パシファエ群

この図は、木星の最大の不規則衛星を示しています。パシファエ群の中では、シノペとパシファエ自体にラベルが付けられています。横軸上の天体の位置は、木星からの距離を示します。縦軸は傾斜角を示します。離心率は、木星からの最大距離と最小距離を示す黄色のバーで示されています。円は、他の天体と比較した大きさを示しています。

パシファエ群は、木星の逆行不規則衛星群であり、パシファエと似た軌道を描き、共通の起源を持つと考えられています。

これらの小惑星の長半径（木星からの距離）は 2,260 万〜 2,430 万 km（カルメ群と同程度）、軌道傾斜角は 141.5°〜 157.3°、離心率は0.22〜0.44 です。

国際天文学連合(IAU) は、パシファエ群の衛星すべてを含む、逆行衛星すべてに -eで終わる名前を予約しています。

起源

20 世紀後半のほとんどの期間、木星を周回する不規則衛星はわずか 8 つしか知られておらず、そのうち半分は順行衛星 (ヒマリア、エララ、リシテア、レダ) で、残りの半分は逆行衛星 (パシファエ、カルメ、シノペ、アナンケ) でした。[ 1 ]順行衛星と逆行衛星はそれぞれ独自のグループを形成し、各グループが独自の衝突ファミリーに関連付けられていると考えられていましたが、8 つの衛星すべてが単一の衝突起源を共有していると考えられていました。[ 2 ]これらの提案は支持が難しく、新しい衛星が発見されるにつれて代替理論に取って代わられました。[ 1 ]

パシファエ群は、木星が捕獲した小惑星が衝突後に分裂して形成されたと考えられています。元の小惑星は大きな影響を受けておらず、元の天体の直径は60kmと推定されており、パシファエとほぼ同じ大きさです。パシファエは元の天体の質量の99%を保っています。しかし、シノペがこの群に属する場合、その比率は87%とはるかに小さくなります。[ 3 ]

カルメ群やアナンケ群とは異なり、パシファエ群の単一衝突起源説は、すべての研究で受け入れられているわけではない。これは、パシファエ群は軌道長半径は似ているものの、傾斜角が広く分散しているためであり、このことが、時が経つにつれて一部の衛星が異なる群に再割り当てされる原因にもなっている。[ 4 ] [注 1 ]シノペは同じ衝突の残骸ではなく、独立して捕獲された可能性が示唆されることもある。[ 5 ] [ 3 ] [ 6 ]天体間の色の違い（パシファエは灰色、カリロエとメガクライトは明るい赤）も、この群の起源が単一の衝突ではなく、より複雑である可能性を示唆している。[ 5 ]

この図は、パシファエ群の中核メンバーの軌道要素と相対的な大きさを比較したものです。横軸は木星からの平均距離、縦軸は軌道傾斜角、円は相対的な大きさを示しています。
この図は、パシファエ グループ (赤) の広範囲にわたる分散と、よりコンパクトなアナンケ グループ (青) およびカルメ グループ (緑) を比較しています。

リスト

パシパエグループのメンバーは以下のとおりです（発表日順）：[ 7 ]

名前直径（km）[ 8 ]半径（km）[ 9 ]期間（日）[ 9 ] [注2 ]注記
パシパエ5823 463 200–734.42最大のメンバーとグループのプロトタイプ
シノペ3823 679 300–744.60赤色
カリロエ723 789 400–749.79赤みがかった色
メガクライト623 640 100–752.86赤みがかった色
オートノエ423 785 200–749.61
エウリュドーム322 894 500–707.86
スポンデ223 538 700–737.95
S/2003 J 4222 922 300–709.12
アオエデ423 773 100–749.07
覇権国323 342 600–728.77
キュレネ223,650,000​​–743.21木星から920万km以内に接近した
コレ224 203 300–769.42木星から3850万kmまで到達可能
フィロフロシュネー222 600 200–694.20
S/2003 J 23223 824 000–751.40
2011年S月号122 903 400–708.29
2017年S月号223 739 600–747.44
2017年S月6日223 251 200–724.47
2016年S月号4号123 113 900–718.04

注記

  1. ^ Nesvorný 2003は、アナンケ群とカルメ群に同意する見解を示し、パシファエについてはメガクライトのみを挙げている。しかし、パシファエとシノペの両方で知られている永年共鳴が軌道を形作り、衝突後の軌道要素の分散を説明できる可能性がある。 [ 1 ]
  2. ^負の期間は逆行運動を示しています。

参考文献

  1. ^ a b c Nesvorný, David; Beaugé, Cristian; Dones, Luke (2004年3月). 「不規則衛星族の衝突起源」 .天文学ジャーナル. 127 (3): 1768– 1783. Bibcode : 2004AJ....127.1768N . doi : 10.1086/382099 . ISSN  0004-6256 .
  2. ^ Nesvorný, David; Alvarellos, Jose LA; Dones, Luke; Levison, Harold F. (2003年7月). 「不規則衛星の軌道と衝突の進化」 .天文学ジャーナル. 126 (1): 398– 429. Bibcode : 2003AJ....126..398N . doi : 10.1086/375461 . ISSN 0004-6256 . 
  3. ^ a b Sheppard, Scott S. ; Jewitt, David C. (2003年5月5日). 「木星の周囲に多数存在する小型不規則衛星群」(PDF) . Nature . 423 (6937): 261– 263. Bibcode : 2003Natur.423..261S . doi : 10.1038/nature01584 . PMID 12748634. S2CID 4424447 .  
  4. ^ Gao, Fabao; Liu, Xia (2020年8月5日). 「木星の不規則衛星の分布の再考：II. 軌道特性」arXiv : 2003.04851v3 [ astro-ph.EP ].
  5. ^ a b Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett; Aksnes, Kaare (2003年1月2日). 「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 .
  6. ^シェパード, スコット・S.; トーレン, デイビッド・J.; アレクサンダーセン, マイク; トルヒージョ, チャドウィック・A. (2023年5月24日). 「木星と土星の新しい衛星が新たな月の力学的族を明らかにする」 AAS研究ノート7 ( 5): 100. Bibcode : 2023RNAAS...7..100S . doi : 10.3847/2515-5172/acd766 . ISSN 2515-5172 . 
  7. ^シェパード, スコット・S. ;ジューイット, デイビッド・C. ;ポルコ, キャロリン(2004). 「木星の外側の衛星とトロヤ群」(PDF) . フラン・バゲナル, ティモシー・E. ダウリング, ウィリアム・B. マッキノン (編).木星. 惑星、衛星、そして磁気圏. ケンブリッジ惑星科学. 第1巻. ケンブリッジ, イギリス:ケンブリッジ大学出版局. pp.  263– 280. ISBN 0-521-81808-7. 2007年6月14日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。
  8. ^スコット・S・シェパード「木星の衛星」スコット・S・シェパード カーネギーサイエンス2024年1月25日閲覧。
  9. ^ a b「惑星衛星平均要素」ジェット推進研究所. 2024年1月25日閲覧。
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