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Groupe de Pasiphaé
Le groupe de Pasiphaé est un groupe de satellites naturels de Jupiter qui partagent des orbites similaires.
Sommaire
Caractéristiques
Le groupe de Pasiphaé regroupe plusieurs satellites, qui orbitent de façon rétrograde autour de Jupiter sur des demi-grands axes compris entre 22 800 000 et 24 100 000 km, des inclinaisons de 144,5° à 158,3° par rapport à l'équateur de Jupiter et des excentricités entre 0,25 et 0,43[1]. Les demi-grands axes sont similaires à ceux du groupe de Carmé, mais les autres éléments orbitaux diffèrent.
À la différence des deux autres groupes rétrogrades (ceux d'Ananké et de Carmé), celui-ci est très dispersé en inclinaison. Peut-être s'agit-il d'un groupe ancien, qui s'est relaxé au fil du temps[réf. nécessaire].
Le groupe est nommé d'après Pasiphaé, son membre le plus grand et le plus massif. Étant rétrogrades, l'Union astronomique internationale réserve, par convention, à ces satellites des noms se terminant en « -e » (les progrades se finissant en « -a »)[2].
Diagramme illustrant l'orbite des satellites irréguliers de Jupiter. Le groupe de Pasiphaé est visible sur le centre-bas.
Diagramme illustrant l'inclinaison des membres du groupe de Pasiphaé (en rouge), d'Ananké (en jaune) et de Carmé (en vert) en fonction du demi-grand axe.
Diagramme similaire au précédent, se focalisant sur le groupe de Pasiphaé.
Origine
Le groupe de Pasiphaé se serait formé à partir d'un astéroïde capturé par Jupiter et par la suite fragmenté lors d'un collision. L'astéroïde originel n'aurait pas été trop éclaté : son diamètre est estimé à 60 km, à peu près la même taille que Pasiphaé ; ce dernier contiendrait 99% de la masse originale. Cependant, si Sinopé appartient à ce groupe, il n'en contiendrait que 87%[3].
À la différence des groupes de Carmé et d'Ananké, la théorie d'un impact originel unique n'est pas acceptée par toutes les études. En effet, le groupe de Pasiphaé est fortement dispersé en inclinaison. Cependant, des effets de résonance orbitale, connus pour Pasiphaé et Sinopé, peuvent déformer les orbites et fournir une explication de cette dispersion[4]. Alternativement, Sinopé pourrait ne pas provenir de la collision et avoir été capturé indépendamment[5].
Les différences de couleur entre les objets (gris pour Pasiphaé, rouge pâle pour Callirrhoé et Mégaclité) suggèrent une origine plus complexe qu'une simple collision[5].
Membres
Le groupe de Pasiphaé comprendrait Pasiphaé, Sinopé, Callirrhoé, Mégaclité, Autonoé, Eurydomé et Spondé[1]. D'autres études n'y incluent que Pasiphaé et Mégaclité[4]. S/2003 J 23, Hégémone, Cyllèné, S/2003 J 4, Aoédé et Coré pourraient également en faire partie[réf. nécessaire].
La liste suivante récapitule les principales caractéristiques des membres potentiels de ce groupe, classés par demi-grand axe croissant. Les éléments orbitaux sont donnés pour l'époque 6 mars 2006 (JJ 2453800.5) pour Callirrhoé et Coré, 27 octobre 2007 (JJ 2454400.5) pour Pasiphaé et Sinopé et 14 juillet 2004 (JJ 2453200.5) pour les autres[6]. L'inclinaison est relative au plan de l'écliptique.
Nom Demi-grand axe[6]
(km)Dimensions[7]
(km)Période de révolution[6]
(d)Inclinaison[6]
(°)Excentricité[6] S/2003 J 23 22 739 674 2 700,54 148,84959 0,3930866 Aoédé 23 044 196 4 714,66 160,48205 0,6011550 Callirrhoé 23 215 007 8,6 722,62 139,84990 0,2582036 Eurydomé 23 230 879 3 723,36 149,32419 0,3769618 Sinopé 23 368 614 38 729,80 153,97573 0,2684888 Cyllèné 23 396 289 2 731,10 140,14884 0,4115910 S/2003 J 4 23 570 810 2 739,29 147,17585 0,3003168 Hégémone 23 702 532 3 745,50 152,50633 0,4077138 Pasiphaé 23 912 238 60 755,42 143,02787 0,3302616 Spondé 24 252 648 2 771,60 154,37289 0,4431689 Autonoé 24 264 466 4 772,17 151,05839 0,3690118 Coré 24 345 115 2 776,02 137,37156 0,1951191 Mégaclité 24 687 260 5,4 792,44 150,39816 0,3077601 Voir aussi
Liens internes
Références
- ↑ a et b Jewitt, David C.; Sheppard, Scott; Porco, Carolyn, Jupiter's outer satellites and Trojans, vol. 1, Cambridge University Press, 2004, 263-280 p. (ISBN 0-521-81808-7)
- ↑ (en) Flammarion, C.; Kowal, C.; Blunck, J., « Satellites of Jupiter », dans Circulaire de l'UAI, no 2846, 07/10/1975 [résumé, texte intégral]
- ↑ (en) Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C., « An abundant population of small irregular satellites around Jupiter », dans Nature, vol. 423, no 6937, 05/2003, p. 261-263 [résumé, texte intégral lien DOI]
- ↑ a et b (en) Nesvorný, David; Beaugé, Cristian; Dones, Luke, « Collisional Origin of Families of Irregular Satellites », dans The Astronomical Journal, vol. 127, no 3, 03/2004, p. 1768–1783 [résumé]
- ↑ a et b (en) Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare, « Photometric Survey of the Irregular Satellites », dans Icarus, vol. 166, no 1, 11/2003, p. 33-45 [résumé lien DOI]
- ↑ a , b , c , d et e Natural Satellites Ephemeris Service, Minor Planet Center. Consulté le 3 décembre 2007
- ↑ Planetary Satellite Physical Parameters - Jovian System, Jet Propulsion Laboratory. Consulté le 3 décembre 2007
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