アナンケグループ
アナンケグループは、アナンケと似た軌道をたどり、共通の起源を持つと考えられる、 木星の逆行不規則衛星のグループです。
それらの軌道長半径（木星からの距離）は 1,920 万〜 2,180 万 km、軌道傾斜角は 144.3°〜 155.5°、軌道離心率は 0.09〜0.30 です。
アナンケグループのメンバーは以下のとおり（発表日順）[ 1 ] [ 2 ]
| 名称 | 直径（km）[ 3 ] | 長半径（km） | 期間（日）[ 4 ] [ a ] |
|---|---|---|---|
| アナンケ | 28 | 21 029 500 | –623.11 |
| イオカステ | 5 | 21 062 300 | -624.55 |
| ハルパリケ | 4 | 20 887 500 | -616.78 |
| プラクシディケー | 7 | 20 931 100 | –618.72 |
| ティオーネ | 4 | 20 972 700 | -620.59 |
| エルミッペ | 4 | 21 103 600 | –626.38 |
| ユーアンテ | 3 | 20 822 900 | –613.93 |
| オルソシエ | 2 | 20897800 | –617.23 |
| ヨーロッパ | 2 | 19261900 | –546.18 |
| S/2003 J 2 | 2 | 20 992 900 | –621.47 |
| ユーフェーム | 2 | 20 763 400 | –611.32 |
| ヘリケ | 4 | 20911400 | –617.86 |
| S/2003 J 12 | 1 | 20 959 300 | –619.96 |
| S/2003 J 16 | 2 | 20 877 500 | –622.88 |
| S/2003 J 18 | 2 | 20 332 800 | –592.33 |
| ムネーム | 2 | 20 815 800 | –613.61 |
| テルクシノエ | 2 | 20 972 300 | –620.55 |
| S/2010 J 2 | 1 | 20 786 900 | –612.35 |
| S/2016 J 1 | 1 | 20 796 700 | –612.78 |
| S/2017 J 3 | 2 | 20 936 500 | –618.97 |
| S/2017 J 7 | 2 | 20 960 400 | –620.02 |
| S/2017 J 9 | 3 | 21,764,200 | –656.05 |
| S/2021 J 1 | 1 | 20 954 700 | –619.77 |
| S/2021 J 2 | 1 | 20 926 600 | –618.50 |
| S/2021 J 3 | 2 | 20 776 600 | –611.87 |
| S/2022 J 3 | 1 | 21 015 100 | –622.44 |
| S/2017 J 10 | 2 | 21 075 800 | –625.15 |
国際天文学連合（IAU）は、このグループのメンバーを含むすべての逆行衛星に、 -eで終わる名前を予約しています
起源
アナンケ群は、小惑星が木星に捕獲され、その後衝突によって分裂したときに形成されたと考えられています。この考えは、コアメンバーの平均軌道パラメータの分散[ b ]が非常に小さく、小さな速度インパルス（15 < δV < 80 m/s）で説明できるという事実に基づいています。これは、単一の衝突と分裂と整合します。[ 5 ]
衛星の大きさから判断すると、元の小惑星の直径は約28kmだったと考えられます。この値はアナンケ自体の直径とほぼ等しいため、母天体は大きな破壊を受けなかったと考えられます。[ 6 ]
しかし、現在利用可能な測光研究では、この説には疑問が投げかけられ、永年共鳴によってアナンケグループとパシファエグループが混ざり合っていると示唆されている。前者のグループの衛星のうち3つ（ハルパリュケ、プラクシディケ、イオカステ）は同様の灰色（平均色指数：B−V = 0.77、V−R = 0.42）を示しているが、アナンケ自体は灰色と明るい赤の境界上にある。[ 7 ]
注記
- ^負の周期は逆行運動を示しています。
- ^木星の不規則衛星の接触軌道パラメータは、太陽による激しい摂動により、短い間隔で大きく変化します。例えば、軌道長半径は2年間で最大100万km、離心率は12年間で0.5、傾斜角は24年間で最大5°の変化が報告されています。平均軌道要素は、現在の要素を長期間にわたって数値積分して計算された平均値であり、力学族を決定するために使用されます
参考文献
- ^ Jewitt, David C. ; Sheppard, Scott S. ; Porco, Carolyn (2004). Bagenal, Fran ; Dowling, Timothy E. ; McKinnon, William B. (編). Jupiter. The planet, satellites, and magnetosphere ( PDF) . Jupiter's outer satellites and Trojans. Cambridge planetary science. 第1巻. Cambridge University Press . pp. 263– 280. ISBN 0-521-81808-72007年6月14日にオリジナル（PDF）からアーカイブされました
- ^ Nesvorný, David; Beaugé, Cristian; Dones, Luke (2004). 「不規則衛星族の衝突起源」 . The Astronomical Journal . 127 (3): 1768– 1783. Bibcode : 2004AJ....127.1768N . doi : 10.1086/382099 . S2CID 27293848 – IOP Publishing経由.
- ^ 「木星の衛星」地球惑星研究所、カーネギー科学研究所、2024年1月25日。
- ^ 「惑星衛星の平均要素」ジェット推進研究所カリフォルニア工科大学2024年1月25日。
- ^デヴィッド・ネスヴォルニー;アルバレロス、ホセ LA;ドンズ、ルーク。ハロルド F. レヴィソン (2003 年 7 月)。「不規則衛星の軌道と衝突の進化」(PDF)。天文ジャーナル。126 (1): 398–429。書誌コード: 2003AJ....126..398N。土井：10.1086/375461。S2CID 8502734。
- ^ Sheppard, Scott S. ; Jewitt, David C. (2003年5月5日). 「木星の周囲に無数の小型不規則衛星群」 ( PDF) . Nature . 423 (6937): 261– 263. Bibcode : 2003Natur.423..261S . doi : 10.1038/nature01584 . PMID 12748634. S2CID 4424447. 2006年8月13日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J .; Gladman, Brett ; Aksnes, Kaare (2003-01-02). 「不規則衛星の光度測定調査」. Icarus . 166 (1): 33– 45. arXiv : astro-ph/0301016 . Bibcode : 2003Icar..166...33G . doi : 10.1016/j.icarus.2003.07.005 . S2CID 7793999 .
外部リンク
