Asteroide troyanu

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta
Localización de los asteroides troyanos de Xúpiter. Tamién s'amuesa'l petrina principal.

Los asteroides troyanos son asteroides que comparten órbita con un planeta en redol a los puntos de Lagrange estables L4 y L5, que tán asitiaos 60° delantre y 60° detrás del planeta na so órbita. Los asteroides troyanos atópense distribuyíos en dos región allargaes y curvadas alredor d'estos puntos y, nel casu de Xúpiter, con un semiexe mayor de 5,2 UA. La Tierra tamién tien un asteroide troyanu, que lo acompaña nel so viaxe alredor del Sol, que mide alredor de 300 metros de diámetru y foi bautizáu col nome de 2010 TK7.

Xeneralmente'l términu referir a los asteroides troyanos de Xúpiter, que constitúin la gran mayoría, anque tamién se toparon dalgunos nes órbites de Marte y de Neptuno.[1] Hasta abril de 2010, el númberu de troyanos conocíos superaba los 4000, y dellos solu diez nun pertenecen a Xúpiter.[2]

El primera troyanu, Aquiles, afayar en 1906 l'astrónomu alemán Max Wolf. El nome troyanos deber a que, por convención, cada miembru recibió'l nome d'una figura mitolóxica de la guerra de Troya. Créese que'l númberu total de troyanos de Xúpiter mayores de 1 km ronda'l millón, una cantidá similar al númberu d'asteroides del cinturón principal del mesmu tamañu. Como naquel, los troyanos formen families d'asteroides.

Los troyanos son cuerpos escuros que'l so espectru d'emisión ye llixeramente acoloratáu y carente de peculiaridaes. Nun esisten evidencies sólides de la presencia de agua o materia orgánico nel so interior. Les sos densidaes varien ente 0,8 y 2,5 g/cm³. Créese que fueron prindaos nes sos órbites mientres los primeros estadios de la formación del sistema solar, mientres la migración de los planetes xigantes.

Historia de la so observación[editar | editar la fonte]

Asteroides Troians

En 1772 el matemáticu Joseph-Louis Lagrange, nos sos estudios sobre'l problema acutáu de los trés cuerpos, predixo qu'un cuerpu pequeñu que compartiera órbita con un planeta quedaría atrapáu nos puntos asitiaos a 60° de la llinia que xune'l Sol y el planeta.[3] El cuerpu atrapáu realizaría amodo un movimientu de llibración alredor del puntu esactu d'equilibriu describiendo una órbita de ferradura.[4] Estos puntos conócense como los puntos de Lagrange L4 y L5.[5][nota 1] Sicasí, nun se repararon asteroides atrapaos nestos puntos sinón hasta más d'un sieglu dempués de la hipótesis formulada por Lagrange; fueron los de Xúpiter los primeres n'afayase.[3]

Y. Y. Barnard realizó la primer observación rexistrada d'un asteroide troyanu, (12126) 1999 RM11, en 1904, pero nun lu identificó como tal nin-y dio especial importancia.[6] Barnard creyó probablemente que lo que reparaba yera una estrella o'l satélite Febe, de Saturno, que fuera afayáu apocayá y que nel momentu de la observación atopar a una alloña angular bien pequeña del asteroide. La identidá del oxetu nun s'afayó hasta que la so órbita reconstruyir en 1999.[6]

Sicasí, foi en febreru de 1906 cuando Max Wolf afayó'l primer asteroide troyanu que se clasificó como tal. Tratar d'Aquiles, un troyanu asitiáu nel puntu de Lagrange L4 del sistema Sol-Xúpiter.[3] Nos años 1906-1907 l'alemán August Kopff afayó otros dos troyanos de Xúpiter: Patroclo y Héctor.[3] Patroclo foi'l primera troyanu descubiertu nel puntu de Lagrange L5.[7] En 1938, yá se conocíen once troyanos.[8] Esti númberu amontóse solamente a 14 en 1961.[3] N'abril de 2010 conocer en Xúpiter 2600 troyanos en L4 y 1470 en L5,[9] pero'l ritmu al que s'afayen aumenta cola meyora y el desenvolvimientu de los preseos: pa xineru del 2000 habíense descubiertu 257,[5] ente que en mayu del 2003 la cifra xubió a 1600.[10]

En 1990 afayóse'l primera troyanu nun planeta distintu de Xúpiter; (5261) Eureka, un troyanu perteneciente a Marte.[11] Más tarde, en 2001, topóse'l primera troyanu de Neptuno: 2001 QR322.[12]

Orixe y evolución[editar | editar la fonte]

Esisten dos teoríes principales al respeutive de los troyanos. Una d'elles suxure que los troyanos formar na mesma rexón del sistema solar que Xúpiter ya incorporáronse a la so órbita cuando'l planeta inda s'atopaba en formación. La última etapa de la formación de Xúpiter arreyó una crecedera desafranada de la so masa por cuenta de l'acreción de grandes cantidaes de hidróxenu y heliu del discu protoplanetario; mientres esta crecedera, que enllargóse solamente unos 10 000 años, la masa de Xúpiter multiplicar por diez. Los planetesimales que teníen órbites cercanes a les de Xúpiter fueron prindaos pol campu gravitatorio cada vez más intensu del planeta xigante. El mecanismu de captura yera bien eficiente, yá que según la teoría fueron atrapaos alredor del 50 % de los planetesimales restantes. Sicasí, esta hipótesis presenta dos problemes de capital importancia: el númberu de cuerpos atrapaos entepasa en cuatro ordes de magnitú la población de troyanos reparada, y los asteroides troyanos actuales tienen enclinos orbitales mayores que les prediches pol modelu.[4] Sicasí, les simulaciones realizaes sobre esti escenariu amuesen qu'esta manera de formación tornaría la creación de troyanos similares alredor de Saturno, lo cual concuerda perfectamente coles observaciones.[13][14][15]

La segunda teoría parte del modelu de Niza y propón que los troyanos fueron prindaos mientres la migración planetaria, que asocedió de 500 a 600 millones d'años dempués de la formación del sistema solar. La migración foi provocada pol pasu de Xúpiter y Saturno a la resonancia orbital 1:2. Cuando esto asocedió, Urano y Neptuno, y Saturno en cierta midida, mover escontra l'esterior, ente que Xúpiter facer llixeramente escontra l'interior. Esta migración de planetes xigantes desestabilizó'l petrina de Kuiper primordial, que espulsó millones d'oxetos escontra l'interior del sistema solar. Estos oxetos atropáronse y formaron los troyanos que se reparen anguaño. Amás, la combinación de les influyencies gravitatories de los planetes alteriaría cualesquier troyanu esistente con anterioridá.[16][17]

El futuru al llargu plazu de los troyanos ta inda abiertu, yá que ensame de resonancies débiles con Xúpiter y Saturno podríen provocar un comportamientu caóticu col tiempu.[18] Amás, los fragmentos eyectados de los choques ente troyanos amenorguen amodo la so población. Les simulaciones amuesen qu'aprosimao un 17 % de los troyanos iniciales de Xúpiter son inestables, polo que tuvieron de ser espulsaos en dalgún momentu del pasáu.[19] Estos troyanos espulsaos podríen convertise temporalmente en satélites de Xúpiter o en cometes periódicos de Xúpiter; esto postreru podría asoceder si averar al Sol y la so superficie de xelu empieza a evaporarse.[20] Levison y los sos collaboradores creen que podríen tar viaxando pol sistema solar cerca de 200 troyanos espulsaos con diámetros mayores a 1 km, y que ye bien pocu probable que dalgún d'ellos pueda travesar la órbita de la Tierra.[20]

Númberu y mases[editar | editar la fonte]

Representación de los cinco puntos lagrangianos, y en particular de L4 y L5, onde s'asitien los asteroides troyanos.

Les estimaciones del númberu total de troyanos basar n'estudios fondos d'árees llindaes del cielu.[21] Créese que'l grupu L4 podría contener ente 160 000 y 240 000 asteroides con diámetros mayores de dos kilómetros y alredor de 600 000 con diámetros mayores d'un kilómetru.[21][5] Si'l grupu L5 contuviera una cantidá similar d'asteroides, el númberu total de troyanos de diámetru mayor a un kilómetru superaría'l millón. Estos númberos son comparables a los del petrina d'asteroides.[21] Envalórase que la suma de les mases de tolos troyanos ye de 0,0001 vegaes la masa de la Tierra, o una quinta parte de la masa de la petrina principal.[5] Probablemente conócense tolos troyanos con magnitúes absolutes d'hasta 9.[22] El númberu de troyanos reparaos alredor del puntu L4 ye llixeramente cimeru al del puntu L5; sicasí, por cuenta de que la variación nel númberu de los troyanos más brillosos ye escasa, esta disparidad probablemente débese a la esistencia de sesgos na observación.[22] Sicasí, dellos modelos indiquen una estabilidá llixeramente mayor nel grupu L4.[4]

El troyanu de mayor tamañu ye Héctor, con un radiu de 101,5±1,8 km.[10] Esisten pocos troyanos que'l so tamañu seya enforma mayor que'l promediu de la población. Per debaxo d'un radiu de 42 km, el númberu de troyanos crez bien rápido, muncho más que na petrina principal. Esta cifra correspuende a una magnitú absoluta de 9,5 —asumiendo un albedo (cantidá de radiación reflexada) del 4 %—. Nel rangu d'ente 4,4 y 40 km de radiu, la distribución de los tamaños de los troyanos ye similar a la de la petrina principal. Por cuenta de que la observación nun apurre datos, desconozse la masa de los troyanos de menor tamañu,[4] los cualos créese que son los productos de choques ente troyanos mayores.[22]

Órbites[editar | editar la fonte]

Animación de la órbita de (624) Héctor (azul) respectu de Xúpiter (colloráu).

Los troyanos de Xúpiter tienen órbites con radios ente 5,05 UA y 5,35 UA, con un semiexe mayor promediu de 5,20 ± 0,15 UA, y tán distribuyíos en rexones allargaes y curves alredor de los dos puntos lagrangianos;[21] cada grupu estiéndese 26° a lo llargo de la órbita de Xúpiter, lo que suma un total de 2,5 UA.[5] L'anchor de cada grupu ye similar a la de dos radios de la esfera de Hill, lo que nel casu de Xúpiter suma unes 0,6 UA.[4] Munchos troyanos de Xúpiter tienen enclinos orbitales (relatives al planu orbital del planeta) de más de 40°.[5]

Los troyanos nun caltienen una distancia fixa col planeta. Amodo sufren una llibración alredor de los sos respeutivos puntos d'equilibriu, variando la so distancia con Xúpiter de manera periódica. El periodu promediu d'esta llibración ye d'unos 150 años, y la so amplitú promediu de 33° (variando ente valores tan desemeyaos como 0,6° y 88°).[4] Los troyanos siguen xeneralmente unes órbites alredor de los puntos lagrangianos denominaes trayectories renacuayu.[5] Les simulaciones amuesen que los troyanos podríen siguir trayectories inclusive más complicaes si mover dende un puntu lagrangiano a otru; estes órbites reciben el nome de trayectories de ferradura, anque hasta agora nun se conoz nengunu que tenga órbites d'esti tipu.[4]

Families dinámiques y asteroides binarios[editar | editar la fonte]

La determinación de families dinámiques d'asteroides nel grupu de los troyanos ye más complicada que na petrina principal, por cuenta de que los troyanos tán zarraos nun rangu posible de posiciones enforma menor. Esto significa que los cúmulos dinámicos tienden a superponerse col gruesu del grupu y piérdese-yos fácilmente la pista. Sicasí, en 2003 identificáronse más d'una decena de families dinámiques. Les families de troyanos son más pequeñes en tamañu que les de la petrina principal; la familia de mayor tamañu conocida ye la familia de Menelao, qu'alluga solamente a ocho miembro.[22]

En 2001, Patroclo foi'l primera troyanu identificáu como asteroide binariu.[23] La órbita d'esti asteroide binariu (650 km) ye muncho más pequeña que la esfera de Hill primaria (35 000 km).[24] L'asteroide de mayor tamañu, Héctor, ye probablemente un asteroide binariu de contautu (dos asteroides que orbitan tan cerca qu'acaben estableciendo contautu).[25][26][22]

Característiques físiques[editar | editar la fonte]

Los asteroides troyanos de Xúpiter son oxetos escuros con forma irregular. Polo xeneral el albedo xeométricu varia ente 0,03 y 0,1[10] y el so valor mediu ye de 0,056 ± 0,003.[22] L'asteroide Enomo tien el mayor albedo (0,18) de tolos troyanos.[10]

Rotación[editar | editar la fonte]

El troyanu Héctor tien una magnitú aparente (rellumu reparáu dende la Tierra) comparable a Plutón.

Les propiedaes rotacionales de los troyanos nun se conocen demasiáu bien. L'analís de les curva de lluz curvu de lluz rotacionales de 72 asteroides troyanos refundia un periodu de rotación mediu de 11,2 hores, ente que'l periodu mediu de los asteroides de la petrina principal ronda les 10,6 hores. La distribución de los periodos rotacionales de los troyanos aparentemente encaxa con una distribución de Maxwell-Boltzmann, ente que nos de la petrina principal esto nun asocede, por cuenta de un déficit d'asteroides con periodos ente 8 y 10 hores.[nota 2] La distribución de Maxwell-Boltzmann de los periodos rotacionales de los troyanos podría indicar que sufrieron una evolución de choque más acentuáu que los de la petrina principal.[27]

Sicasí, en 2008 analizáronse les curva de lluz curvu de lluz d'una amuesa de diez troyanos y atopóse una mediana del periodu de rotación de 18,9 hores. La discrepancia d'esti valor ye significativa con respectu al periodu de rotación pa los asteroides de la petrina principal del mesmu tamañu (11,5 hores). La diferencia podría debese a que los troyanos tienen una densidá media mayor, lo qu'implicaría que se formaron nel petrina de Kuiper.[28]

Composición[editar | editar la fonte]

Espectroscópicamente, los troyanos de Xúpiter son nel so mayor parte asteroides de tipu D, que son predominantes nes rexones esternes de la petrina principal.[22] Otros tipos representativos son los asteroides de tipu C o tipu P.[27] Los sos espectros suelen ser acolorataos (emiten radiación en longitud d'onda llargues) o neutros y carentes de traces distintives.[10] Les evidencies de la presencia de agua o de materia orgánico son pocu sólides y solamente l'asteroide Enomo podría indicar la esistencia d'agua nel so interior, en forma de xelu. La presencia de materia orgánico namái s'hai evidenciado nos troyanos Agamenón y Patroclo.[29] L'espectru d'emisión de los troyanos ye similar al de los satélites irregulares de Xúpiter y, en ciertu mou, al del nucleu cometario, y ye distinta al de los oxetos de la petrina de Kuiper.[21][22] L'espectru de los troyanos esplícase perbién como una composición de gran cantidá de material rico en carbonu (carbón vexetal), xelu d'agua[22] y posiblemente silicatos ricos en magnesiu.[27] La composición de los troyanos ye uniforme, con poco o nula diferenciación ente los dos grupos.[30]

En 2006, un equipu del Observatoriu W. M. Keck en Hawái anunció que la densidá del asteroide binariu Patroclo yera menor que la del xelu (0,8 g/cm³), lo que suxure que l'asteroide y posiblemente otros munchos troyanos tienen tamaños y composiciones más similares a los cometas o oxetos de la petrina de Kuiper (xelu con una capa de polvu al so alredor) qu'a los asteroides de la petrina principal.[24] D'esta miente, la densidá del troyanu Héctor determinada a partir de la so curva de lluz rotacional (2,480 g/cm³) ye significativamente mayor que la de troyanu Patroclo. Esta diferencia de densidaes ye esconcertante ya indica qu'esta magnitú podría nun ser un bon indicador del orixe de los asteroides.[26]

Troyanos n'otros planetes[editar | editar la fonte]

Asteroides troyanos de Marte[editar | editar la fonte]

El 20 de xunu de 1990 afayóse (5261) Eureka, el primer asteroide troyanu de Marte,[11] y el primeru non perteneciente a Xúpiter. Afayar nel Observatoriu del monte Palombar. Esti asteroide de tipu A[31] ocupa'l puntu de Lagrange L5 del planeta.[32]

A partir d'entós, y hasta 2010, topáronse otros trés troyanos de Marte: (101429) 1998 VF31 (L5), (121514) 1999 UJ7 (L4) y (311999) 2007 NS2 (L4), por orde de descubrimientu. Estos asteroides tienen enclinos orbitales elevaes.[32] Afayáronse otros asteroides orbitando alredor de los puntos lagrangianos, pero nun se clasificaron como troyanos por cuenta de la so gran inestabilidá, que va provocar que sían espulsaos nun plazu máximu de 500 000 años.[33]

Asteroides troyanos de Neptuno[editar | editar la fonte]

El 21 d'agostu de 2001 afayóse'l primera troyanu de Neptuno, l'asteroide 2001 QR322, que foi'l primera troyanu descubiertu nun planeta xigante del sistema solar distintu de Xúpiter. Topar el proyectu Deep Ecliptic Survey, que'l so oxetivu yera atopar oxetos del petrina de Kuiper.[12] Esti troyanu orbita alredor del puntu lagrangiano L4 de Neptuno con una órbita bien estable[34] y envalórase que tien un diámetru de 230 km.[12]

Dende entós y hasta el 2010 afayáronse otros cinco troyanos de Neptuno: (385571) Otrera, 2005 TN53, (385695) 2005 TO74, 2006 RJ103 y 2007 VL305, por orde de descubrimientu, toos ellos pertenecientes al puntu lagrangiano L4.[34] Sicasí, envaloróse que'l númberu total de troyanos de Neptuno podría ser hasta veinte veces cimeru al númberu de troyanos de Xúpiter.[35]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Notes[editar | editar la fonte]

  1. Los otros trés puntos — L1, L2 y L3 — son inestables.[4]
  2. La función de Maxwell-Boltzmann ye , onde ye'l periodu rotacional mediu, y ye la dispersión de los periodos.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. «Trojan asteroids», McGraw-Hill Concise Encyclopedia of Science and Technology, 5ª (en inglés), McGraw-Hill Professional. ISBN 978-0071429573.
  2. Unión Astronómica Internacional (UAI). «IAU Minor Planet Center». Consultáu'l 18 d'avientu de 2009.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Nicholson, Seth B.. «The Trojan Asteroids». Astronomical Society of the Pacific Leaflets 8. http://adsabs.harvard.edu/abs/1961ASPL....8..239N. Consultáu 'l 18 d'avientu de 2009. 
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 Marzari, F.; Scholl, H.; Murray, C.; Lagerkvist, C.. «Origin and Evolution of Trojan Asteroids». Asteroids III. http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3007.pdf. Consultáu 'l 18 d'avientu de 2009. 
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X.. «Population and Size Distribution of Small Jovian Trojan Asteroids». The Astronomical Journal 120 (2). doi:10.1086/301453. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000AJ....120.1140J. Consultáu 'l 18 d'avientu de 2009. 
  6. 6,0 6,1 Marsden, Brian G. (1999). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) (ed.): «The Earliest Observation of a Trojan». Consultáu'l 18 d'avientu de 2009.
  7. Einarsson, S.. «The Minor Planets of the Trojan Group». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 25 (148). http://adsabs.harvard.edu/abs/1913PASP...25..131Y. Consultáu 'l 18 d'avientu de 2009. 
  8. Wyse, A. B.. «The Trojan Group». Astronomical Society of the Pacific Leaflets 3. http://adsabs.harvard.edu/abs/1938ASPL....3..113W. Consultáu 'l 18 d'avientu de 2009. 
  9. International Astronomical Union (IAU). «List Of Jupiter Trojans». Consultáu'l 18 d'avientu de 2009.
  10. 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 Fernández, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.. «The Albedo Distribution of Jovian Trojan Asteroids». The Astronomical Journal 126 (3). doi:10.1086/377015. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....126.1563F. Consultáu 'l 18 d'avientu de 2009. 
  11. 11,0 11,1 Bowell, Edward. «The 1990 MB: The first Mars Trojan». NASA, Reports of Planetary Astronomy. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991plas.rept..147B. Consultáu 'l 20 d'avientu de 2009. 
  12. 12,0 12,1 12,2 National Optical Astronomy Observatory (NOAO) (2003). «First Neptune Trojan Discovered» (inglés). Consultáu'l 20 d'avientu de 2009.
  13. Marzari, F.; Scholl, H.. «The growth of Jupiter and Saturn and the prinde of Trojan». Astronomy and Astrophysics 339. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...339..278M. Consultáu 'l 19 d'avientu de 2009. 
  14. Marzari, F. y Scholl, H.. «Prinde of Trojans by a Growing Proto-Jupiter». Icarus 131 (1). doi:10.1006/icar.1997.5841. 
  15. Fleming, H. J.; Hamilton, D. P.. «On the origin of the Trojan asteroids: Effects of Jupiter's mass accretion and radial migration». Icarus 148 (2). doi:10.1006/icar.2000.6523. http://arxiv.org/PS_cache/astru-ph/pdf/0007/0007296v1.pdf. Consultáu 'l 19 d'avientu de 2009. 
  16. Levison, H. F. et al.. «Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune». Icarus 196 (1). doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..196..258L. Consultáu 'l 19 d'avientu de 2009. 
  17. Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes R.. «Chaotic prinde of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System». Icarus 435 (7041). doi:10.1038/nature03540. http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf. Consultáu 'l 19 d'avientu de 2009. 
  18. Robutel, P.; Gabern, F.; Jorba, A.. «The Observed Trojans and the Global Dynamics Around The Lagrangian Points of the Sun–Jupiter System». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 92 (1-3). doi:10.1007/s10569-004-5976-y. Archivado del original el 31 de xunetu de 2009. https://web.archive.org/web/20090731062642/http://www.cds.caltech.edu/~gabern/preprints/osterreich.pdf. Consultáu 'l 19 d'avientu de 2009. 
  19. Tsiganis, K.; Varvoglis, H.; Dvorak, R.. «Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 92 (1-3). doi:10.1007/s10569-004-3975-7. 
  20. 20,0 20,1 Levison, H. F.; Shoemaker, Y. M.; Shoemaker, C. S.. «Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids». Nature 385 (6611). doi:10.1038/385042a0. 
  21. 21,0 21,1 21,2 21,3 21,4 Yoshida, F.; Nakamura, T.. «Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids». The Astronomical Journal 130 (6). doi:10.1086/497571. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....130.2900Y. Consultáu 'l 18 d'avientu de 2009. 
  22. 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 22,6 22,7 22,8 Jewitt, David C.; Sheppard, Scott; Porco, Carolyn. «Jupiter's outer satellites and Trojans», Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere 1 (en inglés). Cambridge University Press, 263-280. ISBN 0-521-81808-7.
  23. Merline, W. J. et al. (2001). IAU (ed.): «IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2». Consultáu'l 19 d'avientu de 2009.
  24. 24,0 24,1 Marchis, F. et al.. «A low density of 0.8 g cm-3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus». Nature 439 (7076). doi:10.1038/nature04350. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Natur.439..565M. Consultáu 'l 19 d'avientu de 2009. 
  25. Marchis, F. et al. (2006). IAU (ed.): «IAUC 8732: S/2006 (624) 1; 2006ds, 2006dt». Consultáu'l 19 d'avientu de 2009.
  26. 26,0 26,1 Lacerda, Pedro; Jewitt, David C.. «Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves». The Astronomical Journal 133 (4). doi:10.1086/511772. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AJ....133.1393L. Consultáu 'l 19 d'avientu de 2009. 
  27. 27,0 27,1 27,2 Barucci, M. A.; Cruikshank, D. P.; Mottola, S.; Lazzarin, M.. «Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids», Asteroids III (en inglés). University of Arizona Press, 273-287.
  28. Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa, J.; Hoogeboom, Kathleen M.. «Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids». Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Llunar and Planetary Observers 35 (2). http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MPBu...35...82M. Consultáu 'l 20 d'avientu de 2009. 
  29. Yang, Bin; Jewitt, David. «Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids». The Astronomical Journal 134 (1). doi:10.1086/518368. http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/134/1/223/205791.web.pdf. Consultáu 'l 20 d'avientu de 2009. 
  30. Dotto, Y. et al.. «The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families». Icarus 183 (2). doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012. 
  31. Rivkin, A. S. et al.. «Spectroscopy and photometry of Mars Trojans». Icarus 165 (2). doi:10.1016/S0019-1035(03)00211-2. 
  32. 32,0 32,1 IAU. «List Of Martian Trojans». Consultáu'l 20 d'avientu de 2009.
  33. Scholl, H.; Marzari, F.; Tricarico, P.. «Dynamics of Mars Trojans». Icarus 175 (2). doi:10.1016/j.icarus.2005.01.018. 
  34. 34,0 34,1 IAU. «List Of Neptune Trojans». Consultáu'l 20 d'avientu de 2009.
  35. Powell, David (2007). «Neptune May Have Thousands of Escorts» (inglés). space.com. Consultáu'l 20 d'avientu de 2009.

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

  • Grup d'Estudis Astronòmics. «Los troyanos». Archiváu dende l'orixinal, el 18 d'ochobre de 2011. Consultáu'l 30 d'ochobre de 2015.
  • «Trojan Minor Planets» (inglés). Centru de Planetes Menores. Consultáu'l 30 d'ochobre de 2015.
  • Sheppard, Scott. «The Trojan Page» (inglés). Consultáu'l 30 d'ochobre de 2015.



Asteroide troyano