PROFILPELAJAR.COM

«Група Карме» (англ. Carme group) — група нерегулярних супутників Юпітера, які мають близькі орбіти. Названо на честь найбільшого супутника цього класу — Карме.

Супутники групи обертаються між 22,9 до 24,1 гм від Юпітера; нахил орбіти між приблизно 164,9 до 165,5 градусів, ексцентриситет між 0,23 до 0,27.^[1]

Склад Групи

Послідовність супутників у групі:

Назва	Діаметр (км)^[2]	Період (дні)^[3]^[a]	Notes
Карме	46	–734.19	головний і найбільший супутник у групі
Тайгете	5	–732.45
Халдене	4	–723.71
Каліке	5	–742.02	помітно червоніший за інші супутники
Еріноме	3	–728.48
Ісоное	4	–726.27
Етне	3	–730.10
Кале	2	–729.64
Пазітеє	2	–719.47
Архе	3	–731.88
Калліхоре	2	–728.26
Евкеладе	4	–730.30
Герсе	2	–734.52
S/2010 J 1	2	–736.51
Ейрене	4	–729.84
S/2003 J 19	2	–734.78
S/2017 J 2	2	–724.71
S/2017 J 5	2	–737.28
S/2017 J 8	1	–719.76
S/2011 J 1	2	–733.21
S/2003 J 9	1	–736.86
S/2003 J 10	2	–755.43
S/2003 J 24	2	–721.60
S/2016 J 3	2	–713.64
S/2018 J 3	1	–747.02
S/2021 J 4	1	–728.28
S/2021 J 5	2	–747.74
S/2021 J 6	1	–720.97
S/2022 J 1	2	–738.33
S/2022 J 2	1	–781.56

Формування супутника

Науковці припускають, що сила тяжіння Юпітера, захопила астероїд — і він став супутником Юпітера. Астероїд був 46 км діаметром (що дорівнює діаметру Карме), ставши супутником Карме. Сама група Карме сформувалася унаслідок серії колізій (сутичок) Карме з іншими тілами, внаслідок чого частини Карме утворили окремі супутники.

На таку думку також наштовхує той факт, що параметри орбіт супутників групи Карме мають не великі дисперсії: для великої півосі дисперсія становить менше 700000 км, а для нахилу орбіти дисперсія менше 0.7.^{[примітка 1]}. Такі несуттєві інтервали підтверджують, що супутники цієї групи колись були одним тілом.

Інший аргумент на підтримку того, що група походить від одного тіла кольори супутників: всі супутники світло червоні^{[примітка 2]}, з індексами кольору B-V= 0.76 and V-R= 0.47^[4] та інфрачервоним спектром схожим на спектр астероїдів D-типу^[5]. Ці дані узгоджуються з предком який був супутником класу Хілда або троянцем Юпітера.

.

Див. також

Примітки

↑ Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Carolyn Porco Jupiter's outer satellites and Trojans, In: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere. Edited by Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon. Cambridge planetary science, Vol. 1, Cambridge, UK: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, 2004, p. 263 - 280 Повний текст (pdf)(англ.)
↑ Moons of Jupiter. Carnegie Science. Minor Planet Center. 27 серпня 2019.
↑ Planetary Satellite Mean Elements. Jet Propulsion Laboratory. California Institute of Technology. 25 січня 2024.
↑ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Робоча версія (англ.) [Архівовано 6 листопада 2015 у Wayback Machine.]
↑ Tommy Grav and Matthew J. Holman Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn,The Astrophysical Journal, 605, (2004), pp. L141–L144 Робоча версія (англ.) [Архівовано 6 листопада 2015 у Wayback Machine.]

↑ Дотично орбітальні параметри нерегулярних супутників сильно змінюються за короткі проміжки часу через пертурбації спричинені Юпітером. Наприклад, було зафіксовано зміни великої осі в 1 Гм за 2 роки, зміна ексцентриситету 0.5 за 12 років і зміна нахилу орбіти у 5° за 24 роки. Середні орбітальні параметри є середніми значеннями обчисленими за допомогою чисельного інтегрування поточних параметрів по довгому інтервалі часу і викристовуються для визначення динамічних класів супутників.
↑ Виняток становить Каліке, який набагато червоніший.