Recentemente, tomámos conhecimento da descoberta de dois novos pequenos satélites irregulares de Júpiter. Que objectos são estes e qual a sua origem?
Em Astronomia Planetária, os satélites dos planetas gigantes são agrupados de acordo com as suas características orbitais em duas grandes classes. A primeira, a classe dos satélites regulares, é formada por objectos que se movem em órbitas quase circulares, próximas do plano equatorial do planeta hospedeiro, e com períodos relativamente curtos. Por oposição, a classe dos satélites irregulares agrega objectos cujas órbitas apresentam períodos excepcionalmente longos (entre 1 a 10 anos), e frequentemente grandes inclinações e excentricidades.
Os modelos de formação das luas dos gigantes gasosos do Sistema Solar têm demonstrado origens distintas para os dois grupos. Os satélites regulares foram certamente formados in situ, via acrecção de material da nebulosa protoplanetária. Os satélites irregulares tiveram provavelmente origem em objectos capturados de órbitas heliocêntricas durante as fases derradeiras da acrecção planetária. Numa fase posterior, a maioria deverá ter sofrido fragmentações resultantes de violentas colisões, um mecanismo que explica a actual ocorrência de famílias ou grupos com características físicas e orbitais semelhantes.
As primeiras descobertas de satélites irregulares surgiram com o advento na Astronomia das placas fotográficas (nos finais do século XIX). No entanto, foi a aplicação em meados dos anos 90 da tecnologia CCD (charge-coupled devices) nas câmaras fotográficas dos grandes observatórios astronómicos, que permitiu a detecção nos últimos 15 anos de um grande número destes objectos. Neste momento estão catalogados 112 satélites irregulares no Sistema Solar (58 em Júpiter, 38 em Saturno, 9 em Urano e 7 em Neptuno).
Imagens de um novo satélite irregular joviano, o S/2011 J2, detectado através de câmaras CCD montadas no telescópio Magellan-Baade do Observatório de Las Campanas, Chile.
Crédito: Scott S. Sheppard, CIW.
A maioria dos satélites irregulares conhecidos encontram-se na órbita de Júpiter, não só por ser o gigante gasoso mais próximo da Terra e, consequentemente, onde é mais fácil encontrar objectos de brilho débil, mas também por possuir a maior esfera de Hill de todos os planetas do Sistema Solar. Em cerca de seis dezenas de satélites irregulares jovianos conhecidos, apenas 6 apresentam uma órbita prógrada (os seis mais interiores). Os restantes têm órbitas retrógradas com semi-eixos maiores que se estendem até 0,47 vezes o raio da esfera de Hill joviana (rH♃ = 0,35 UA).
Apesar de serem fortemente influenciados pela atracção gravitacional do Sol e dos outros planetas, os satélites irregulares de Júpiter mantêm-se estáveis nas respectivas órbitas devido ao mecanismo de Lidov-Kozai (uma oscilação sincrónica e periódica entre as inclinações e as excentricidades orbitais).
As órbitas dos satélites de Júpiter (visão polar). Estão representadas a roxo as órbitas das luas de Galileu. A verde está representada a órbita de Temisto, o mais interior dos satélites irregulares prógrados. As órbitas dos restantes satélites irregulares prógrados estão indicadas a azul escuro (grupo de Himalia) e a azul claro (único membro do grupo de Carpo). A vermelho encontram-se assinaladas as órbitas dos satélites irregulares retrógrados.
Crédito: Scott S. Sheppard.
Nas condições actuais é praticamente impossível a captura permanente de objectos pelo planeta Júpiter, devido à inexistência de um mecanismo eficaz de dissipação de energia orbital. A acumulação de objectos capturados na sua órbita deverá ter ocorrido com maior facilidade quando o planeta se encontrava ainda envolto pela densa nebulosa planetária, ou seja, numa escala de tempo relativamente curta. Se assim foi, a captura dos satélites irregulares jovianos foi um processo relativamente rápido, ocorrido numa altura em que o planeta se encontrava ainda em plena formação.
Uma observação cuidada dos parâmetros orbitais destes objectos revela alguns agrupamentos óbvios. Nos satélites irregulares prógrados é distinta a formação de pelo menos três grupos: o grupo de Himalia, formado por Leda, Himalia, Lisiteia, Elara e S/2000 J11; e os grupos de Temisto e Carpo, formados apenas pelas luas que lhes dão o nome. Os satélites irregulares retrógrados apresentam pelo menos 5 agrupamentos: o grupo de Ananque com 16 membros; o grupo de Carme com 17 membros; o grupo de Pasífae com 15 membros; e os grupos de S/2003 J2 e S/2003 J12, formados cada um por apenas um objecto.
Gráfico ilustrando os agrupamentos dos satélites irregulares retrógrados de Júpiter tendo em conta o semi-eixo maior e a inclinação orbital média de cada objecto. Estão representados em diferentes cores os 5 grupos: Ananque a vermelho, Carme a azul, Pasífae a verde, S/2003 J2 a castanho e S/2003 J12 a amarelo. A preto estão representados os dois objectos recentemente descobertos S/2011 J1 e S/2011 J2. O tamanho de cada circunferência é proporcional ao diâmetro do objecto (as circunferências mais pequenas representam objectos com diâmetro inferior a 3 quilómetros).
Crédito: Sérgio Paulino (dados obtidos aqui).
Gráfico ilustrando os agrupamentos dos satélites irregulares retrógrados de Júpiter tendo em conta o semi-eixo maior e a excentricidade orbital média de cada objecto. Foram seguidos os mesmos critérios de cores e tamanhos das circunferências referidos no gráfico de cima.
Crédito: Sérgio Paulino (dados obtidos aqui).
Até agora foram apenas observados em detalhe alguns dos maiores satélites irregulares de Júpiter. Todos parecem apresentar albedos muito baixos (entre 0,04 e 0,05) e cores muito semelhantes aos asteróides troianos jovianos e aos asteróides carbonáceos escuros tipo C, P e D, muito abundantes nas regiões mais exteriores da Cintura de Asteróides. Os grupos prógrados aparentam possuir uma cor mais vermelha e mais homogénea que os grupos retrógrados.
Estas características sugerem uma origem comum à dos pequenos objectos em órbitas heliocêntricas nas proximidades de Júpiter, o que reafirma a teoria da captura sugerida pelos modelos.
Himalia visto pela sonda Cassini a 19 de Dezembro de 2000, a uma distância de 4,4 milhões de quilómetros. As imagens da Cassini são as melhores alguma vez obtidas de um satélite irregular de Júpiter.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.
Podem ler mais sobre estes objectos aqui, aqui e aqui.
Em Astronomia Planetária, os satélites dos planetas gigantes são agrupados de acordo com as suas características orbitais em duas grandes classes. A primeira, a classe dos satélites regulares, é formada por objectos que se movem em órbitas quase circulares, próximas do plano equatorial do planeta hospedeiro, e com períodos relativamente curtos. Por oposição, a classe dos satélites irregulares agrega objectos cujas órbitas apresentam períodos excepcionalmente longos (entre 1 a 10 anos), e frequentemente grandes inclinações e excentricidades.
Os modelos de formação das luas dos gigantes gasosos do Sistema Solar têm demonstrado origens distintas para os dois grupos. Os satélites regulares foram certamente formados in situ, via acrecção de material da nebulosa protoplanetária. Os satélites irregulares tiveram provavelmente origem em objectos capturados de órbitas heliocêntricas durante as fases derradeiras da acrecção planetária. Numa fase posterior, a maioria deverá ter sofrido fragmentações resultantes de violentas colisões, um mecanismo que explica a actual ocorrência de famílias ou grupos com características físicas e orbitais semelhantes.
As primeiras descobertas de satélites irregulares surgiram com o advento na Astronomia das placas fotográficas (nos finais do século XIX). No entanto, foi a aplicação em meados dos anos 90 da tecnologia CCD (charge-coupled devices) nas câmaras fotográficas dos grandes observatórios astronómicos, que permitiu a detecção nos últimos 15 anos de um grande número destes objectos. Neste momento estão catalogados 112 satélites irregulares no Sistema Solar (58 em Júpiter, 38 em Saturno, 9 em Urano e 7 em Neptuno).
Crédito: Scott S. Sheppard, CIW.
A maioria dos satélites irregulares conhecidos encontram-se na órbita de Júpiter, não só por ser o gigante gasoso mais próximo da Terra e, consequentemente, onde é mais fácil encontrar objectos de brilho débil, mas também por possuir a maior esfera de Hill de todos os planetas do Sistema Solar. Em cerca de seis dezenas de satélites irregulares jovianos conhecidos, apenas 6 apresentam uma órbita prógrada (os seis mais interiores). Os restantes têm órbitas retrógradas com semi-eixos maiores que se estendem até 0,47 vezes o raio da esfera de Hill joviana (rH♃ = 0,35 UA).
Apesar de serem fortemente influenciados pela atracção gravitacional do Sol e dos outros planetas, os satélites irregulares de Júpiter mantêm-se estáveis nas respectivas órbitas devido ao mecanismo de Lidov-Kozai (uma oscilação sincrónica e periódica entre as inclinações e as excentricidades orbitais).
Crédito: Scott S. Sheppard.
Nas condições actuais é praticamente impossível a captura permanente de objectos pelo planeta Júpiter, devido à inexistência de um mecanismo eficaz de dissipação de energia orbital. A acumulação de objectos capturados na sua órbita deverá ter ocorrido com maior facilidade quando o planeta se encontrava ainda envolto pela densa nebulosa planetária, ou seja, numa escala de tempo relativamente curta. Se assim foi, a captura dos satélites irregulares jovianos foi um processo relativamente rápido, ocorrido numa altura em que o planeta se encontrava ainda em plena formação.
Uma observação cuidada dos parâmetros orbitais destes objectos revela alguns agrupamentos óbvios. Nos satélites irregulares prógrados é distinta a formação de pelo menos três grupos: o grupo de Himalia, formado por Leda, Himalia, Lisiteia, Elara e S/2000 J11; e os grupos de Temisto e Carpo, formados apenas pelas luas que lhes dão o nome. Os satélites irregulares retrógrados apresentam pelo menos 5 agrupamentos: o grupo de Ananque com 16 membros; o grupo de Carme com 17 membros; o grupo de Pasífae com 15 membros; e os grupos de S/2003 J2 e S/2003 J12, formados cada um por apenas um objecto.
Crédito: Sérgio Paulino (dados obtidos aqui).
Crédito: Sérgio Paulino (dados obtidos aqui).
Até agora foram apenas observados em detalhe alguns dos maiores satélites irregulares de Júpiter. Todos parecem apresentar albedos muito baixos (entre 0,04 e 0,05) e cores muito semelhantes aos asteróides troianos jovianos e aos asteróides carbonáceos escuros tipo C, P e D, muito abundantes nas regiões mais exteriores da Cintura de Asteróides. Os grupos prógrados aparentam possuir uma cor mais vermelha e mais homogénea que os grupos retrógrados.
Estas características sugerem uma origem comum à dos pequenos objectos em órbitas heliocêntricas nas proximidades de Júpiter, o que reafirma a teoria da captura sugerida pelos modelos.
Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.
Podem ler mais sobre estes objectos aqui, aqui e aqui.
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