroides troians actuals posseeixen inclinacions orbitals majors que les predites pel model.[4] No obstant això, les simulacions realitzades sobre aquest escenari mostren que aquesta manera de formació inhibiria la creació de troians similars al voltant de Saturn, la qual cosa concorda perfectament amb les observacions.[13][14][15]

La segona teoria, part del model de Niça, proposa que els troians van ser capturats durant la migració planetària, la qual va succeir 500-600 milions d'anys després de la formació del Sistema Solar. La migració va ser provocada pel pas de Júpiter i Saturn a través de la ressonància orbital 1:2. Quan això va ocórrer, Urà i Neptú, i Saturn en certa mesura, es van moure cap a l'exterior, mentre que Júpiter ho va fer lleugerament cap a l'interior. Aquesta migració de planetes gegants va desestabilitzar el cinturó de Kuiper principal, el qual va expulsar milions d'objectes cap a l'interior del Sistema Solar, els quals es van acumular i van formar els troians que s'observen actualment. A més, la combinació de les influències gravitatòries dels planetes hauria pertorbat qualsevol troià existent amb anterioritat.[16][17]

El futur a llarg termini dels troians està encara obert, ja que multitud de ressonàncies febles amb Júpiter i Saturn podrien provocar un comportament caòtic amb el temps.[18] 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 van haver de ser expulsats en algun moment del passat.[19] Aquests troians expulsats podrien convertir-se temporalment en satèl·lits de Júpiter o en cometes periòdics de Júpiter; això últim podria succeir si s'aproximen al Sol i la seva superfície de gel comença a evaporar-se.[20] Levison i els seus col·laboradors creuen que podrien estar viatjant pel Sistema Solar prop de 200 troians expulsats amb diàmetres majors a 1 km, i que és molt poc probable que algun d'ells pugui travessar l'òrbita de la Terra.[20]

Nombre i masses [modifica]

Representació dels cinc punts lagrangianos, i en particular de L4 i L5, on se situen els asteroides troians.

Les estimacions del nombre total de troians es basen en estudis profunds d'àrees limitades del cel.[21] Es creu que el grup L4 podria contenir entre 160.000 i 240.000 asteroides amb diàmetres majors de 2 km i al voltant de 600.000 amb diàmetres majors d'1 km.[21][5] Si el grup L5 contingués una quantitat similar d'asteroides, el nombre total de troians de diàmetre major a 1 km superaria el milió. Aquests nombres són comparables als del cinturó principal d'asteroides.[21] S'estima que la suma de les masses de tots els troians és de 0,0001 vegades la massa de la Terra, o una cinquena part de la massa del cinturó principal.[5] Probablement es coneixen tots els troians amb magnituds absolutes de fins a 9,0.[20] El nombre de troians observats al voltant del punt L4 és lleugerament superior al del punt L5; no obstant això, a causa que la variació en el nombre dels troians més brillants és escassa, aquesta disparitat probablement es deu a l'existència de biaixos en l'observació.[20] No obstant això, alguns models indiquen una estabilitat lleugerament major en el grup L4.[4]

El troià de major grandària és (624) Héctor, amb un radi de 101,5 ± 1,8 km.[10] Existeixen pocs troians de la grandària dels quals sigui molt major 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 un albedo (quantitat de radiació reflectida) del 4 per cent. En el rang d'entre 4,4 i 40 km de radi, la distribució de les grandàries dels troians és similar a la del cinturó principal. A causa que l'observació no proporciona dades, es desconeix la massa dels troians de menor grandària,[4] els quals es creu que són els productes de col·lisions entre troians majors.[20]

Òrbites [modifica]

Animació de l'òrbita de (624) Héctor (blava) respecte de Júpiter (vermell).

Els troians de Júpiter tenen òrbites amb radis entre 5,05 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;[21] cada grup s'estén 26° al llarg de l'òrbita de Júpiter, la qual cosa suma un total de 2,5 UA.[5] 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.[4] Molts troians de Júpiter tenen inclinacions orbitals (relatives al plànol orbital del planeta) de més de 40°.[5]

Els troians no mantenen una distància fixa amb el planeta. Lentament sofreixen una libració al voltant dels seus respectius punts d'equilibri, variant la seva distància amb Júpiter de manera periòdica. El període mitjà d'aquesta libració és d'uns 150 anys, i la seva amplitud mitjana de 33° (variant entre valors tan distanciats com 0,6° i 88°).[4] Els troians segueixen generalment unes òrbites al voltant dels punts lagrangians denominades trajectòries capgròs.[5] 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 trajectòries de ferradura, encara que fins ara no es coneix cap que posseeixi òrbites d'aquest tipus.[4]

Famílies dinàmiques i asteroides binaris [modifica]

La determinació de famílies dinàmiques d'asteroides en el grup dels troians és més complicada que en el cinturó principal, a causa que 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, en el 2003 es van identificar 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 a vuit membres.[20]

En el 2001, (617) Pàtrocle va ser el primer troià identificat com a asteroide binari.[22] L'òrbita d'aquest asteroide binari (650 km) és molt més petita que l'esfera de Hill primària (35.000 km).[23] L'asteroide de major grandària, (624) Héctor, és probablement un asteroide binari de contacte (dos asteroides que orbiten tan a prop que acaben establint contacte).[24][25][20]

Característiques físiques [modifica]

El troià 624 Héctor té una magnitud aparent (lluentor observada des de la Terra) comparable a Plutó.

Els asteroides troians de Júpiter són objectes foscos amb forma irregular. En general, l'albedo geomètric varia entre 0,03 i 0,1,[10] amb un valor mitjà de 0,056 ± 0,003.[20] L'asteroide (4709) Enomo posseeix el major albedo (0,18) de tots els troians.[10]

Rotació [modifica]

Les propietats rotacionals dels troians no es coneixen gaire bé. L'anàlisi de les corbes de llum rotacionals dels 72 asteroides troians llança un període rotacional 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, mentre que en els del cinturó principal això no succeeix, a causa d'un dèficit d'asteroides amb períodes entre 8-10 hores.[nota 2] 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.[26]

No obstant això, en el 2008 es van analitzar les corbes de llum d'una mostra de deu troians, i es va trobar una 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 al fet que els troians posseeixen una densitat mitjana major, la qual cosa implicaria que es van formar en el cinturó de Kuiper.[27]

Composició [modifica]

Espectroscòpicament, els troians de Júpiter són principalment asteroides de tipus D, els quals són predominants a les regions externes del cinturó principal.[20] Altres tipus representatius són els asteroides tipus C o tipus P.[26] Els seus espectres solen ser vermellosos (emeten radiació en longituds d'ona llargues), o neutres i freturoses de trets distintius.[10] Les evidències de la presència d'aigua o de matèria orgànica són poc sòlides, i només l'asteroide (4709) Enomo podria indicar l'existència d'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.[28] L'espectre d'emissió dels troians és similar al dels satèl·lits irregulars de Júpiter i, en certa mesura, al nucli del cometa, i és diferent al dels objectes del cinturó de Kuiper.[21][20] L'espectre dels troians s'explica molt bé com una composició de gran quantitat de material ric en carboni (carbó vegetal), gel d'aigua[20] i possiblement silicats rics en magnesi.[26] La composició dels troians és uniforme, amb poca o nul·la diferenciació entre els dos grups.[29]

En el 2006, un equip de l'Observatori Keck a Hawaii va anunciar 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 cometes o objectes del cinturó de Kuiper (gel amb una capa de pols al seu voltant) que als asteroides del cinturó principal.[23] D'aquesta manera, la densitat del troià (624) Héctor 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.[25]

Troians en altres planetes [modifica]

Asteroides troians de Mart [modifica]

El 20 de juny de 1990 es va descobrir (5261) Eureka, el primer asteroide troià de Mart,[11] i el primer en no pertanyent a Júpiter. Es va descobrir en l'Observatori de la Muntanya el Palomar. Aquest asteroide de tipus-A[30] ocupa el punt de Lagrange L5 del planeta.[31]

A partir de llavors, i fins el 2010, s'han trobat altres tres troians de Mart: (101429) 1998 VF31 (L5), (121514) 1999 UJ7 (L4) i 2007 NS2 (L4), per ordre de descobriment. Aquests asteroides posseeixen inclinacions orbitals elevades.[31] S'han descobert altres asteroides orbitant al voltant dels punts lagrangians, però no s'han classificat com a troians a causa de la seva gran inestabilitat, que provocarà que siguin expulsats en un termini màxim de 500 mil anys.[32]

Asteroides troians de Neptú [modifica]

Article principal: Troià de Neptú

El 21 d'agost de 2001 es va descobrir el primer troià de Neptú, l'asteroide 2001 QR322, que va ser el primer troià descobert en un planeta gegant del Sistema Solar diferent de Júpiter. Es va trobar sota el projecte Deep Ecliptic Survey, que el seu objectiu era trobar objectes del cinturó de Kuiper.[12] Aquest troià orbita al voltant del punt lagrangià L4 de Neptú amb una òrbita molt estable[33] i s'estima que té un diàmetre de 230 km.[12]

Des de llavors i fins al 2011 s'han descobert altres nou troians de Neptú: 2001 QR322 (L4), 2004 UP10 (L4), 2005 TN53 (L4), 2005 TO74 (L4), 2006 RJ103 (L4), 2007 VL305 (L4), 2008 LC18 (L5), 2004 KV18 (L5) i 2011 HM102 (L5), per ordre de descobriment.[33] No obstant això, s'ha estimat que el nombre total de troians de Neptú podria ser fins a vint vegades superior al nombre de troians de Júpiter.[34]

Notes [modifica]

  1. ↑ Els altres tres punts — L1, L2 i L3 — són inestables.[4]
  2. ↑ La funció de Maxwell-Boltzmann és F=\begin{smallmatrix}\frac{1}{\sqrt{2\pi}\sigma}\exp(-(P-P_0)^2/\sigma^2)\end{smallmatrix}, on P_0 és el període rotacional mitjà, i \sigma és la dispersió dels períodes.

Referències [modifica]

  1. ↑ «McGraw-Hill Concise Encyclopedia of Science and Technology» (en anglès). McGraw-Hill Professional, 5ª, 2004 [Consulta: 16 desembre 2009].
  2. ↑ International Astronomical Union (IAU). «IAU Minor Planet Center». [Consulta: 18-12-2009].
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Nicholson, Seth B.. «The Trojan Asteroids». Astronomical Society of the Pacific Leaflets, 8, 1961, p. 239 [Consulta: 18 desembre 2009].
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 Marzari, F.; Scholl, H.; Murray, C.; Lagerkvist, C.. «Origin and Evolution of Trojan Asteroids». Asteroids III, 2002, p. 725-738 [Consulta: 18 desembre 2009].
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X.. «Population and Size Distribution of Small Jovian Trojan Asteroids». The Astronomical Journal, 120, 2000, p. 1140-1147. DOI: 10.1086/301453 [Consulta: 18 desembre 2009].
  6. ↑ 6,0 6,1 Error en el títol o la url.Marsden, Brian G.. «». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), 1999. [Consulta: 18-12-2009].
  7. ↑ Einarsson, S.. «The Minor Planets of the Trojan Group». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 25, 148, 1913, p. 131 [Consulta: 18 desembre 2009].
  8. ↑ Wyse, A.B.. «The Trojan Group». Astronomical Society of the Pacific Leaflets, 3, 1938, p. 113 [Consulta: 18 desembre 2009].
  9. ↑ International Astronomical Union (IAU). «List Of Jupiter Trojans». [Consulta: 18-12-2009].
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 Fernández, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.. «The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids». The Astronomical Journal, 126, 2003, p. 1563-1574. DOI: 10.1086/377015 [Consulta: 18 desembre 2009].
  11. ↑ 11,0 11,1 Bowell, Edward. «The 1990 MB: The first Mars Trojan». NASA, Reports of Planetary Astronomy, 1991, p. 147 [Consulta: 20 desembre 2009].
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 National Optical Astronomy Observatory (NOAO). «First Neptune Trojan Discovered» (en anglès), 2003. [Consulta: 20-12-2009].
  13. ↑ Marzari, F.; Scholl, H.. «The growth of Jupiter and Saturn and the capturi of Trojan». Astronomy and Astrophysics, 339, 1998, p. 278-285 [Consulta: 19 desembre 2009].
  14. ↑ Marzari, F. i Scholl, H.. «Capturi of Trojans by a Growing Proto-Jupiter». Icarus, 131, 1998, p. 41-51. DOI: 10.1006/icar.1997.5841 [Consulta: 19 desembre 2009].
  15. ↑ Fleming, H.J.; Hamilton, D.P.. «On the origin of the Trojan asteroids: Effects of Jupiter's mass accretion and radial migration». Icarus, 148, 2000, p. 479-493. DOI: 10.1006/icar.2000.6523 [Consulta: 19 desembre 2009].
  16. ↑ Levison, H.F. et al.. «Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune». Icarus, 196, 2008, p. 258-273. DOI: 10.1016/j.icarus.2007.11.035 [Consulta: 19 desembre 2009].
  17. ↑ Morbidelli, A.; Levison, H.F.; Tsiganis, K.; Gomes R.. «Chaotic capturi of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System». Icarus, 435, 2005, p. 462-465. DOI: 10.1038/nature03540 [Consulta: 19 desembre 2009].
  18. ↑ Robutel, P.; Gabern, F.; Jorba, A.. «The Observed Trojans and the Global Dynamics Around The Lagrangian Points of the Sun?Jupiter System». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 92, 2005, p. 53-69. DOI: 10.1007/s10569-004-5976-i [Consulta: 19 desembre 2009].
  19. ↑ Tsiganis, K.; Varvoglis, H.; Dvorak, R.. «Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 92, 2005, p. 71-87. DOI: 10.1007/s10569-004-3975-7 [Consulta: 19 desembre 2009].
  20. ↑ 20,00 20,01 20,02 20,03 20,04 20,05 20,06 20,07 20,08 20,09 20,10 Levison, H.F.; Shoemaker, I.M.; Shoemaker, C.S.. «Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids». Nature, 385, 1997, p. 42-44. DOI: 10.1038/385042a0 [Consulta: 19 desembre 2009].
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 21,4 Yoshida, F.; Nakamura, T.. «Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids». The Astronomical Journal, 130, 2005, p. 2900-2911. DOI: 10.1086/497571 [Consulta: 18 desembre 2009].
  22. ↑ Merline, W.J. et al.. «IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2». IAU, 2001. [Consulta: 19-12-2009].
  23. ↑ 23,0 23,1 Marchis, F. et al.. «A low density of 0.8 g cm-3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus». Nature, 439, 2006, p. 565-567. DOI: 10.1038/nature04350 [Consulta: 19 desembre 2009].
  24. ↑ Marchis, F. et al.. «IAUC 8732: S/2006 (624) 1; 2006ds, 2006dt». IAU, 2006. [Consulta: 19-12-2009].
  25. ↑ 25,0 25,1 Lacerda, Pedro; Jewitt, David C.. «Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Corbis». The Astronomical Journal, 133, 2007, p. 1393-1408. DOI: 10.1086/511772 [Consulta: 19 desembre 2009].
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 Barucci, M. A.; Cruikshank, D. P.; Mottola, S.; Lazzarin, M.. «Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids». A: Asteroids III, 2002, p. 273-287 [Consulta: 20 desembre 2009]. 
  27. ↑ Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa, J.; Hoogeboom, Kathleen M.. «Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids». Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, 35, 2008, p. 82-84 [Consulta: 20 desembre 2009].
  28. ↑ Yang, Bin; Jewitt, David. «Spectroscopic Search for Water Hissi on Jovian Trojan Asteroids». The Astronomical Journal, 134, 2007, p. 223-228. DOI: 10.1086/518368 [Consulta: 20 desembre 2009].
  29. ↑ Dotto, I. et al.. «The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families». Icarus, 183, 2006, p. 420-434. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.02.012 [Consulta: 20 desembre 2009].
  30. ↑ Rivkin, A. S. et al.. «Spectroscopy and photometry of Mars Trojans». Icarus, 165, 2003, p. 349-354. DOI: 10.1016/S0019-1035(03)00211-2 [Consulta: 20 desembre 2009].
  31. ↑ 31,0 31,1 IAU. «List Of Martian Trojans». [Consulta: 20-12-2009].
  32. ↑ Scholl, H.; Marzari, F.; Tricarico, P.. «Dynamics of Mars Trojans». Icarus, 175, 2005, p. 397-408. DOI: 10.1016/j.icarus.2005.01.018 [Consulta: 20 desembre 2009].
  33. ↑ 33,0 33,1 IAU. «List Of Neptune Trojans». [Consulta: 20-12-2009].
  34. ↑ Powell, David. «Neptune May Have Thousands of Escorts» (en anglès), 2007. [Consulta: 20-12-2009].

Vegeu també [modifica]

Enllaços externs [modifica]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Asteroide troià
Vegeu aquesta plantilla
Cossos petits del Sistema Solar
Llistes: Grups i famílies d'asteroides · Llunes d'asteroides · Asteroides binaris · Planetes menors
Vegeu també: Planetes nans, Significat dels noms dels planetes menors, Planeta, Pronúncia dels noms dels planetes menors, i Sistema Solar
Vegeu aquesta plantilla
Júpiter
Característiques Jupiter.jpg
Satèl·lits
Satèl·lits interiors
Satèl·lits irregulars
Troians
Exploració
Miscel·lània
Categoria · Portal:Sistema solar

Obtingut de «http://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Asteroide_troià&oldid=11850970»