Отвори го главното мени

Јупитеров тројанец

Астероидите меѓу внатрешниот Внатрешен систем и Јупитер
      Јупитерови тројанци
      Хилдини астероиди
      Главен астероиден појас
      Планетарни, орбити
ЈУпитеровите тројанци се поделени во две групи: однапред е старогрчкиот логор, а тројанскиот логор е зад Јупитeр следејќи ги во орбитата.

Јупитеров тројанец, вообичаено Тројански астероиди или само Тројанциастероиди кои ја споделуваат орбитата на Јупитер околу Сонцето. Релативно на Јупитер, секој од Тројанците либрира околу еднастабилните Јупитерови лагранжови точки: L4, кои се наоѓаат на 60° пред планетата во нивната орбита, и L5, 60° зад орбитата. Јупитеровите тројанци се распределени во две издолжени, закривени области околу Лагранжовите точки со просечна големата полуоска од околу 5,2 AU.[1]

Првиот Јупитеров тројанец кој е забележан е 588 Ахил, од страна на германскиот астроном Макс Волф во 1906 година.[2] Вкупно забележани се 7.040 Јупитерови тројанци од октомври 2018 .[3] По договор, тие се именувани според старогрчката митологија според учесниците во Тројанската војна, оттука името „Тројанец“. Вкупниот број на Јупитерови тројанци со пречник поголем од 1 km се верува дека изнесува повеќе од 1 милион, прилично подеднакво на бројот на астероиди поголеми од 1 km во Главниот астероиден појас.[1] Како и астероидите во Главниот астероиден појас, Јупитеровите тројанци создаваат семејства.[4]

Јупитеровите тројанци се темни тела со црвеникав, без особености спектар. Не постои цврст доказ за присуство на вода, или пак било какво соединение на нивната површина, но се верува дека тие се обвиени со толини, органски полимери создадени од Сончевото зрачење.[5] Густините на Јупитеровите тројанци (мерени според истражувањето на двојните ѕвезди или вртежните светлински криви) се движат од 0,8 до 2,5 g·cm−3.[4] Јупитеровите тројанци се верува дека се зафатени во орбитите во почетните фази на создавање на Сончевиот систем или малку подоцна, за време на планетарната миграција на џиновските планети.[4]

Поимот „Тројански астероид“, точно се однесувана астероидите во соорбита со Јупитер, но општиот поим „тројанец“ честопати се однесува на малите тела во Сончевиот систем кои се во ист однос со поголемите тела: на пример, постојат и Марсови тројанци и Нептунови тројанци,[6] како и неодамна откриените Земјини тројанци.[7][8] Поимот „Тројански астероид“ вообичаено се однесува на Јупитеровите тројанци бидејќи Тројанците биле првично откриени во Јупитеровата орбита која и ги има најголемиот број на познати Тројанци.[3]

Историја на набљудувањеУреди

 
Максимилијан Франц Јозеф Корнелиус Волф (1890)—откривачот на првиот тројанец

Во 1772 година, италијанскиот математичар Жозеф-Луј Лагранж, при изучувањето на ограничувачкиот проблем на три тела, предвидел дека мало тело кое споделува орбита со планета и се наоѓа на 60° пред или зад планетата ќе биде заробено бо близина на овие точки.[2] Заробеното тело ќе либрира полека околу точката на рамнотежа во во орбита со облик на полноглавец или потковица.[9] ове водечки и следбенички точки се наречени L4 и L5 Лагранжови точки.[10][Note 1] Првите астероиди заробени во Лагранжовите точки биле набљудувани век подоцна по Лагранжовата хипотеза. Најпрво биле откриени Јупитеровите.[2]

Барнард го извршил првото набљудување на тројанец, (12126) 1999 RM11 (означен како A904 RD во тој период), во 1904 година, но ниту тој и останатите не ја заемале во предвид неговата важност во тој период.[11] Барнард верувал дека го забележал неодамна откриената месечина на Сатурн Феба, која во тој период била само на растојание од две лачни минути, или пак астероид. идентитетот на телото останал непознат се додека не се пресметала неговата орбита 1999 година.[11]

Првото признато откритие на тројанец се случило во февруари 1906 година, кога астрономот Макс Волф при Хајделберг-Конигштулската државна опсерваторија забележал астероид во Лагранжовата точка L4 на системот СонцеЈупитер, кој подоцна е именуван 588 Ахил.[2] Во 1906–1907 биле забележани уште два Јупитерови тројанци од страна на сонародникот Август Копф (624 Хектор и 617 Патроколо).[2] Hektor, like Achilles, belonged to the L4 swarm ("ahead" of the planet in its orbit), whereas Patroclus was the first asteroid known to reside at the L5 Lagrangian point ("behind" the planet).[12] До 1938 година, се забележани 11 Јупитерови тројанци.[13]Овој број се зголемил на 14 до 1961 година.[2] Како што се подобрувале инстѕрументите, бројот на откритија забрзано се зголемувал: со јануари 2000 година, забеклежани се 257 тројанци;[10] во мај 2003 година, бројот се зголемува на 1.600 јупитеорви тројанци.[14] Од октомври 2018 година познати се 4.601 Јупитеров тројанец во L4 и 2.439 во L5.[15]

ИменувањеУреди

Обичајот за именување на Јупитеровите астероиди во точките L4 и L5 по познатите херои-борци од Тројанската војна било предложено од Јохан Палиса од Виена, кој бил првиот кој прецизно ги пресметал нивните орбити.[2]

Астероидите во предводничката (L4) орбита се именувани според старогрчките херои („старогрчки логор“ или „Ахилова група“), а оние од следбеничката (L5) орбитасе именувани според Троја („тројански логор“).[2] Астероидите 617 Патроколо и 624 Хектор биле именувани пред да се воведе правилото, што довело до појава на старогрчки шпион во тројанскиот логор и тројански шпион во старогрчкиот логор.[13][16]

Бројност и масаУреди

 
Гравитационска потенцијална контурна шема на која се прикажани Земјините Лагранжови точки; L4 и L5 се над и под планетата, соодветно. Јупитеровите Лагранжови точки се со слични местоположби но во значително поголема орбита.

Проценките на вкупниот број на Јупитерови тројанци се заснова на длабинските истражувања на ограничени области од небто.[1] Ројот во L4 се верува дека вбројува меѓу 160–240.000 астероиди со пречници поголеми од 2 km и околу 600.000 со пречници поголеми од 1 km.[1][10] Ројот во L5 содржи споредлив број на тела, има повеќе од 1 милион Јупитерови тројанци со големина од 1 km или поголеми. Со телата посветли од апсолутна величина 9,0 населеноста е најверојатно целосна.[14] Овие броеви се слични со оние на астероидите во Главниот астероиден појас.[1] Се проценува дека вкупната маса на Јупитеровите тројанци е 0,0001 од масата на Земјата или една петина од масата на астероидниот појас.[10]

Поновите истражувања укажуваат дека гореспоменатите бројни вредности за Јупитеровите тројанци се преценети неколкукратно. Оваа преценетост произлегува (1) од претпоставката дека сите Јупитерови тројанци имаат ниско албедо од околу 0,04, додека пак малите тела може да имаат просечно албедо повисоко од 0,12;[17] (2) неточна претпоставка за распределбата на Јупитеровите тројанци на небото.[18] Според новите претставки, вкупниот број на Јупитерови тројанци со пречник поголем од 2 km е 6.300 ± 1.000 и 3.400 ± 500 во роевите во точките L4 и L5, соодветно.[18] Овие броеви ќе се намалат за фактор 2 доколку помалите Јупитерови тројанци се порефлектирачки од поголемите.[17]

Бројот на Јупитерови тројанци набљудуван во ројот во L4 е малку поголем од бројот на оние набљудувани во L5. Бидејќи најсветлите Јупитерови тројанци покажуваат мала променливост во бројноста меѓу двете населености, оваа разлика најверојатно се должи на пристрасноста на набљудувачот.[4] Некои модели наведуваат дека ројот во L4 можно е да е делумно постабилен од оној во точката L5.[9]

Најголемиот Јупитеров тројанец е 624 Хектор, кој има просечен пречник од 203 ± 3,6 km.[14] Постојат и неколку поголеми Јупитерови тројанци за споредба во целовкупното население. Намалувајќи се по големина, бројот на Јупитерови тројанци се намалува до 84 km, многу побрзо за разлика од астероидниот појас. Пречникот од 84 km соодветствува на апсолутна величина од 9,5, со албедо од 0,04. За пречниците меѓу 4,4–40 km распределбата на Јупитеровите тројанци наликува на онаа на астероидите од астероидниот појас. Ништо не се знае за масите на помалите Јупитерови тројанци.[9] Распределбата по големи на помалите Јупитерови тројанци може да е производ од судирите на поголемите Јупитерови тројанци.[4]

Најголемите Јупитерови тројанци
Тројанец Пречник (km)
624 Хектор 225
617 Патроколо 140
911 Агамемнон 131
588 Ахил 130
3451 Ментор 126
3317 Парис 119
1867 Дејфоб 118
1172 Енеј 118
1437 Диомед 118
1143 Одисеј 115
Извор: JPL Small-Body Database, NEOWISE data

ОрбитаУреди

 
Анимација на траекторијата на 624 Хектор (сино), споредена со орбитата на Јупитер (надворешната црвена елипса)

.

Јупитеровите тројанци имаат орбити со полупречници меѓу 5,05 и 5,35 АЕ (средната голема полуоска е 5,2 ± 0,15 АЕ), и се распределени преку издолжените, закривени области околу двете Лагранжови точки;[1] секој од роевите се развлекува околу 26° по должина на орбитата на Јупитер, што доведува до вкупно растојание од околу 2,5 АЕ.[10] Ширината на роевите е приближно еднаква на два Хилови полупречници, што во случајот на Јупитер изнесува околу 0,6 АЕ.[9] Поголемиот дел од Јупитеровите тројанци имаат големи наклони релативно во однос на Јупитеровата орбитална рамнина се до 40°.[10]

Јупитеровите тројанци не се на неподвижни растојанија од Јупитер. Тие полека либерираат околу нивните соодветни рамнотежни точки, периодично приближувајќи се или одалечувајќи се од Јупитер.[9] Јупитеровите тројанци вообичаено следат патеки наречени полноглавичести орбити околу Лагранжовите точки, просечниот периоф на нивната либрација е околу 150 години.[10] Амплитудата на либерацијата (по должина на Јовијанската орбита) се менува од 0,6° до 88°, при што просекот изнесува 33°.[9] Симулациите покажале дека Јупитеровите тројанци може да се движат и по многу посложени патеки кога се движат од една Лагранжова точка до друга и овие орбити се наречени потковичести орбити (досега не е познат Јупитеров тројанец со ваква орбита).[9]

Динамички семејства и паровиУреди

Во однос на постоењето на динамички семејства во самото Јупитерово тројанско население е со потешкотии, бидејќи Јупитеровите тројанци се вкопани во далеку потесни избори за можни местоположби. Ова значи дека групите тежнеат да се преклопуваат и соединенуваат со целовкупниот рој. До 2003 година препознаени се околу дузина динамички семејства. Јупитеровите тројански семејства се далеку помали по големина од семејствата во астероидниот појас, најголемото познато семејство е Менелајската група, која се состои од само 8 членови.[4]

Во 2001 година, 617 Патроколо е првиот Јупитеров тројанец кој е двоен астероид.[19] Орбитата на парот е крајно блиска, на растојание од 650 km, споредено со 35.000 km за примарната Хилова сфера.[20] Најголемиот Јупитеров тројанец — 624 Хектор— е најверојатно допирен пар со месечинка.[4][21][22]

Физички својстваУреди

 
Тројанецот 624 Хектор (посочен) е сличен по сјај со џуџестата планета Плутон.

Јупитеровите тројанци се темни тела со неправилни облици. Нивните албеда се движат меѓу 3 и 10%.[14] Просечната вредност се движи меѓу 0,056 ± 0,003 за тела поголеми од 57 km,[4] и 0,121 ± 0,003 (R-појас) за оние помали од 25 km.[17] Астероидот 4709 Еном го има најголемото албедо (0,18) од сите познати Јупитерови тројанци.[14] Многу малку се знае за нивната маса, хемиски состав, вртежен период или другите физички својства на Јупитеровите тројанци.[4]

ВртењеУреди

Вртежните периоди на Јупитеровите тројанци не се добро познати. Анализите на вртежните светлосни криви на 72 Јупитерови тројанци даваат просечен вртежен период од околу 11,2 часа, додека пак просечниот период на контролниот примерок од астероидниот појас изнесува 10,6 часа.[23] Распределбата на вртежните периоди на Јупитеровите тројанци се добро предвидени и опишани од Максвеловата функција,[Note 2] додека пак распределбата во главниот појас не е Максвелова, со помали периоди во опсег од 8–10 часа.[23] Максвеловата распределба на вртежните периоди за Јупитеровите тројанци може да е показател дека тие минале низ силен судирен развој споредбено со астероидниот појас.[23]

Во 2008 година екипа од Калвиновиот колеџ ги испитувала светлосните криви на случаен примерок од десет Јупитерови тројанци, и определиле медијански вртежен период од 18,9 часа. Оваа вредност е значително поголема од онаа во главниот астероиден појас со слична големина (11,5 часа). Разликата може да укажува дека Јупитеровите тројанци имаат помала густина, што пак укажува дека истите се создале во Кајперовиот појас (Погледнете подолу).[24]

СоставУреди

Спектроскопски, Јупитеровите тројанци се астероиди од D-тип, кој се доминантни во надворешните области на астероидниот појас.[4] Мал дел се класифицирани како P или C-тип.[23] Нивните спектри се црвени (што значи дека одбиваат повеќе светлина со подолги бранови должини) неутрални или без особености.[14] Не постојат цврсти докази за присуство на вода, органска материја oили хемиски соединенија од 2007 . 4709 Еном има албедо малку поголемо од просекот на Јупитеровите тројанци, што пак може да е показател за присуство на воден мраз. Некои од другите Јупитерови тројанци, како што е 911 Агамемнон и 617 Патроколо, имаат многу мала впивливост при 1,7 и 2,3 μm, што пак би значело присуство на органска материја.[25] Спектарот на Јупитеорвите тројанци е сличен со оние на неправилните Јупитерови месечини и, до одреден степен, кометните јадра, сепак јупитеровите тројанци се спектрално многу поразлични од поцрвените спектри на телата од Кајперовиот појас.[1][4] Спектарот на Јупитеровиот тројанец може да се спореди со спектар на мешавина од мраз, материјал богат со јаглерод, (ќумур),[4] и веројатно силикати богати со магнезиум.[23] Составот на Јупитеровите тројанци во двата логори е сличен, со мала или нензачителна разлика меѓу двата роја.[26]

Екипа од Кековата опсерваторија на Хаваи објави во 2006 година деја ја измерила густината на двојниот Јупитеров тројанец 617 Патроколо и била помала од онаа на водниот мраз (0,8 g/cm3), што наведува дека парот, а веројатно и останатите тројанци, повеќе наликуваат на кометите Кајперовиот појас со состав од воден мраз со слој од прашина, за разлика од астероидите од главниот појас.[20] Спротиставувајќи се на ова тврдење, густината на Хектор определена од светлосната крива е (2,480 g/cm3) и е значително поголема од онаа на 617 Патроколо.[22] Ваквата разлика во густините наведува дека густината не е добар показател за потеклото на астероидите.[22]

Потекло и развојУреди

Постојат две главни теории за да се објасни создавањето и развојот на Јупитеровите тројанци. Првата од теориите тврди дека создавањето на Јупитеровите тројанци се случило во истата орбита на Јупитер во Сончевиот Систем и се во таа орбита од самото создавање.[9] Последната фаза на Јупитеровото создавање вклучувала забрзан раст на неговата маса преку забрзување на големи количества водород и хелиум од протопланетарниот диск, за време на овој раст, кој траел околу 10.000 години, масата на Јупитер се зголемила десеткратно. Планетезималите кои имале приближно исти орбити како Јупитер биле зафатени од зголемената гравитација на планетата.[9] Зафатниот механизам бил доста ефикасен околу 50% од преостанатите планетезимали биле зафатени и заробени. Оваа претпоставка има два поголеми проблеми: бројот на зафатени тела е поголема од бројот на набљудуваните Јупитерови тројанци четирикратно, и денешните астероиди Јупитеровите тројанци имаат поголеми орбитални наклони од оние во зафатниот модел.[9] Симулациите на ова сценарио покажале дека ваквиот начин на создавање би спречил создавање на тројанци во орбита околу Сатурн, и ова е потврдено преку набљудувањата бидејќи до ден денес не се забележани тројанци во орбитата на Сатурн.[27] Во изменета верзија на оваа теорија Јупитер ги зафаќа тројанците за време на првичниот раст и почнува да се придвижува како што продолжува да расте. За време на придвижувањето на Јупитеровата орбита, орбитите на телата во потковичестите орбити се нарушени предизвикувајќи страната L4 на овие орбити да биде пренаселена. Како резултат вишок на тројанци се заробени во L4 страната кога потковичестите орбити се променети во полноглавести орбити со растот на Јупитер. И овој модел дава населеност поголема за 3-4 пати од вистинската.[28]

Втората теорија дава предлог дека Јупитеоровите тројанци биле зафатени за време на преселувањето на џиновските планети опишани со Ницишкиот модел. Во Ницишкиот модел орбитите на џиновските планети биле нестабилни 500–600 милиони години по создавањето на Сончевиот Систем, кога Јупитер и Сатурн минале низ нивната 1:2 резонантна точка. Ваквата средба предизвикала планетите Уран и Нептун ниле расеани во штотуко создадениот Кајперовиот појас, нарушувајќи го и втурнувајќи милиони тела навнатре[29] Кога Јупитер и Сатурн биле во близина на нивниот резонантен сооднос 1:2, орбитите на веќе постоечките Јупитерови тројанци станале нестабилни за време на втората резонантна средба на Јупитер и Сатурн. Ова се случило кога периодот на тројанската либрација околу нивната Лагранжова точка била во сооднос 3:1 со периодот во кој местоположбата на Јупитер минува релативно во Сатурновиот перихел. Овој процес бил повратен што овозможило дел од бројните тела исфрени од поместувањето на Уран и Нептун да навлезат во орбитите и да бидат зафатени од Јупитер и Сатурн. Овие нови тројанци имале различни наклони, резултат од бројните средби со џиновските планети пред истите да бидат зафатени.[30] Овој процес може да се случи и подоцна кога Јупитер и Сатурн минувале низ послаби резонанции.[31]

Во преработена верзија на Ницишкиот модел Јупитеровите тројанци се зафатени кога Јупитер наидува на леден џин за време на нестабилноста. Во оваа верзија на моделот еден од ледените џинови (Уран, Нептун, или загубена петта планета) е расеана навнатре во пресечна орбита со Јупитер и е расеана нанадвор од страна на Јупитер, што предизвикува Јупитер и Сатурн набрзина да се раздвојат. Кога големата полуоска на Јупитер потскокнува за време на овие средби постои можност дел од Јупитеровите тројанци да ја напуштат орбитата и нови тела да бидат зафатени со голема полуоска слична со онаа на Јупитер. По последната средба ледениот џин минува низ една од либрационите точки и ги превира нивните орбити, напуштајќи ја оваа либрациона точка осиромашен од во однос на другата планета. На крајот на средбите некои од Јупитеровите тројанци се исфрлени а други се зафатени коха Јупитер и Сатурн се во близина на слабата резонантна точка со сооднос 3:7 преку механизмот на Ницишкиот модел.[31]

Подалечната иднина на Јупитеровите тројанцие отворено прашање, бидејќи бројните послаби резонанции меѓу Јупитер и Сатурн предизвикуваат тројанците да се однесуват хаотично.[32] Судирните расејувања постепено ги исцрпуваат Јупитеровите тројанци како што од нивната површина се исфрла материјалот. Исфрлените Јупитерови тројанци може да станат привремени сателити на Јупитер или пак комети.[4] Симулациите покажале дека орбитите на 17% од Јупитеровите тројанци се нестабилни со развојот на Сончевиот Систем.[33] Левисон и останатите веруваат дека околу 200 исфрлени Јупитерови тројанци со пречници поголеми од 1 km се движат низ Сончевиот систем, од кои неколку ја пресекуваат орбитата на Земјата.[34] Некои од исфрлените Јупитерови тројанци можно е да станат и комети припаднички на Јупитеровото семејство комети како што му се приближуваат на сонцето и нивниот површински мраз започнува да испарува.[34]

ИстражувањеУреди

На 4 јануари 2017 година NASA објави дека Луси е одбрана за една од нивните две мисии од програмата Дисковери.[35] Луси е предвидено да посети шест Јупитерови тројанци. Предвидено е да биде лансирана во 2021 година и ќе пристигне во точката L4 на тројанскиот облак во 2027 година по прелетувањето покрај астероид од Главниот астероиден појас. По што ќе се врати во близина на Земјата за гравитациско забрзување кое ќе го одведе до Јупитеровиот тројански облак во точката L5 каде ќе го посети астероидот 617 Патроколо.[36]

Јапонската вселенска агенција предложила сончевото едро ОКЕАНОС, кон крајот на 2020-тите да изврши прелет и анализа на тројански астероид или пак да да изврши едноставна повратна мисија за собирање на примероци.

ПоврзаноУреди

БелешкиУреди

  1. The three other points—L1, L2 and L3—are unstable.[9]
  2. The Maxwellian function is  , where   is the average rotational period,   is the Statistical dispersion of periods.

НаводиУреди

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Yoshida, F.; Nakamura, T (2005 г). Size distribution of faint L4 Trojan asteroids. „The Astronomical Journal“ том  130 (6): 2900–11. doi:10.1086/497571. Bibcode2005AJ....130.2900Y. 
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 Nicholson, Seth B. (1961 г). The Trojan asteroids. „Astronomical Society of the Pacific Leaflets“ том  8 (381): 239–46. Bibcode1961ASPL....8..239N. 
  3. 3,0 3,1 „Trojan Minor Planets“. Minor Planet Center. конс. 14 October 2018. 
  4. 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 Jewitt, David C.; Sheppard, Scott; Porco, Carolyn (2004). „Jupiter's Outer Satellites and Trojans“. Bagenal, F.. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 
  5. Dotto, E; Fornasier, S; Barucci, M.A; Licandr o, J; Boehnhardt, H; Hainaut, O; Marzari, F; De Bergh, C; и др.. The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families. „Icarus“ том  183 (2): 420–434. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012. Bibcode2006Icar..183..420D. 
  6. Sheppard, S. S.; C. A. Trujillo (28 јули 2006 г). A thick cloud of Neptune Trojans and their colors. „Science“ (New York) том  313 (5786): 511–514. doi:10.1126/science.1127173. OCLC 110021198. PMID 16778021. Bibcode2006Sci...313..511S. http://www.ciw.edu/users/sheppard/pub/Sheppard06NepTroj.pdf. 
  7. NASA's WISE Mission Finds First Trojan Asteroid Sharing Earth's Orbit 27 July 2011
  8. Connors, Martin; Wiegert, Paul; Veillet, Christian (28 јули 2011 г). Earth's Trojan asteroid. „Nature“ том  475 (7357): 481–483. doi:10.1038/nature10233. PMID 21796207. Bibcode2011Natur.475..481C. 
  9. 9,00 9,01 9,02 9,03 9,04 9,05 9,06 9,07 9,08 9,09 9,10 Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. (2002). „Origin and Evolution of Trojan Asteroids“. Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. стр. 725–38. 
  10. 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 10,6 Jewitt, David C.; Trujillo, Chadwick A.; Luu, Jane X. (2000 г). Population and size distribution of small Jovian Trojan asteroids. „The Astronomical Journal“ том  120 (2): 1140–7. doi:10.1086/301453. Bibcode2000AJ....120.1140J. 
  11. 11,0 11,1 Brian G. Marsden (1 October 1999). „The Earliest Observation of a Trojan“. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). конс. 20 January 2009. 
  12. Einarsson, Sturla (1913 г). The Minor Planets of the Trojan Group. „Publications of the Astronomical Society of the Pacific“ том  25 (148): 131–3. doi:10.1086/122216. Bibcode1913PASP...25..131E. 
  13. 13,0 13,1 Wyse, A.B. (1938 г). The Trojan group. „Astronomical Society of the Pacific Leaflets“ том  3 (114): 113–19. Bibcode1938ASPL....3..113W. 
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 14,5 Fernandes, Yanga R.; Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (2003 г). The albedo distribution of Jovian Trojan asteroids. „The Astronomical Journal“ том  126 (3): 1563–1574. doi:10.1086/377015. Bibcode2003AJ....126.1563F. 
  15. „List of Jupiter trojans“. Minor Planet Center. конс. 14 October 2018. 
  16. „Trojan Asteroids“. Cosmos. Swinburne University of Technology. конс. 13 June 2017. 
  17. 17,0 17,1 17,2 Fernández, Y. R.; Jewitt, D.; Ziffer, J. E.. Albedos of Small Jovian Trojans. „The Astronomical Journal“ том  138 (1): 240–250. doi:10.1088/0004-6256/138/1/240. Bibcode2009AJ....138..240F. 
  18. 18,0 18,1 Nakamura, Tsuko; Yoshida, Fumi (2008 г). A New Surface Density Model of Jovian Trojans around Triangular Libration Points. „Publications of the Astronomical Society of Japan“ том  60 (2): 293–296. doi:10.1093/pasj/60.2.293. Bibcode2008PASJ...60..293N. 
  19. Merline, W. J. (2001). „IAUC 7741: 2001fc; S/2001 (617) 1; C/2001 T1, C/2001 T2“. 
  20. 20,0 20,1 Marchis, Franck; Hestroffer, Daniel; Descamps, Pascal (2006 г). A low density of 0.8 g cm−3 for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus. „Nature“ том  439 (7076): 565–567. doi:10.1038/nature04350. PMID 16452974. Bibcode2006Natur.439..565M. 
  21. „IAUC 8732: S/2006 (624) 1“. конс. 23 July 2006.  (Satellite Discovery)
  22. 22,0 22,1 22,2 Lacerda, Pedro; Jewitt, David C. (2007 г). Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves. „The Astronomical Journal“ том  133 (4): 1393–1408. doi:10.1086/511772. Bibcode2007AJ....133.1393L. 
  23. 23,0 23,1 23,2 23,3 23,4 Barucci, M.A.; Kruikshank, D.P.; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). „Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids“. Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. стр. 273–87. 
  24. Molnar, Lawrence A.; Haegert, Melissa J.; Hoogeboom, Kathleen M. (април 2008 г). Lightcurve Analysis of an Unbiased Sample of Trojan Asteroids. „The Minor Planet Bulletin“ (Association of Lunar and Planetary Observers) том  35 (2): 82–84. OCLC 85447686. Bibcode2008MPBu...35...82M. 
  25. Yang, Bin; Jewitt, David (2007 г). Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids. „The Astronomical Journal“ том  134 (1): 223–228. doi:10.1086/518368. Bibcode2007AJ....134..223Y. http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/134/1/223/. посет. 19 јануари 2009 г. 
  26. Dotto, E.; Fornasier, S.; Barucci, M. A. (август 2006 г). The surface composition of Jupiter trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families. „Icarus“ том  183 (2): 420–434. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.012. Bibcode2006Icar..183..420D. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103506000753. 
  27. Marzari, F.; Scholl, H. (1998 г). The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans. „Astronomy and Astrophysics“ том  339: 278–285. Bibcode1998A&A...339..278M. 
  28. Pirani, S.; Johansen, A.; Bitsch, B.; Mustill, A. J.; Turrini, D. (2019 г). Consequences of planetary migration on the minor bodies of the early solar system. „Astronomy & Astrophysics“ том  623: A169. doi:10.1051/0004-6361/201833713. https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2019/03/aa33713-18/aa33713-18.html. 
  29. Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa (2007 г). Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune. „Icarus“ том  196 (1): 258–273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. Bibcode2008Icar..196..258L. 
  30. Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. (26 мај 2005 г). Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System. „Nature“ том  435 (7041): 462–465. doi:10.1038/nature03540. OCLC 112222497. PMID 15917801. Bibcode2005Natur.435..462M. http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf. посет. 19 јануари 2009 г. 
  31. 31,0 31,1 Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013 г). Capture of Trojans by Jumping Jupiter. „The Astrophysical Journal“ том  768 (1): 45. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45. Bibcode2013ApJ...768...45N. 
  32. Robutal, P.; Gabern, F.; Jorba A. (2005 г). The observed Trojans and the global dynamics around the lagrangian points of the sun–jupiter system. „Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy“ том  92 (1–3): 53–69. doi:10.1007/s10569-004-5976-y. Bibcode2005CeMDA..92...53R. http://www.cds.caltech.edu/~gabern/preprints/osterreich.pdf. 
  33. Kleomenis Tsiganis; Harry Varvoglis; Rudolf Dvorak (април 2005 г). Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter trojans. „Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy“ (Springer) том  92 (1–3): 71–87. doi:10.1007/s10569-004-3975-7. Bibcode2005CeMDA..92...71T. http://www.springerlink.com/content/vp38717557064k15/. посет. 17 јануари 2009 г. 
  34. 34,0 34,1 Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. (1997 г). Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids. „Nature“ том  385 (6611): 42–44. doi:10.1038/385042a0. Bibcode1997Natur.385...42L. http://www.nature.com/nature/journal/v385/n6611/abs/385042a0.html. посет. 19 јануари 2009 г. 
  35. Northon, Karen. „NASA Selects Two Missions to Explore the Early Solar System“, 4 јануари 2017.
  36. Dreier, Casey. „NASA announces five Discovery proposals selected for further study“, „The Planetary Society“, 30 септември 2015 (посет. 1 октомври 2015 г).

Надворешни врскиУреди