힐다 소행성

Hilda asteroid
태양계와 목성의 소행성: 힐다 그룹은 소행성 띠와 목성의 궤도 사이에 위치한다.
목성 트로이 목성
행성의 궤도
태양 		힐다군
소행성대
지구 가까이 있는 물체 (iii)

힐다 소행성들(adj. 힐디안)은 소행성대 너머에 위치하지만 목성의 궤도 내에 위치한 5,000개 이상의 소행성의 역동적인 집단으로 목성과 3:2 궤도 공진이다.[1][2] 그 이름은 소행성 153 힐다.

힐다스는 목성의 L5, L4 또는 L3 라그랑주 지점 중 하나가 그곳에 도착하면 목성의 궤도에 가장 가까운 곳에 도착할 정도로 타원형 궤도를 이동한다.[3] 그들의 다음 궤도상에서 그들의 어피니언은 L-L-L-L543 시퀀스의 다음 라그랑주 지점과 동기화된다. L5, L4, L은3 120° 떨어져 있기 때문에 힐다가 궤도를 완성할 때쯤이면 목성은 360°–120° 또는 자체 궤도의 3분의 2를 완성할 것이다. 힐다의 궤도는 반주축이 3.7~4.2AU(장시간에 걸친 평균은 3.97), 이심률은 0.3 미만, 기울기는 20°[4] 미만이다. 힐다 그룹에는 힐다 가족과 슈바르트 가족이라는 두 개의 충돌 가족이 존재한다. 후자 가문의 이름은 1911 슈바르트다.[5]

힐다스의 표면색은 흔히 저알베도 D형과 P형에 해당하지만, 작은 부분은 C형이다. D형 소행성과 P형 소행성은 표면색을 띠기 때문에 유성핵과 비슷한 표면 광물학도 있다. 이것은 그들이 공통의 기원을 공유하고 있음을 암시한다.[4][6]

역학

그림 1: 목성의 궤도까지 알려진 모든 소행성의 배경에 대한 힐다스 삼각지대.
그림 2: 힐다족의 궤도를 배경으로 한 위치.

힐다 그룹(힐다스)의 소행성은 목성과 3:2 평균 운동 공명 상태에 있다.[4] 즉, 그들의 궤도 주기는 목성의 2/3이다. 이들은 4.0 AU에 가까운 반조르 축과 편심(최대 0.3) 및 기울기(최대 20°)의 중간값으로 궤도를 따라 이동한다. 목성 트로이 목성과는 달리 그들은 목성과 경도의 차이가 있을 수 있지만, 그럼에도 불구하고 행성에 대한 위험한 접근을 피한다.

함께 찍은 힐다스는 목성의 삼각형 천장 지점인 "힐다스 삼각형"에서 약간 볼록한 면과 다듬어진 유인원을 가진 역동적인 삼각형을 이루고 있다.[3] 삼각형의 측면에 있는 "아스테로이드 스트림"의 폭은 약 1AU이며, 평균에서 이 값은 20~40% 더 크다. 그림 1은 2005년 1월 1일 목성 궤도까지의 모든 알려진 소행성(회색)의 배경에 대한 힐다스(검은색)의 위치를 보여준다.[7]

힐다 물체는 각각 타원 궤도를 따라 움직인다. 그러나 어느 순간 힐다스가 함께 이 삼각형 구성을 이루고, 모든 궤도가 함께 예측 가능한 고리를 형성한다. 그림 2는 힐다스 위치(검은색)의 궤적(회색)을 배경으로 이를 보여준다. 이들 소행성의 대다수의 경우, 궤도에서 그들의 위치는 정점의 외부 부분(어피션 근처에 있는 물체)과 측면의 중간 부분(심피온 근처에 있는 물체)을 제외하고는 임의적일 수 있다. 힐다스 트라이앵글은 오랜 기간 동안 역동적으로 안정적이라는 것이 증명되었다.[citation needed]

전형적인 힐다 물체는 역행성 근막 운동을 가지고 있다. 평균적으로 궤도 편심률이 적을 때 근위운동 속도는 더 큰 반면 노드는 더 느리게 움직인다. 아펠리온의 모든 전형적인 물체들은 겉보기에는 목성에 가까이 접근하게 되는데, 이것은 그들에게 불안정하게 해야 할 것이다. 그러나 시간이 지남에 따라 궤도 원소의 변화는 이것을 방지하고 목성과의 접속사들은 힐다 소행성의 근거리에서만 일어난다. 더욱이, 비수선 선은 다른 진폭과 2.5~3.0세기의 기간으로 결합선 근처에서 진동한다.

힐다스 삼각형이 목성과 동시에 공전한다는 사실 외에도 하천 내 소행성의 밀도는 준주기적 파동을 나타낸다. 언제든지 삼각형의 꼭지점에 있는 물체의 밀도는 옆면 내 밀도의 두 배 이상이다. 힐다 가족은 평균 5.0~5.5년 동안 정점에 있는 그들의 아펠리아에서 "휴식"하는 반면, 그들은 평균 2.5~3.0년 동안 옆구리를 따라 더 빨리 이동한다. 이들 소행성의 궤도 주기는 대략 목성의 3분의 2인 7.9년이다.

비록 삼각형이 거의 등각형이지만, 어떤 비대칭은 존재한다. 목성 궤도의 편심성 때문에 L-L45 측면은 다른 두 측면과 약간 다르다. 목성이 평지에 있을 때, 이 쪽을 따라 움직이는 물체의 평균 속도는 다른 양면을 따라 움직이는 물체보다 다소 작다. 목성이 위험에 처해 있을 때, 그 반대는 사실이다.

목성 궤도의 L과4 L5 지점에 해당하는 삼각형의 정점에서 힐다족은 트로이족에게 접근한다. 삼각형의 중간에는 소행성대 외부 부분의 소행성에 가깝다. 힐다스의 속도 분산은 트로이인들이 교차하는 지역에서 트로이인들의 속도 분산보다 더 뚜렷하다. 기울어진 트로이인들의 분산은 힐다족의 두 배다. 이 때문에 트로이인의 4분의 1은 힐다족과 교차할 수 없고, 항상 많은 트로이족이 목성의 궤도 밖에 위치한다. 따라서 교차로 지역은 제한적이다. 이것은 황색면을 따라 힐다스(검은색)와 트로잔(회색)을 보여주는 인접한 그림으로 설명된다. 트로이 목마 떼의 구형을 볼 수 있다.

삼각형의 각 면을 따라 이동할 때 힐다족은 트로이족보다 더 느리게 이동하지만, 바깥쪽 아스테로이드 벨트 소행성의 밀도가 더 높은 동네를 만나게 된다. 여기서, 속도 분산은 훨씬 더 작다.

왼쪽: 153 힐다(녹색), 목성(빨간색)의 궤도 도식도; 중간: 힐다스(검은색)와 트로이 목마는 2005년 1월 1일 경도 190도 부근의 황경면에서 바라봤다. 오른쪽: 목성 궤도의 회전 기준 프레임에 있는 힐다 그룹의 이상화된 두 소행성의 궤도. 흑색: 편심 0.310; 목성 궤도에서의 압출. 빨강: 편심 0.211.

리서치

힐다스의 움직임에서 관찰된 특성은 현재까지 알려진 수백 개의 물체에 대한 데이터에 기초하고 있으며 여전히 더 많은 의문을 제기한다. 힐다스의 명단에서 확대하기 위해서는 추가적인 관찰이 필요하다. 그러한 관측은 지구가 힐다스 삼각형의 중부와 가까이 있을 때 가장 유리하다. 왜냐하면 그것은 소행성이 지구에 가장 가깝고 태양과 반대되는 것이기 때문이다. 그러므로 그들은 가장 밝은 곳에 있다. 이러한 순간들은 매 4개월과 1/3개월마다 일어난다. 이러한 상황에서 유사한 크기의 물체의 광택은 유인원에 비해 최대 2.5배까지 달릴 수 있다.[citation needed]

힐다스는 태양계의 지역을 대략 2AU에서 목성의 궤도까지 횡단한다. 이것은 다양한 신체 조건과 다양한 소행성 집단의 이웃을 수반한다. 좀 더 자세히 관찰하면 힐다스에 대한 몇몇 이론들이 수정되어야 할지도 모른다.[citation needed]

참조

  1. ^ "Objects with orbit type Hilda – Database query". Minor Planet Center. Retrieved 14 September 2018.
  2. ^ Broz, M.; Vokrouhlický, D. (October 2008). "Asteroid families in the first-order resonances with Jupiter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (2): 715–732. arXiv:1104.4004. Bibcode:2008MNRAS.390..715B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x.
  3. ^ a b Matthias Busch. "The triangle formed by the Hilda asteroids". EasySky. Retrieved 2009-12-15.
  4. ^ a b c Ohtsuka, Katsuhito; Yoshikawa, M.; Asher, D. J.; Arakida, H.; Arakida, H. (October 2008). "Quasi-Hilda comet 147P/Kushida-Muramatsu. Another long temporary satellite capture by Jupiter". Astronomy and Astrophysics. 489 (3): 1355–1362. arXiv:0808.2277. Bibcode:2008A&A...489.1355O. doi:10.1051/0004-6361:200810321.
  5. ^ Brož, M.; Vokrouhlický, D. (2008). "Asteroid families in the first-order resonances with Jupiter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (2): 715–732. arXiv:1104.4004. Bibcode:2008MNRAS.390..715B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x.
  6. ^ Gil-Hutton, R.; Brunini, Adrián (2008). "Surface composition of Hilda asteroids from the analysis of the Sloan Digital Sky Survey colors". Icarus. 193 (2): 567–571. Bibcode:2008Icar..193..567G. doi:10.1016/j.icarus.2007.08.026. Retrieved 14 April 2014.
  7. ^ L'vov V.N, Smekhacheva R.I, Smirnov S.S., Tsekmejster S.D. 힐다스 운동의 몇 가지 특색. 이즈브 풀코보 아스트르 Obs, 2004, 217, 318–324(러시아어)