Jüpiter truvalıları

Jüpiter truvalıları, Truvalı asteroitler veya Truvalılar, Jüpiter'in Güneş etrafındaki yörüngesini takip ederek hareket eden bir asteroit grubudur. Her bir truva asteroidi, Jüpiter'e göre gezegenin 60° önündeki L₄ veya 60° ardındaki L₅ olarak adlandırılan sabit Lagrange noktalarında ve kendi yörüngelerinde salınmaktadır. Cisimler, ortalama yarı büyük ekseni yaklaşık 5,2 Astronomik birim (AU) olan bu Lagrange noktalarının etrafındaki iki adet uzun ve kavisli bölgeye dağılmış durumda bulunur.

(İç Güneş Sistemi) ve Jüpiter çevresindeki asteroitler

Jüpiter Truvalıları       Hilda asteroitleri

Asteroit kuşağı       Gezegenlerin yörüngeleri

Jüpiter truvalıları iki gruba ayrılmaktadır. Jüpiter'in yörüngesinin önündekiler (L₄) Yunan kampı, arkasındakiler (L₅) ise Truva kampı olarak adlandırılır.

Ortak olarak her biri Yunan mitolojisinde anlatılan Truva Savaşı'ndaki karakterlerden esinlenerek adlandırılmıştır. İlk keşfedilen Jüpiter truvalısı olan 588 Achilles, 1906 yılında Alman astronom Max Wolf tarafından tespit edilmiştir. Bu keşiften itibaren Ekim 2023'e kadar 13 bine yakın truva asteroidi bulunmuştur. Çapı 1 km'den büyük olan Jüpiter truvalılarının toplam sayısının yaklaşık 1 milyon kadar olduğu düşünülmektedir. Bu sayı asteroit kuşağındaki aynı boyuta sahip cisimlerin toplam sayısıyla neredeyse aynıdır. Asteroit kuşağında yer alan asteroitlerde olduğu gibi Jüpiter truvalılarının da asteroit aileleri bulunmaktadır.

Çoğu Jüpiter truvalısı, 2004'ten beridir karanlık kütleli, kırmızımsı saf bir spektrumda gözlemlenebilmektedir. Su varlığına veya belirli bir su bileşenine ilişkin herhangi bir kanıt bulunmamakla birlikte, Güneş radyasyonu tarafından meydana getirilen bir organik polimer olan tholin ile kaplı oldukları düşünülmektedir. Cisimlerin yoğunlukları, dönme ışık eğrileri veya yoldaş yıldızlarına ilişkin yapılan çalışmalar vasıtasıyla ölçüldüğü kadarıyla 0,8 ila 2,5 g·cm⁻³ arasında değişmektedir. Jüpiter truvalılarının Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde veya hemen sonrasında meydana geldiği düşünülen dev gezegenlerin göçü sırasında mevcut yörüngelerine oturdukları düşünülmektedir.

"Truvalı asteroit" terimi özellikle Jüpiter ile aynı yörüngeyi paylaşan asteroitler için kullanılmakta olsa da, Güneş Sistemindeki diğer büyük cisimlerle ilişki içinde olan cisimler için de tercih edilmektedir. Buna bağlı olarak Mars, Neptün, Uranüs ve Dünya'nın da truvalıları olduğu bilinmektedir. İlk olarak Jüpiter'in yörüngesinde keşfedilmeleri ve burada çok fazla sayıda bulunmalarından ötürü "Truvalı Asteroit" terimi genellikle Jüpiter'in yörüngesindeki asteroitleri nitelemektedir. Altı truvalının ve asteroit kuşağında yer alan iki ana kuşak asteroidinin 16 Ekim 2021 tarihinde NASA'nın Discovery programı kapsamında uzaya fırlatılan Lucy görevi kapsamında ziyaret edilmesi planlanmaktadır.

Gözlem tarihi

Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf (1890) - İlk truvalının kaşifi

1772 yılında İtalyan asıllı matematikçi Joseph-Louis Lagrange, kısıtlı üç cisim problemi üzerinde çalışırken, bir gezegenle aynı yörüngeyi paylaşan, ancak gezegenin 60° önünde ya da arkasında yer alan küçük bir cismin, bu bölgede mahsur kalacağını öngörmüştür. Buna göre, sıkışan cisim bir at nalı yörüngesindeki denge noktası çevresinde yavaşça salınacaktır. Bu ön ve arka noktalara, L₄ ve L₅Lagrange noktaları adı verilmektedir. Bu bölgelerde sıkışmış olan ilk asteroitler ise ancak Lagrange'ın hipotezinden bir asır sonra gözlemlenebilmiştir. Jüpiter ile ilişkili olanlar ise ilk keşfedilenler olmuştur.

E. E. Barnard 1904 yılında (12126) 1999 RM₁₁ (geçici tanımı A904 RD) adlı bir truva asteroidinin kaydedilen ilk gözlemini yapmış, ancak ne kendisi ne de başkaları o dönemde bu keşfin önemini kavrayabilmiştir. Barnard, o sırada gökyüzünde yalnızca iki yay dakikası uzaklıkta bulunan ve yeni keşfedilen Satürn uydusu Phoebe'yi ya da muhtemelen büyükçe bir asteroidi gördüğüne kanaat getirmiştir. Bu cismin kimliği 1999'da tutarlı yörüngesi hesaplanana kadar da anlaşılamamıştır.

Kabul edilen ilk Jüpiter truva asteroidi keşfi, Şubat 1906'da Heidelberg-Königstuhl Devlet Gözlemevi'nden astronom Max Wolf'un Güneş-Jüpiter sisteminin L₄ Lagrange noktasında bulunan ve sonradan 588 Achilles olarak adlandırılacak olan asteroidi keşfetmesiyle gerçekleşmiştir. 1906-1907 yıllarında ise Alman astronom August Kopff tarafından iki Jüpiter truva asteroidi daha bulunmuştur. Bunlar 624 Hektor ve 617 Patroclus olarak adlandırılmıştır. 624 Hektor, 588 Achilles gibi Jüpiter'in önünde hareket eden L₄ kümesine aitken, 617 Patroclus ise Jüpiter'in arkasındaki L₅ kümesinde bulunduğu tespit edilen ilk asteroittir. 1938'e kadar 11 Jüpiter truvalısı daha tespit edilmiş, fakat bu sayı 1961 yılına kadar ancak 14'e yükselebilmiştir. Gözlem cihazları geliştikçe, keşif oranı hızla artmış; Ocak 2000'e kadar toplam 257 adet daha truvalının keşfi gerçekleştirilmiştir. Mayıs 2003'e kadar ise keşfedilenlerin sayısı 1.600'e erişmiş olup; Eylül 2023 itibarıyla L₄'te 8.282 ve L₅'te 4.457 adet bilinen Jüpiter truvalısı bulunmaktadır.

Adlandırma

Jüpiter'in L₄ ve L₅ noktalarındaki tüm asteroitlere Truva Savaşı'nın ünlü kahramanlarının isimlerinin verilmesi geleneği, yörüngelerini doğru bir şekilde hesaplayan ilk kişi olan Avusturyalı astronom Johann Palisa tarafından önerilmiştir.

Jüpiter'e göre ön (L₄) yörüngedeki asteroitler Yunan kahramanlarının ("Yunan klanı ya da kampı" veya "Aşil grubu"), arka (L₅) yörüngedekiler ise Truva kahramanlarının ("Truva klanı ya da kampı") adlarını alırlar.617 Patroclus ve 624 Hektor asteroitleri ise henüz bu kural kabul edilmeden önce isimlendirilmiş olup, bu nedenle L₅ Truva kampında aslında bir Yunan kahramanı olan Patroclus ve L₄ Yunan kampında ise aslında bir Truva kahramanı olan Hektor yer almıştır.

Uluslararası Astronomi Birliği'nin 30. Genel Kurulu'nda kabul edilen yeni adlandırma kurallarına göre; görünür büyüklüğü 12'den büyük olan Jüpiter truvalılarına (H>12) Olimpik atletlerin isimleri verilebilir. Bu karara mevcut bilinenlerden çok daha fazla sayıda truvalı cismin bulunması ve Truva Savaşında yer alan karakterlerin sayısının bu cisimlerin tümünü adlandırmak için yeterli olmaması gerekçe gösterilmiştir. Bu çerçevede, 15 Ekim 2020'de yeni kurala göre resmi olarak adlandırması yapılan ilk cisim, 1968 Yaz Olimpiyatları'nda ilk kadın meşale taşıyıcısı olan Meksika'lı atlet Enriqueta Basilio (Queta Basilio) onuruna adlandırılan 3548 Eurybates'in uydusu "Queta" olmuştur.

Sayıları ve kütleleri

Dünyanın Lagrange noktalarını gösterir yerçekimi potansiyeli kontur grafiğine göre L₄ ve L₅ sırasıyla gezegenin önünde (yukarısında) ve arkasında (altında) yer almaktadır. Jüpiter'in Lagrange noktaları ise Dünya'ya benzer şekilde çok daha büyük olan kendi yörüngesinde yer almaktadır.

Jüpiter truvalıları, yarı büyük ekseni ortalama yaklaşık 5,2 AU mesafede yer alan Jüpiter'in iki Lagrange noktası bölgesindeki, iki adet uzun ve kavisli alana dağılmış halde bulunmaktadır. Jüpiter truvalılarının toplam sayısına ilişkin tahminler gökyüzünün sınırlı alanlarında yapılan derin çalışmalara dayanmakta olup, L₄ kolunda çapı 2 km'den büyük olan yaklaşık 160-240 bin, çapı 1 km'den büyük olan ise yaklaşık 600 bin adet truva asteroidi bulunduğu düşünülmektedir. L₅ kolunda da aynı sayıda asteroit olduğu varsayıldığında, çapı 1 km'den büyük toplamda 1 milyondan fazla Jüpiter truvalısı olabileceği hesaplanmaktadır. Mutlak parlaklığı 9'dan daha büyük cisimler günümüzde büyük oranda tespit edilmiş durumdadır. Bu doğrultuda hesaplanan cisim sayısı, asteroit kuşağındaki 1 km'den büyük asteroit sayısıyla neredeyse eşittir. Jüpiter truvalılarının toplam kütlesinin Dünya'nın 0,0001'i ya da asteroit kuşağındaki toplam kütlenin beşte biri kadar olduğu değerlendirilmektedir. Jüpiter truvalılarına ek olarak Mars, Neptün, Uranüs ve Dünya'nın da truva cisimleri bulunduğu keşfedilmiştir.

Bununla birlikte, Jüpiter truvalılarının sayısına ilişkin son dönemde yapılan çalışmalarda, daha önceki dönemlerde yapılmış olan tahminlerin abartılı olabileceği değerlendirilmekte olup, bu abartının nedeni olarak iki husus öne sürülmektedir. Bunlardan ilki, küçük cisimlerin ortalama albedolarının 0,12 seviyelerinde olduğu göz önüne alındığında, Jüpiter truvalılarının 0,4 seviyelerindeki düşük bir ortalama albedoya sahip olmasıdır. İkinci olarak ise gökyüzündeki cisimlerin dağılımına ilişkin yanlış bir varsayım üzerinden değerlendirmeler yapıldığı tezi öne çıkmaktadır. Bu doğrultuda, yapılan yeni varsayımlara göre, 2 km çapından büyük Jüpiter truvalılarının toplam sayısının L₄ noktasında 6,300 ± 1,000 civarında; L₅ noktasında ise bundan daha az sayıda olmak üzere 3,400 ± 500 civarında olduğu tahmin edilmektedir. Bu sayılar, kütlece küçük olan truvalıların yansıtıcılığının büyük olanlardan fazla olduğunun anlaşılması halinde iki kat daha azalacaktır.

Öte yandan, L₄ noktasındaki asteroitlerin görünür büyüklüklerinin L₅ noktasındakilere göre daha yüksek olması nedeniyle, en parlak olanlarının her iki kanattaki dağılımında temel bir fark olmamasına rağmen, bir tarafın diğerinden daha fazla sayıda asteroide sahip olduğu anlayışının gözlemsel bir önyargıdan kaynaklanmakta olduğu iddia edilmektedir. Bazı modellemelerde ise L₄ kanadının, L₅ kanadına göre biraz daha kararlı olduğunu iddia edilmektedir.

Tespit edilebilen en büyük Jüpiter truvalısı 203 ± 3.6 km çapıyla 624 Hektor'dur. Tüm Jüpiter truvalılarının sayısına oranla oldukça az sayıda büyük boyutlu truva cismi bulunmaktadır. Boyutları küçüldükçe, Jüpiter truvalılarının sayısı asteroit kuşağındakinden çok daha fazla artarak, tüm cisimlerin çap ortalaması 84 km'ye kadar inmektedir. Bu 84 km'lik çap, 0,04'lük bir albedo varsayımıyla 9,5'lik bir mutlak büyüklüğe karşılık gelmektedir. 4,4 ila 40 km aralığındaki Jüpiter truvalılarının boyut dağılımı ana asteroit kuşağında bulunan asteroitlerin boyutlarıyla benzer özellikler göstermektedir. Daha küçük Jüpiter truvalılarının ise kütleleri hakkında kesin olarak bir şey söylemek mevcut gözlem teknolojileri göz önüne alındığında güçtür. Boyut dağılımı, daha küçük truvalıların daha büyük cisimlerle çarpışmaların bir sonucu olabileceğini düşündürtmektedir.

En büyük Jüpiter truvalıları

Truvalı	Çap (km)
624 Hektor	225
617 Patroclus	140
911 Agamemnon	131
588 Achilles	130
3451 Mentor	126
3317 Paris	119
1867 Deiphobus	118
1172 Äneas	118
1437 Diomedes	118
1143 Odysseus	115
Kaynak: JPL Small-Body Database, NEOWISE verisi

En büyük 100 Jüpiter Truvalısı

Gözlemsel verilere göre en büyük Jüpiter truvalıları^(A) (ortalama yarıçap(km); KY: Keşif yılı)
Tanım	H	WISE	IRAS	Akari	Ln	DS	(V–I)	KY	Kaynak
624 Hektor	7,2	225	233	230,99	L4	6,92	0,930	1907	(list)
617 Patroclus	8,19	140,362	140,92	140,85	L5	102,80	0,830	1906	(list)
911 Agamemnon	7,89	131,038	166,66	185,30	L4	6,59	0,980	1919	(list)
588 Achilles	8,67	130,099	135,47	133,22	L4	7,31	0,940	1906	(list)
3451 Mentor	8,4	126,288	116,30	117,91	L5	7,70	0,770	1984	(list)
3317 Paris	8,3	118,790	116,26	120,45	L5	7,09	0,950	1984	(list)
1867 Deiphobus	8,3	118,220	122,67	131,31	L5	58,66	0,930	1971	(list)
1172 Äneas	8,33	118,020	142,82	148,66	L5	8,71	0,950	1930	(list)
1437 Diomedes	8,3	117,786	164,31	172,60	L4	24,49	0,810	1937	(list)
1143 Odysseus	7,93	114,624	125,64	130,81	L4	10,11	0,860	1930	(list)
	8,64	113,682	114,63	118,87	L5	7,69	0,940	1979	(list)
	8,99	112,320	108,87	107,06	L4	15,98	0,790	1908	(list)
	8,7	112,046	86,26	87,58	L4	5,62	0,780	1985	(list)
	8,4	111,655	116,14	114,34	L4	8,64	0,830	1983	(list)
	8,6	108,842	101,62	111,69	L4	31,54	0,950	1950	(list)
	8,81	101,093	96,29	119,99	L5	6,86	0,900	1917	(list)
	8,99	100,477	103,34	111,36	L5	56,17	0,740	1931	(list)
	8,89	99,549	126,27	120,49	L5	11,60	0,780	1930	(list)
	8,89	97,658	85,11	91,32	L5	7,97	0,950	1977	(list)
	9,11	95,976	81,84	84,61	L5	20,05	0,910	1977	(list)
	8,7	95,619	102,46	106,38	L4	8,85	0,950	1989	(list)
	8,94	94,625	94,90	98,45	L5	14,39	0,960	1981	(list)
4709 Ennomos	8,5	91,433	80,85	80,03	L5	12,28	0,690	1988	(list)
	8,7	89,430	111,14	113,99	L4	10,15	0,920	1981	(list)
	8,8	88,574	111,01	113,11	L4	10,21	0,950	1981	(list)
	9,1	87,646	85,71	78,63	L4	8,97	0,870	1998
	9,2	87,380	75,09	73,28	L4	12,96	0,830	1985	(list)
	9,23	86,884	87,46	86,76	L5	8,96	0,950	1975	(list)
	9,1	85,495	86,89	85,98	L4	10,43	0,870	1985	(list)
	9,3	84,043	79,21	86,79	L4	9,30	0,760	1987	(list)
	9,3	83,990	81,69	96,34	L4	29,38	0,960	1936	(list)
	9,5	82,032	70,08	87,51	L5	9,91	0,840	1988	(list)
	9,0	80,958	91,91	89,85	L5	5,96	0,920	1991
	8,9	80,165	87,33	89,39	L4	14,25	0,940	1989	(list)
	9,41	77,480	94,63	108,21	L5	22,74	0,880	1977	(list)
	9,0	76,595	92,93	95,02	L4	12,58	0,950	1988	(list)
	9,31	76,435	71,65	81,28	L4	8,18	0,950	1975	(list)
	9,2	76,147	78,34	80,00	L4	28,72	0,970	1986
	9,3	75,661	79,59	76,75	L5	6,55	0,980	1974	(list)
	9,1	74,267	98,10	101,72	L5	8,48	1,000	1982	(list)
	9,4	73,730	68,92	74,11	L4	40,59	0,900	1985	(list)
	9,1	72,331	86,82	96,21	L4	18,19	0,950	1989	(list)
	9,4	71,839	68,97	75,28	L4	27,77	0,980	1986
	9,3	70,225	76,84	87,66	L4	8,95	0,940	1973	(list)
	9,8	68,977	64,71	67,78	L4	17,38	–	1998
	9,6	68,733	68,23	66,99	L4	13,47	0,970	1986	(list)
	9,4	68,472	73,26	81,38	L4	9,53	0,970	1991
	9,5	68,163	70,08	78,89	L4	10,48	0,960	1960	(list)
	9,6	68,033	64,87	72,42	L4	21,52	0,910	1996
	9,5	67,625	62,37	68,46	L4	14,40	0,950	1973	(list)
	9,9	66,230	58,29	68,50	L4	8,69	0,860	2000
	9,3	65,916	91,66	99,60	L4	7,24	0,920	1966	(list)
	9,1	65,297	99,09	85,23	L4	10,04	1,000	1985	(list)
	9,5	64,898	81,06	69,14	L4	16,98	0,970	1949	(list)
3548 Eurybates	9,6	63,885	72,14	68,40	L4	8,71	0,730	1973	(list)
	9,7	63,836	62,79	69,54	L4	38,87	1,200	1989	(list)
	9,8	63,835	64,31	62,41	L5	15,82	–	1996
	9,5	63,277	67,73	78,70	L4	9,82	0,920	1989	(list)
	9,7	63,191	64,13	68,98	L5	20,24	0,960	1999
	9,6	62,519	66,48	71,88	L4	21,43	0,970	1998
	9,7	62,097	63,91	65,93	L5	8,81	0,850	1989	(list)
	9,8	61,684	60,51	63,63	L5	19,63	0,950	2001
	9,8	61,603	61,04	50,44	L4	18,85	0,990	1998
	9,7	60,711	59,40	52,49	L5	14,77	0,960	1989
	9,6	59,786	57,86	n,a,	L4	11,38	0,910	1988
	9,4	59,568	74,53	81,92	L4	18,48	0,980	1989
	9,7	59,295	63,91	n,a,	L5	37,56	0,900	1990
	9,7	59,150	76,40	77,29	L4	400	0,950	1989
	10,0	57,647	53,16	43,44	L5	12,37	–	1990	(list)
	9,8	57,341	55,43	57,15	L4	78,9	0,960	1998
	9,8	57,251	58,29	64,29	L5	11,24	1,010	1989	(list)
	10,0	56,706	55,67	n,a,	L5	7,50	0,710	1981	(list)
	9,9	54,964	55,67	n,a,	L5	7,52	0,960	1988	(list)
	10,0	54,909	55,67	56,08	L4	12,65	0,970	1998
	9,9	54,077	61,04	55,34	L5	9,27	0,880	1999
	10,0	53,975	55,67	n,a,	L5	17,75	–	1991
	10,1	53,921	53,16	52,48	L4	8,37	1,050	1992
	9,9	53,676	61,01	52,55	L4	32,38	0,910	1980	(list)
	10,2	53,275	50,77	n,a,	L4	19,85	1,010	1989
	10,1	53,202	n,a,	n,a,	L5	n,a,	?	1999
	10,0	53,100	55,67	50,86	L5	15,13	0,875	1999
	10,0	53,025	53,15	56,96	L5	27,68	–	1977	(list)
	10,0	52,058	53,16	n,a,	L5	5,32	1,000	1988	(list)
	10,5	51,922	44,22	48,57	L4	53,02	–	1989
	10,2	51,695	50,77	n,a,	L5	11,31	0,880	1978	(list)
	9,8	51,263	61,04	71,79	L4	738	0,960	1989	(list)
	10,1	51,136	53,16	53,91	L5	32,44	–	1993
	10,4	50,961	46,30	n,a,	L4	5,72	1,000	1999
	10,1	50,951	53,16	n,a,	L4	16,26	0,910	1986
	10,1	50,870	53,16	n,a,	L5	40,09	0,960	1988	(list)
21900 Orus	10,0	50,810	55,67	53,87	L4	13,45	0,950	1999
	10,1	50,799	53,76	54,38	L5	20,60	–	1971	(list)
	10,2	50,770	50,77	n,a,	L4	24,94	0,900	1988
	9,9	50,755	58,29	n,a,	L4	16,40	–	1976	(list)
	10,0	50,378	53,16	59,47	L5	18,44	0,910	1977	(list)
	10,1	50,159	53,16	n,a,	L4	10,31	0,970	1989
	10,1	49,960	53,16	56,23	L5	17,37	–	1990
	10,1	49,606	58,53	52,61	L4	12,04	1,090	1989
	10,1	49,528	57,85	59,96	L5	9,70	1,030	1988	(list)
	10,1	49,151	50,77	60,80	L5	30,66	–	1988
	9,7	48,356	64,58	69,93	L4	7,32	0,950	1989
	10,2	48,209	52,71	66,10	L4	22,73	0,940	1988	(list)
	10,2	48,190	50,77	50,37	L4	7,84	1,090	2000
	10,2	48,017	50,77	51,63	L5	23,34	0,950	2000
	10,2	47,987	50,77	n,a,	L5	15,21	0,780	1988
	10,1	47,819	61,04	54,62	L4	28,48	–	1991
	9,9	47,731	55,67	47,07	L5	648	0,850	1994
	10,6	47,649	42,23	n,a,	L5	5,99	—	1971	(list)
	10,1	46,462	53,16	61,04	L4	29,2	0,810	1973	(list)
	10,2	46,001	50,77	47,91	L4	562	0,990	1998
	10,4	45,954	46,30	43,22	L5	12,87	0,920	1988	(list)
	10,1	45,683	53,16	n,a,	L4	29,82	1,060	1985	(list)
	10,4	45,524	46,30	n,a,	L4	6,05	–	1989	(list)
	10,3	45,515	48,48	53,89	L4	6,39	–	1973	(list)
	10,3	44,741	42,59	44,42	L4	18,42	–	1989
	10,4	44,546	46,30	n,a,	L5	15,74	–	1977
	10,7	43,861	51,42	43,38	L5	–	–	1991
	10,4	43,530	46,30	51,53	L5	250	0,906	1998
	10,6	42,893	42,23	n,a,	L4	17,80	–	1973
	10,5	42,770	44,22	n,a,	L5	19,00	–	1988	(list)
	10,5	42,716	44,22	n,a,	L4	17,74	0,866	1957	(list)
^(A)  Kaynaklar: WISE/NEOWISEkataloğu(NEOWISE_DIAM_V1 PDS, Grav, 2012); IRAS verileri (SIMPS v.6 catalog); ve Akari kataloğu (Usui, 2011); DS: Dönme süresi and (V–I) (renk ölçeği) LCDB'dan alınmıştır. Not: elde edilemeyen veriler JPL SBDB (query) ve LCDB (query form)'den alınmıştır.

Yörüngeler

Jüpiter'in yörüngesine (dış kırmızı elips) karşı ayarlanmış 624 Hektor'un (mavi) yörüngesinin animasyonu

Jüpiter truvalıları 5,05 ile 5,35 AU çapındaki (ortalama yarı büyük eksen 5,2 ± 0,15 AU) yörüngelere sahiptir ve iki Lagrange noktası etrafındaki uzun, kavisli bölgeler boyunca dağılmışlardır. Her bir grup, Jüpiter'in yörüngesini izleyerek yaklaşık 26° açısı ölçüsünde yayılmakta ve bu da toplamda yaklaşık 2,5 AU'luk bir mesafeye denk gelmektedir. Grupların genişliği yaklaşık olarak iki Hill yarıçapına eşittir, bu da Jüpiter ölçeğinde yaklaşık 0,6 AU'dur. Jüpiter truvalılarının çoğu Jüpiter'in yörünge düzlemine göre 40°'ye varan ölçüde görece büyük bir yörünge eğikliğine sahiptir.

Jüpiter truvalıları, bulundukları yörüngede Jüpiter'den sabit bir uzaklıkta durmazlar. Periyodik olarak Jüpiter'e yaklaşarak ya da uzaklaşarak kendi denge noktaları etrafında yavaşça salınırlar. Cisimlerin genellikle Lagrange noktaları etrafında iribaş yörünge adı verilen bir yol izlemekte olduğu hesaplanmakta olup, ortalama salınım süresi yaklaşık 150 yıldır. Salınımın genliği (Jüpiter yörüngesi boyunca) 0° ile 88° arasında ve ortalamada 33° olmak üzere değişkenlik gösterir. Simülasyonlar, Jüpiter truvalılarının bir Lagrange noktasından diğerine hareket ederken daha da karmaşık yörüngeler izleyebileceğini göstermektedir; bunlara da at nalı yörünge adı verilmektedir.

Dinamik aileler ve ikililer

Tıpkı asteroit kuşağı cisimlerindeki gibi Jüpiter truvalılarının da aileleri bulunmaktadır. Ancak Jüpiter truvalısı popülasyonu içindeki dinamik aileleri ayırt etmek, asteroit kuşağında olduğundan daha zordur, çünkü Jüpiter truvalıları çok daha dar bir olası konum aralığında sıkışıp kalmıştır. Bu da cisimlerin heterojen bir dağılımda olması ile grupların üst üste bindiği ve genel grupla birleşme eğiliminde oldukları anlamına gelmektedir. 2003 yılında yapılan bir çalışmada, yaklaşık bir düzine dinamik aile tanımlanmış ve sonraki yıllarda ise keşfedilen cisim sayısındaki artışa paralel olarak tanımlanan grup sayısında ciddi bir artış yaşanmıştır. Buna rağmen, toplam Jüpiter truva popülasyonunun yalnızca yüzde 1'i klasik sınıflandırma yöntemleri kapsamında sınıflandırılmaktadır. 2021 yılında astrokladistik bir yöntem kullanılarak ve güncel veriler ışığında yapılan başka bir çalışmada ise farklı bir taksonomi yöntemi izlenerek süper-klanlar, klanlar ve alt-klanlar şeklinde bir gruplama yapılmış olup, bu çalışmaya göre incelenen 805 cisim 48 farklı klan biçiminde sınıflandırılmıştır.

2001 yılında, 617 Patroclus ikili asteroit olduğu anlaşılan ilk Jüpiter truvalısı olmuştur. İkili sistemin 650 km'lik yörüngesi, birincil Hill küresi için belirlenen 35.000 km'ye kıyasla son derece yakındır. En büyük Jüpiter truvalısı olan 624 Hektor'un da uydusu bulunan bir ikili olabileceği değerlendirilmektedir.

Fiziki özellikleri

624 Hektor (işaretlenmiş nokta), parlaklık açısından cüce gezegen Pluto'ya benzer.

Jüpiter truvalıları düzensiz şekilli karanlık cisimlerdir. Geometrik albedoları genellikle %3 ile %10 arasında değişmektedir. Ortalama albedo değerleri, çapı 57 km'den büyük cisimler için 0,056 ± 0,003, 25 km'den küçük olanlar için ise 0,121 ± 0,003'tür (R-tipi).4709 Ennomos asteroidi, bilinen tüm Jüpiter truvalıları arasındaki en yüksek albedoya (0,18) sahiptir. Jüpiter truvalılarının kütleleri, kimyasal bileşimleri, dönüş yönleri veya diğer fiziksel özellikleri hakkında bilinenler az olmakla birlikte, son yıllarda yapılan çalışmalar neticesinde elde edilen verilerde artış yaşanmıştır. Buna göre, cisimlerin yörünge tutarsızlıklarının Satürn'ün çekim etkisi kaynaklı olduğu ve bileşimlerinin kuyruklu yıldız çekirdeklerine benzer şekilde su buzu ve organik madde içerdiği keşfedilmiştir.

Dönme periyodu

Jüpiter truvalılarının dönme özellikleri iyi bilinmemektedir. Jüpiter'in 72 truvalısının dönme ışık eğrilerinin analizi, ortalama dönme süresini yaklaşık 11,2 saat olarak verirken, asteroit kuşağındaki asteroitlerin kontrol grubunun ortalama süresi 10,6 saattir. Jüpiter truvalılarının dönme sürelerinin dağılımının bir Maxwell fonksiyonu ile tutarlı bir şekilde tahmin edilebildiği görülürken, ana kuşak asteroitleri için bu dağılımın 8-10 saat aralığında bir süre açığı ile Maxwell formülüne uygun olmadığı görülmüştür. Bu sonuçlar, Jüpiter truvalılarının dönme sürelerinin Maxwell fonksiyonuna göre dağılımının, asteroit kuşağına kıyasla daha güçlü bir çarpışmalı dönüşüm geçirdiklerine işaret ediyor olabilir.

2008 yılında Calvin College'dan bir ekip, on Jüpiter truvalısından oluşan ayrıştırılmış bir örneğin ışık eğrilerini incelemiş ve 18,9 saatlik bir medyan dönüş süresi olduğunu tespit etmişlerdir. Bu değer benzer büyüklükteki ana kuşak asteroitlerinden (11,5 saat) önemli ölçüde daha yüksektir. Bu fark, Jüpiter truvalılarının daha düşük bir ortalama yoğunluğa sahip olduğu, bu nedenle Kuiper kuşağında oluştukları sonucunu doğurabilir.

Bileşim

Spektroskopik olarak, Jüpiter truvalılarının çoğu asteroit kuşağının dış bölgelerinde baskın olan D tipi asteroitler olarak sınıflandırılmaktadır. Küçük bir kısmı ise P veya C tipi asteroitler olarak sınıflandırılır. Spektrumları kırmızıdır (yani daha uzun dalga boylarında daha fazla ışık yansıtırlar) genellikle nötr ve özelliksizlerdir.4709 Ennomos, ortalama Jüpiter truvalısından biraz daha yüksek bir albedoya sahiptir ve bu da su buzunun varlığına işaret ediyor olabilir. Diğer bazı Jüpiter truvalıları ise, örneğin 911 Agamemnon ve 617 Patroclus, 1,7 ve 2,3 μm'de çok zayıf soğurmalar göstermiştir, bu da organiklerin varlığına işaret ediyor olabilir. Jüpiter truvalılarının spektrumları Jüpiter'in düzensiz uydularınınkine ve bir dereceye kadar kuyruklu yıldız çekirdeklerininkine benzer, ancak Jüpiter truvalıları spektral olarak daha kırmızı Kuiper kuşağı nesnelerinden çok farklıdır. Bir Jüpiter truvalısının spektrumu su buzu, kayda değer miktarda karbon bakımından zengin malzeme (kömür), ve muhtemelen magnezyum bakımından zengin silikatların bir karışımıyla ilişkilendirilebilir. Jüpiter truva popülasyonunun bileşimi, her iki bölgede bulunan cisimler arasında çok az farklılaşma veya hiç farklılaşma olmaksızın, heterojen ve belirgin bir şekilde tekdüze görünmektedir.

Hawaii'deki Keck Gözlemevi'nden bir ekip 2006 yılında ikili asteroit 617 Patroclus'un yoğunluğunun, su buzununkinden (0,8 g/cm³) daha düşük olarak ölçtüğünü açıklamış ve bu cisimle birlikte muhtemelen diğer birçok Truva nesnesinin de bileşim olarak ana kuşak asteroitlerinden ziyade kuyruklu yıldızlara veya Kuiper kuşağı nesnelerine (toz tabakalı su buzu) daha çok benzediğini öne sürmüştür. Bu argümana karşın, 624 Hektor'un dönme ışık eğrisi hesaplamalarıyla belirlenen yoğunluğu (2,480 g/cm³) 617 Patroclus'unkinden önemli ölçüde daha yüksektir. Yoğunluklar arasındaki bu derecedeki bir farklılık, gökcisminin kökenine ilişkin olarak yoğunluk değerinin iyi bir gösterge olamayabileceğini göstermektedir.

Kökeni ve evrimi

Jüpiter truvalılarının oluşumunu ve evrimini açıklamak için iki ana teori ortaya atılmıştır. Bunlardan ilki, Jüpiter truvalılarının Güneş Sistemi'nin Jüpiter ile aynı bölümünde oluştuğunu ve Jüpiter biçimlenirken onun yörüngesine girdiğini öne sürmektedir. Jüpiter'in oluşumunun son aşaması, ön gezegen diskinden dikkate değer miktarlarda hidrojen ve helyum birikmesi yoluyla kütlesinin kontrolden çıkmasıdır. Yalnızca yaklaşık 10.000 yıl süren bu büyüme sırasında Jüpiter'in kütlesi on kat artmıştır. Jüpiter'le yaklaşık olarak aynı yörüngeye sahip olan gezegenimsi cisimler, gezegenin artan kütleçekimi tarafından yakalanmıştır. Yakalama mekanizmasının etkinliği kaynaklı olarak geri kalan tüm gezegenimsi cisimlerin yaklaşık %50'si bu şekilde Jüpiter tarafından yakalanmıştır. Bu hipotezin iki sorunu mevcuttur: bunlardan ilki yakalanan cisimlerin sayısı, gözlemlenen Jüpiter truva asteroitlerinin sayısının dört katından fazla olup, mevcut Jüpiter truva asteroitleri yakalama modelinin öngördüğünden daha büyük bir yörünge eğikliğine sahiptir. Bu senaryonun simülasyonları, böyle bir oluşum tarzının Satürn için de benzer truva cismi oluşumunu engelleyeceğini göstermektedir ki bu gözlemlerle de doğrulanmış ve bugüne kadar Satürn yakınlarında hiçbir truva cismi tespit edilememiştir. Bu teorinin diğer bir varyasyonunda, ilk büyümesi sırasında Jüpiter truva cisimlerini yakalar ve büyümeye devam ettikçe de bu cisimler gezegenin kendi ekseni etrafında hareket eder. Jüpiter'in bu hareketi sırasında at nalı yörüngelerdeki cisimlerin yörüngelerinin istikrarsızlaşması nedeniyle L₄ bölgesinde daha fazla sayıda cisim birikir. Sonuç olarak, Jüpiter büyüdükçe at nalı yörüngeler (iribaş yörüngelere) dönüştüğünden L₄ bölgesine fazla miktarda truvalı hapsolur. Bu model aynı zamanda Jüpiter truva popülasyonunu 3-4 kat daha büyük hâle getirmektedir.

İkinci teori, Jüpiter truvalılarının Nice modelinde tanımlanan dev gezegenlerin göçü sırasında yakalanmış olduğunu ileri sürmektedir. (Nice modeline göre) dev gezegenlerin yörüngeleri, Güneş Sistemi'nin oluşumundan yaklaşık 500-600 milyon yıl sonra, Jüpiter ve Satürn'ün 1:2 ortalama hareket rezonansını geçmesiyle kararsız hale gelmiştir. Gezegenler arasındaki çarpışmalar, Uranüs ve Neptün'ün Kuiper kuşağına doğru savrulmasına, böylelikle Kuiper kuşağının dağılmasına ve burada bulunan milyonlarca cismin Güneş Sistemi'nin içine doğru fırlamasına yol açmıştır. Jüpiter ve Satürn 1:2 rezonanslarına doğru yaklaştıklarında, önceden var olan Jüpiter truvalılarının yörüngeleri, Jüpiter ve Satürn arasındaki diğer bir etkileşim sırasında kararsız hale gelmiştir. Bu olay, truvalıların bulundukları bölgedeki yörünge hareketlerinin, Jüpiter'in Satürn'ün günberi konumundan geçmesi esnasında 1:3 rezonans salınımına eriştiğinde meydana gelmiştir. Bu süreç, Uranüs ve Neptün tarafından içeriye doğru saçılan çok sayıda cismin bir kısmının bu bölgeye girmesine ve Jüpiter ile Satürn'ün yörüngeleri ayrılırken yakalanmasına olanak tanıyacak şekilde tersine çevrilebilir. Bu yeni truvalılar, dev gezegenler tarafından yakalanmadan önce onlarla birçok kez karşılaşmalarının bir sonucu olarak çok farklı eksen eğikliklerine sahiplerdir. Bu süreç aynı zamanda Jüpiter ve Satürn'ün daha zayıf rezonanslarla kesiştiklerinde de meydana gelmiş olabilir.

Nice modelinin gözden geçirilmiş başka bir versiyonunda ise, truvalıların yukarıda bahsedilen kararsızlık sırasında Jüpiter'in bir buz deviyle karşılaşması nedeniyle Jüpiter tarafından yakalanmış olabileceği belirtilmektedir. Nice modelinin bu versiyonunda Uranüs, Neptün veya (kayıp bir beşinci gezegen) denilebilecek buz devlerinden biri, Jüpiter'in yörüngesiyle kesişen bir yörüngeye doğru savrulur ve ardından Jüpiter tarafından dışa doğru itilerek Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin hızla birbirinden ayrılmasına neden olur. Bu karşılaşmalar sırasında Jüpiter'in yarı-büyük ekseni değiştiğinden o sırada yörüngede bulunan bazı Jüpiter truvalıları buradan savrulur ve Jüpiter'in yeni yarı-büyük eksenine uygun başka nesneler yörüngeye girer. Buz deviyle son kez karşılaşmasının ardından bu cisimler rezonans noktalarından birinden geçebilir ve birbirlerinin yörüngelerini bozarak rezonans noktalarını birbirlerine kıyasla zayıflatabilirler. Karşılaşmalar sona erdikten sonra, Jüpiter ve Satürn, orijinal Nice modelinin öne sürdüğü mekanizma aracılığıyla 3:7 gibi zayıf bir ortalama hareket rezonansına yaklaştıklarında Jüpiter truvalılarının bazıları yok olur, bazıları ise yakalanır.

Jüpiter truvalılarının uzun vadedeki geleceği ise tartışmaya açıktır, çünkü Jüpiter ve Satürn ile yaşadıkları çoklu zayıf rezonanslar zaman içinde düzensiz davranmalarına neden olmaktadır. Çarpışma sonucu oluşan parçalanmalar yavaş yavaş Jüpiter truvalılarının popülasyonunu azaltmaktadır. Yörünge dışına savrulan Jüpiter truvalıları, Jüpiter'in veya (Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının) geçici uyduları haline gelebilir. Simülasyonlar, Jüpiter truvalılarının % 17'sine kadar olan kısmının yörüngelerinin Güneş Sistemi'nin ömrü boyunca kararsız halde bulunduklarını göstermektedir. Levison ve çalışma ekibi, çapı 1 km'den büyük olan yaklaşık 200 adet Jüpiter truvalısının Güneş Sistemi'nde yol alıyor olabileceğine ve bunlardan birkaçının muhtemelen Dünya'yla kesişen yörüngelerde bulunduğuna dikkat çekmektedir. Bu tür Jüpiter truvalılarından bazıları Güneş'e yaklaştıkça ve yüzeylerindeki buz buharlaşmaya başladıkça Jüpiter ailesi kuyrukluyıldızlarına dönüşebilir.

Lucy keşif görevi

Lucy misyonunun yedi hedefi: ikili asteroit Patroclus/Menoetius, Eurybates, Orus, Leucus, Polymele ve ana kuşak asteroidi DonaldJohanson.

4 Ocak 2017'de NASA Discovery Programı'nın bir sonraki görevinin Lucy uzay aracı misyonu olacağını duyurmuştur. Bu aracın yedi adet Jüpiter truvalısını ziyaret etmesi planlanmıştır. Bunlar 3548 Eurybates, 15094 Polymele, 11351 Leucus, 21900 Orus cisimleri ile 617 Patroclus ve Menoetius ikilisidir. Aracın aynı zamanda ana asteroit kuşağında yer alan 152830 Dinkinesh ve 52246 Donaldjohanson adlı asteroitlerle de yakın geçiş yapması planlanmıştır.

16 Ekim 2021 yılında uzaya fırlatılan Lucy'nin dünyanın kütleçekimini iki kez kullanarak L₄ truva kümesine 2027 yılında ulaşması beklenmektedir. Lucy'nin Dünya'dan alacağı her bir kütleçekim yardımının ardından asteroit kuşağında bulunan 152830 Dinkinesh ve 52246 Donaldjohanson asteroitlerine yakın geçiş yaparak Jüpiter'in L₄ Lagrange noktasındaki Yunan kampı olarak adlandırılan bölgeye ulaşacağı öngörülmüştür. Bu bölgedeki dört hedefini ziyaret etmesinin ardından bir kez daha Dünya'nın kütleçekiminden faydalanarak, L₅ truva kümesinde Truva kampı olarak adlandırılan bölgede bulunan 617 Patroclus ile uydusu Menoetius'a doğru hareket edeceği ve bu cisimlere 2 Mart 2033 yılında varacağı hesaplanmaktadır. Tüm planlamaların başarıyla gerçekleşmesi durumunda Jüpiter yörüngesini geçerek tekrar Dünya'ya dönen ilk uzay aracı olacaktır.

Ayrıca bakınız

• Shoemaker–Levy 9 kuyruklu yıldızı
• Lucy (uzay aracı)

Notlar

1. ^ Diğer üç nokta -L1, L2 ve L3- kararsızdır.
2. ^ Günümüzde buna benzer bir yörüngeye sahip herhangi bir Jüpiter truvalısı bilinmemekle birlikte, (316179) 2010 EN65 adlı bir adet Neptün truvalısı bulunmaktadır.
3. ^ Maxwell fonksiyonu şöyledir; ${\displaystyle F={\begin{smallmatrix}{\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma }}P^{2}\exp(-(P-P_{0})^{2}/\sigma ^{2})\end{smallmatrix}}}$, ${\displaystyle P_{0}}$ ortalama dönme periyodunu, ${\displaystyle \sigma }$ ise istatistiksel sapmayı ifade eder.

Kaynakça

1. ^ ^{a b c d e f g} Nicholson, Seth B. (Ekim 1960). "A New Trojan Asteroid, (1647) Menelaus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 72: 359. doi:10.1086/127550. ISSN 0004-6280. 
2. ^ ^{a b c d e f g h i j} Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). ""Origin and Evolution of Trojan Asteroids"" (PDF). Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 725–38. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 28 Şubat 2023. 
3. ^ ^{a b c d e f g} Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (Ağustos 2000). "Population and Size Distribution of Small Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal. 120 (2): 1140-1147. doi:10.1086/301453. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
4. ^ ^{a b} Brian G. Marsden (1 Ekim 1999). "The Earliest Observation of a Trojan". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). 14 Kasım 2008
5. ^ Einarsson, S. (1 Haziran 1913). "THE MINOR PLANETS OF THE TROJAN GROUP". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 25 (148): 131-131. doi:10.1086/122216. ISSN 0004-6280. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
6. ^ ^{a b} Wyse, Arthur B. (1938). "The Trojan Group". Vol. 3, No. 114, p.113. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
7. ^ ^{a b c d e f} Fernndez, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (Eylül 2003). "The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 126 (3): 1563-1574. doi:10.1086/377015. ISSN 0004-6256. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
8. ^ . minorplanetcenter.net. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
9. ^ "Trojan Asteroids | COSMOS". astronomy.swin.edu.au. 23 Haziran 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 1 Mart 2023. 
10. ^ "MPEC 2020-T164: (3548) Eurybates I = Queta". Minor Planet Center. 15 Ekim 2020. 1 Kasım 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 22 Haziran 2023. 
11. ^ "Minor Planet Naming Guidelines (Rules and Guidelines for naming non-cometary small Solar-System bodies) – v1.0" (PDF). Working Group Small Body Nomenclature. 20 Aralık 2021. 20 Mart 2023 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 26 Temmuz 2023. 
12. ^ ^{a b c d e} Yoshida, F.; Nakamura, T. (Aralık 2005). "Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 130 (6): 2900-2911. doi:10.1086/497571. ISSN 0004-6256. 15 Mart 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
13. ^ . minorplanetcenter.net. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
14. ^ Tedesco, Edward F.; Desert, François-Xavier (Nisan 2002). "The [ITAL]Infrared Space Observatory[/ITAL] Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal. 123 (4): 2070-2082. doi:10.1086/339482. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
15. ^ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (28 Temmuz 2006). "A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors". Science (İngilizce). 313 (5786): 511-514. doi:10.1126/science.1127173. ISSN 0036-8075. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
16. ^ . www.nasa.gov (İngilizce). 17 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2023. 
17. ^ Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (Temmuz 2011). "Earth's Trojan asteroid". Nature (İngilizce). 475 (7357): 481-483. doi:10.1038/nature10233. ISSN 1476-4687. 7 Eylül 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
18. ^ ^{a b c} Fernández, Yanga R.; Jewitt, David; Ziffer, Julie E. (1 Temmuz 2009). "ALBEDOS OF SMALL JOVIAN TROJANS". The Astronomical Journal. 138 (1): 240-250. doi:10.1088/0004-6256/138/1/240. ISSN 0004-6256. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
19. ^ ^{a b} Nakamura, Tsuko; Yoshida, Fumi (25 Nisan 2008). "A New Surface Density Model of Jovian Trojans around Triangular Libration Points". Publications of the Astronomical Society of Japan (İngilizce). 60 (2): 293-296. doi:10.1093/pasj/60.2.293. ISSN 0004-6264. 23 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
20. ^ ^{a b c d e f g h i j} David, C.; Jewitt (2003). . www.semanticscholar.org (İngilizce). 23 Ağustos 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
21. ^ ^{a b} Holt, Timothy R; Horner, Jonathan; Nesvorný, David; King, Rachel; Popescu, Marcel; Carter, Brad D; Tylor, Christopher C E (1 Nisan 2021). "Astrocladistics of the Jovian Trojan Swarms". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 504 (2): 1571-1608. doi:10.1093/mnras/stab894. ISSN 0035-8711. 
22. ^ Merline,, W. J. . cbat.eps.harvard.edu. 19 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2023. 
23. ^ ^{a b} Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal; Berthier, Jérôme; Bouchez, Antonin H.; Campbell, Randall D.; Chin, Jason C. Y.; van Dam, Marcos A.; Hartman, Scott K.; Johansson, Erik M.; Lafon, Robert E. (Şubat 2006). "A low density of 0.8 g cm-3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus". Nature (İngilizce). 439 (7076): 565-567. doi:10.1038/nature04350. ISSN 0028-0836. 28 Ocak 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
24. ^ . cbat.eps.harvard.edu. 19 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2023. 
25. ^ ^{a b c} Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (Nisan 2007). "Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves". The Astronomical Journal (İngilizce). 133 (4): 1393-1408. doi:10.1086/511772. ISSN 0004-6256. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
26. ^ Di Sisto, Romina P.; Ramos, Ximena S.; Gallardo, Tabaré (1 Şubat 2019). "The dynamical evolution of escaped Jupiter Trojan asteroids, link to other minor body populations". Icarus. 319: 828-839. doi:10.1016/j.icarus.2018.10.029. ISSN 0019-1035. 
27. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1 Ekim 2002). "On the Instability of Jupiter's Trojans". Icarus. 159 (2): 328-338. doi:10.1006/icar.2002.6904. ISSN 0019-1035. 
28. ^ Grav, T.; Mainzer, A. K.; Bauer, J. M.; Masiero, J. R.; Nugent, C. R. (Ekim 2012). "WISE/NEOWISE OBSERVATIONS OF THE JOVIAN TROJAN POPULATION: TAXONOMY". The Astrophysical Journal (İngilizce). 759 (1): 49. doi:10.1088/0004-637X/759/1/49. ISSN 0004-637X. 
29. ^ ^{a b c d e} Barucci, M.A.; Kruikshank, D.P.; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). "Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids". Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 273–87.
30. ^ Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (April 2008). "Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids". The Minor Planet Bulletin. Association of Lunar and Planetary Observers. 35 (2): 82–84. Bibcode:2008MPBu...35...82M. OCLC 85447686.
31. ^ Yang, Bin; Jewitt, David (Temmuz 2007). "Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids". The Astronomical Journal (İngilizce). 134 (1): 223-228. doi:10.1086/518368. ISSN 0004-6256. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
32. ^ Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M.A.; Licandro, J.; Boehnhardt, H.; Hainaut, O.; Marzari, F.; de Bergh, C.; De Luise, F. (Ağustos 2006). "The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families". Icarus (İngilizce). 183 (2): 420-434. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012. 10 Şubat 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
33. ^ Marzari, F.; Scholl, H. (1998). "The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans". Astronomy and Astrophysics. 339: 278–285. Bibcode:1998A&A...339..278M.
34. ^ Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, A. J.; Turrini, D. (2019). "Consequences of planetary migration on the minor bodies of the early solar system". Astronomy & Astrophysics. 623: A169. doi:10.1051/0004-6361/201833713. ISSN 0004-6361. 
35. ^ Levison, H; Morbidelli, A; Vanlaerhoven, C; Gomes, R; Tsiganis, K (Temmuz 2008). "Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune". Icarus (İngilizce). 196 (1): 258-273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. 14 Nisan 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
36. ^ Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. (Mayıs 2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System". Nature (İngilizce). 435 (7041): 462-465. doi:10.1038/nature03540. ISSN 0028-0836. 9 Haziran 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
37. ^ ^{a b} Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (12 Nisan 2013). "CAPTURE OF TROJANS BY JUMPING JUPITER". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45. ISSN 0004-637X. 11 Şubat 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
38. ^ Robutel, P.; Gabern, F.; Jorba, A. (Nisan 2005). "The Observed Trojans and the Global Dynamics Around The Lagrangian Points of the Sun–Jupiter System". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 92 (1-3): 53-69. doi:10.1007/s10569-004-5976-y. ISSN 0923-2958. 
39. ^ Tsiganis, Kleomenis; Varvoglis, Harry; Dvorak, Rudolf (Nisan 2005). "Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 92 (1-3): 71-87. doi:10.1007/s10569-004-3975-7. ISSN 0923-2958. 
40. ^ ^{a b} Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (Ocak 1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature (İngilizce). 385 (6611): 42-44. doi:10.1038/385042a0. ISSN 0028-0836. 2 Mart 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
41. ^ Northon, Karen (4 Ocak 2017). . NASA. 5 Ocak 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
42. ^ ^{a b} . lucy.swri.edu. 8 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 
43. ^ Chang, Kenneth (6 Ocak 2017). "A Metal Ball the Size of Massachusetts That NASA Wants to Explore". The New York Times (İngilizce). ISSN 0362-4331. 7 Ocak 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 16 Haziran 2023. 
44. ^ . The Planetary Society (İngilizce). 10 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2023. 

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta Jüpiter truvalısı ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

• . 15 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
• Lykawka (2010). "The Capture of Trojan Asteroids by the Giant Planets During Planetary Migration". . 405 (1383): 1375-1383. arXiv:1003.2137 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16538.x. 
• NASA's WISE Colors in Unknowns on Jupiter Asteroids 28 Kasım 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde . (NASA 2012-322 : 15 October 2012)
• NASA's New Discovery Missions: Psyche and Lucy on YouTube
• 3D Gravity Simulation of the Ten Largest Jupiter Trojan Asteroids 11 Haziran 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde .