Gruppo di Imalia

Il diagramma mostra i satelliti di Giove nei pressi di Imalia
I satelliti irregolari di Giove. Il gruppo di Himalia è nella parte superiore dell'immagine. I satelliti sono disposti sull'asse orizzontale in ordine di distanza dal pianeta, mentre sull'asse verticale in funzione dell'inclinazione orbitale. La dimensione dei circoletti rossi è in relazione alle dimensioni relative.

Il gruppo di Himalia è un gruppo di satelliti naturali di Giove che condividono orbite simili a quelle di Himalia e che si ritiene abbiano una origine comune.[1]

Componenti del gruppo

I membri noti del gruppo sono (in ordine di distanza da Giove):

Nome Diametro
(km)		 Periodo
(giorni)		 Note
Leda 21,5 240,93
Ersa 3 249,23
Himalia 139,6
(150 × 120)		 250,56 il membro più grande,
che dà il nome al gruppo
S/2018 J 2 3 250,88
Pandia 3 251,91
Lisitea 42,2 259,20
Elara 79,9 259,64
S/2011 J 3 3 261,77
Dia 4 278,21

Altri due possibili satelliti scoperti da Sheppard nel 2007 potrebbero far parte di questo gruppo, ma la loro magnitudine troppo debole (>24) non ha ne permesso la tracciatura e la conseguente conferma.[2]

Denominazione

L'Unione Astronomica Internazionale (IAU) riserva per i satelliti di questo gruppo nomi terminanti in "-a", per indicare il movimento progrado di questi oggetti relativamente all'orbita di Giove.[3]

Caratteristiche

I componenti del gruppo di Imalia hanno semiassi maggiori dell'orbita (distanza da Giove) che vanno da 11,15 a 11,75 milioni di chilometri, le loro inclinazioni da 26,6° a 28,3°, l'eccentricità da 0,11 a 0,25. Tutte le orbite mostrano un movimento progrado.

Le caratteristiche fisiche del gruppo sono molto omogenee; tutti i satelliti hanno colore neutro (indice di colore B−V = 0,66 e V−R = 0,36), simile a quello degli asteroidi di tipo C. Data la limitata dispersione dei parametri orbitali e l'omogeneità dello spettro elettromagnetico, si è ipotizzato che il gruppo sia il residuo della distruzione di un asteroide della fascia principale.[4] Il raggio dell'asteroide progenitore dovrebbe essere stato di circa 89 km, cioè di poco superiore a quello di Imalia, la cui massa corrisponderebbe all'87% di quella del corpo progenitore. Questo indica che l'asteroide non è stato eccessivamente perturbato.[1]

Note

  1. ^ a b Scott S. Sheppard, David C. Jewitt An abundant population of small irregular satellites around Jupiter, Nature, 423 (May 2003), pp.261-263 (pdf) (PDF) (archiviato dall'url originale il 13 agosto 2006).
  2. ^ Scott Sheppard, Gareth Williams, David Tholen, Chadwick Trujillo, Marina Brozovic e Audrey Thirouin, New Jupiter Satellites and Moon-Moon Collisions, in Research Notes of the American Astronomical Society, vol. 2, n. 3, agosto 2018, p. 155, Bibcode:2018RNAAS...2..155S, DOI:10.3847/2515-5172/aadd15, arXiv:1809.00700, 155.
  3. ^ M. Antonietta Barucci, Irregular Satellites of the Giant Planets (PDF), in M. Antonietta Barucci, Hermann Boehnhardt, Dale P. Cruikshank e Alessandro Morbidelli (a cura di), The Solar System Beyond Neptune, 2008, p. 414, ISBN 9780816527557. URL consultato il 22 luglio 2017 (archiviato dall'url originale il 10 agosto 2017).
  4. ^ Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J., Kaare Aksnes, Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166,(2003), pp. 33-45. Preprint.

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