Jüpiter truvalısı

[bullvar_katip]

[[Dosya:InnerSolarSystem-tr.png|küçükresim|270x270pik|İç Güneş Sistemi ve Jüpiter çevresindeki asteroitler Jüpiter truvalıları iki gruba ayrılmaktadır. Jüpiter'in yörüngesinin önündekiler (L) Yunan kampı, arkasındakiler (L) ise Truva kampı olarak adlandırılır.]] Jüpiter truvalısı, Truvalı asteroitler veya Truvalılar, Jüpiter'in Güneş etrafındaki yörüngesini takip ederek hareket eden büyük bir asteroit grubudur. Her bir truva asteroidi, Jüpiter'e göre gezegenin 60° önündeki L veya 60° ardındaki L olarak adlandırılan sabit Lagrange noktalarında ve kendi yörüngelerinde salınmaktadır. Cisimler, ortalama yarı büyük ekseni yaklaşık 5,2 Astronomik birim (AU) olan bu Lagrange noktalarının etrafındaki iki adet uzun ve kavisli bölgeye dağılmış durumda bulunur. Ortak olarak her biri Yunan mitolojisinde anlatılan Truva Savaşı'ndaki karakterlerden esinlenerek adlandırılmıştır. İlk keşfedilen Jüpiter truvalısı olan 588 Achilles, 1906 yılında Alman astronom Max Wolf tarafından tespit edilmiştir. Bu keşiften itibaren Ekim 2023'e kadar 13 bine yakın truva asteroidi bulunmuştur. Çapı 1km'den büyük olan Jüpiter truvalılarının toplam sayısının yaklaşık 1 milyon kadar olduğu düşünülmektedir. Bu sayı asteroit kuşağındaki aynı boyuta sahip cisimlerin toplam sayısıyla neredeyse aynıdır. Asteroit kuşağında yer alan asteroitlerde olduğu gibi Jüpiter truvalılarının da asteroit aileleri bulunmaktadır. Çoğu Jüpiter truvalısı, 2004'ten beridir karanlık kütleli, kırmızımsı saf bir spektrumda gözlemlenebilmektedir. Su varlığına veya belirli bir su bileşenine ilişkin herhangi bir kanıt bulunmamakla birlikte, Güneş radyasyonu tarafından meydana getirilen bir organik polimer olan tholin ile kaplı oldukları düşünülmektedir. Cisimlerin yoğunlukları, dönme ışık eğrileri veya yoldaş yıldızlarına ilişkin yapılan çalışmalar vasıtasıyla ölçüldüğü kadarıyla 0,8 ila 2,5 g·cm arasında değişmektedir. Jüpiter truvalılarının Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde veya hemen sonrasında meydana geldiği düşünülen dev gezegenlerin göçü sırasında mevcut yörüngelerine oturdukları düşünülmektedir. "Truvalı asteroit" terimi özellikle Jüpiter ile aynı yörüngeyi paylaşan asteroitler için kullanılmakta olsa da, Güneş Sistemindeki diğer büyük cisimlerle ilişki içinde olan cisimler için de tercih edilmektedir. Buna bağlı olarak Mars, Neptün, Uranüs ve Dünya'nın da truvalıları olduğu bilinmektedir. İlk olarak Jüpiter'in yörüngesinde keşfedilmeleri ve burada çok fazla sayıda bulunmalarından ötürü "Truvalı Asteroit" terimi genellikle Jüpiter'in yörüngesindeki asteroitleri nitelemektedir. Altı truvalının ve asteroit kuşağında yer alan iki ana kuşak asteroidinin 16 Ekim 2021 tarihinde NASA'nın Discovery programı kapsamında uzaya fırlatılan Lucy görevi kapsamında ziyaret edilmesi planlanmaktadır. Gözlem tarihi sağ|küçükresim| Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf (1890) - İlk truvalının kaşifi 1772 yılında İtalyan asıllı matematikçi Joseph-Louis Lagrange, kısıtlı üç cisim problemi üzerinde çalışırken, bir gezegenle aynı yörüngeyi paylaşan, ancak gezegenin 60° önünde ya da arkasında yer alan küçük bir cismin, bu bölgede mahsur kalacağını öngörmüştür. Buna göre, sıkışan cisim bir at nalı yörüngesindeki denge noktası çevresinde yavaşça salınacaktır. Bu ön ve arka noktalara, L ve L Lagrange noktaları adı verilmektedir. Bu bölgelerde sıkışmış olan ilk asteroitler ise ancak Lagrange'ın hipotezinden bir asır sonra gözlemlenebilmiştir. Jüpiter ile ilişkili olanlar ise ilk keşfedilenler olmuştur. E. E. Barnard 1904 yılında (12126) 1999 RM (geçici tanımı A904 RD) adlı bir truva asteroidinin kaydedilen ilk gözlemini yapmış, ancak ne kendisi ne de başkaları o dönemde bu keşfin önemini kavrayabilmiştir. Barnard, o sırada gökyüzünde yalnızca iki yay dakikası uzaklıkta bulunan ve yeni keşfedilen Satürn uydusu Phoebe'yi ya da muhtemelen büyükçe bir asteroidi gördüğüne kanaat getirmiştir. Bu cismin kimliği 1999'da tutarlı yörüngesi hesaplanana kadar da anlaşılamamıştır. Kabul edilen ilk Jüpiter truva asteroidi keşfi, Şubat 1906'da Heidelberg-Königstuhl Devlet Gözlemevi'nden astronom Max Wolf'un Güneş-Jüpiter sisteminin L Lagrange noktasında bulunan ve sonradan 588 Achilles olarak adlandırılacak olan asteroidi keşfetmesiyle gerçekleşmiştir. 1906-1907 yıllarında ise Alman astronom August Kopff tarafından iki Jüpiter truva asteroidi daha bulunmuştur. Bunlar 624 Hektor ve 617 Patroclus olarak adlandırılmıştır. 624 Hektor, 588 Achilles gibi Jüpiter'in önünde hareket eden L kümesine aitken, 617 Patroclus ise Jüpiter'in arkasındaki L kümesinde bulunduğu tespit edilen ilk asteroittir. 1938'e kadar 11 Jüpiter truvalısı daha tespit edilmiş, fakat bu sayı 1961 yılına kadar ancak 14'e yükselebilmiştir. Gözlem cihazları geliştikçe, keşif oranı hızla artmış; Ocak 2000'e kadar toplam 257 adet daha truvalının keşfi gerçekleştirilmiştir. Mayıs 2003'e kadar ise keşfedilenlerin sayısı 1.600'e erişmiş olup; Eylül 2023 itibarıyla L'te 8.282 ve L'te 4.457 adet bilinen Jüpiter truvalısı bulunmaktadır. Adlandırma Jüpiter'in L ve L noktalarındaki tüm asteroitlere Truva Savaşı'nın ünlü kahramanlarının isimlerinin verilmesi geleneği, yörüngelerini doğru bir şekilde hesaplayan ilk kişi olan Avusturyalı astronom Johann Palisa tarafından önerilmiştir. Jüpiter'e göre ön (L) yörüngedeki asteroitler Yunan kahramanlarının ("Yunan klanı ya da kampı" veya "Aşil grubu"), arka (L) yörüngedekiler ise Truva kahramanlarının ("Truva klanı ya da kampı") adlarını alırlar. 617 Patroclus ve 624 Hektor asteroitleri ise henüz bu kural kabul edilmeden önce isimlendirilmiş olup, bu nedenle L Truva kampında aslında bir Yunan kahramanı olan Patroclus ve L Yunan kampında ise aslında bir Truva kahramanı olan Hektor yer almıştır. Uluslararası Astronomi Birliği'nin 30. Genel Kurulu'nda kabul edilen yeni adlandırma kurallarına göre; görünür büyüklüğü 12'den büyük olan Jüpiter truvalılarına (H>12) Olimpik atletlerin isimleri verilebilir. Bu karara mevcut bilinenlerden çok daha fazla sayıda truvalı cismin bulunması ve Truva Savaşında yer alan karakterlerin sayısının bu cisimlerin tümünü adlandırmak için yeterli olmaması gerekçe gösterilmiştir. Bu çerçevede, 15 Ekim 2020'de yeni kurala göre resmi olarak adlandırması yapılan ilk cisim, 1968 Yaz Olimpiyatları'nda ilk kadın meşale taşıyıcısı olan Meksika'lı atlet Enriqueta Basilio (Queta Basilio) onuruna adlandırılan 3548 Eurybates'in uydusu "Queta" olmuştur. Sayıları ve kütleleri [[Dosya:Lagrange_points.jpg|sağ|küçükresim| Dünyanın Lagrange noktalarını gösterir yerçekimi potansiyeli kontur grafiğine göre L ve L sırasıyla gezegenin önünde (yukarısında) ve arkasında (altında) yer almaktadır. Jüpiter'in Lagrange noktaları ise Dünya'ya benzer şekilde çok daha büyük olan kendi yörüngesinde yer almaktadır.]] Jüpiter truvalıları, yarı büyük ekseni ortalama yaklaşık 5,2 AU mesafede yer alan Jüpiter'in iki Lagrange noktası bölgesindeki, iki adet uzun ve kavisli alana dağılmış halde bulunmaktadır. Jüpiter truvalılarının toplam sayısına ilişkin tahminler gökyüzünün sınırlı alanlarında yapılan derin çalışmalara dayanmakta olup, L kolunda çapı 2km'den büyük olan yaklaşık 160-240 bin, çapı 1km'den büyük olan ise yaklaşık 600 bin adet truva asteroidi bulunduğu düşünülmektedir. L kolunda da aynı sayıda asteroit olduğu varsayıldığında, çapı 1km'den büyük toplamda 1 milyondan fazla Jüpiter truvalısı olabileceği hesaplanmaktadır. Mutlak parlaklığı 9'dan daha büyük cisimler günümüzde büyük oranda tespit edilmiş durumdadır. Bu doğrultuda hesaplanan cisim sayısı, asteroit kuşağındaki 1 km'den büyük asteroit sayısıyla neredeyse eşittir. Jüpiter truvalılarının toplam kütlesinin Dünya'nın 0,0001'i ya da asteroit kuşağındaki toplam kütlenin beşte biri kadar olduğu değerlendirilmektedir. Jüpiter truvalılarına ek olarak Mars, Neptün, Uranüs ve Dünya'nın da truva cisimleri bulunduğu keşfedilmiştir. Bununla birlikte, Jüpiter truvalılarının sayısına ilişkin son dönemde yapılan çalışmalarda, daha önceki dönemlerde yapılmış olan tahminlerin abartılı olabileceği değerlendirilmekte olup, bu abartının nedeni olarak iki husus öne sürülmektedir. Bunlardan ilki, küçük cisimlerin ortalama albedolarının 0,12 seviyelerinde olduğu göz önüne alındığında, Jüpiter truvalılarının 0,4 seviyelerindeki düşük bir ortalama albedoya sahip olmasıdır. İkinci olarak ise gökyüzündeki cisimlerin dağılımına ilişkin yanlış bir varsayım üzerinden değerlendirmeler yapıldığı tezi öne çıkmaktadır. Bu doğrultuda, yapılan yeni varsayımlara göre, 2km çapından büyük Jüpiter truvalılarının toplam sayısının L noktasında civarında; L noktasında ise bundan daha az sayıda olmak üzere civarında olduğu tahmin edilmektedir. Bu sayılar, kütlece küçük olan truvalıların yansıtıcılığının büyük olanlardan fazla olduğunun anlaşılması halinde iki kat daha azalacaktır. Öte yandan, L noktasındaki asteroitlerin görünür büyüklüklerinin L noktasındakilere göre daha yüksek olması nedeniyle, en parlak olanlarının her iki kanattaki dağılımında temel bir fark olmamasına rağmen, bir tarafın diğerinden daha fazla sayıda asteroide sahip olduğu anlayışının gözlemsel bir önyargıdan kaynaklanmakta olduğu iddia edilmektedir. Bazı modellemelerde ise L kanadının, L kanadına göre biraz daha kararlı olduğunu iddia edilmektedir. Tespit edilebilen en büyük Jüpiter truvalısı 203±3.6km çapıyla 624 Hektor'dur. Tüm Jüpiter truvalılarının sayısına oranla oldukça az sayıda büyük boyutlu truva cismi bulunmaktadır. Boyutları küçüldükçe, Jüpiter truvalılarının sayısı asteroit kuşağındakinden çok daha fazla artarak, tüm cisimlerin çap ortalaması 84km'ye kadar inmektedir. Bu 84km'lik çap, 0,04'lük bir albedo varsayımıyla 9,5'lik bir mutlak büyüklüğe karşılık gelmektedir. 4,4 ila 40km aralığındaki Jüpiter truvalılarının boyut dağılımı ana asteroit kuşağında bulunan asteroitlerin boyutlarıyla benzer özellikler göstermektedir. Daha küçük Jüpiter truvalılarının ise kütleleri hakkında kesin olarak bir şey söylemek mevcut gözlem teknolojileri göz önüne alındığında güçtür. Boyut dağılımı, daha küçük truvalıların daha büyük cisimlerle çarpışmaların bir sonucu olabileceğini düşündürtmektedir. Yörüngeler [[Dosya:AnimatedOrbitOf624Hektor.gif|küçükresim| Jüpiter'in yörüngesine (dış kırmızı elips) karşı ayarlanmış 624 Hektor'un (mavi) yörüngesinin animasyonu]] Jüpiter truvalıları 5,05 ile 5,35 AU çapındaki (ortalama yarı büyük eksen 5,2 ± 0,15 AU) yörüngelere sahiptir ve iki Lagrange noktası etrafındaki uzun, kavisli bölgeler boyunca dağılmışlardır. Her bir grup, Jüpiter'in yörüngesini izleyerek yaklaşık 26° açısı ölçüsünde yayılmakta ve bu da toplamda yaklaşık 2,5 AU'luk bir mesafeye denk gelmektedir. Grupların genişliği yaklaşık olarak iki Hill yarıçapına eşittir, bu da Jüpiter ölçeğinde yaklaşık 0,6 AU'dur. Jüpiter truvalılarının çoğu Jüpiter'in yörünge düzlemine göre 40°'ye varan ölçüde görece büyük bir yörünge eğikliğine sahiptir. Jüpiter truvalıları, bulundukları yörüngede Jüpiter'den sabit bir uzaklıkta durmazlar. Periyodik olarak Jüpiter'e yaklaşarak ya da uzaklaşarak kendi denge noktaları etrafında yavaşça salınırlar. Cisimlerin genellikle Lagrange noktaları etrafında iribaş yörünge adı verilen bir yol izlemekte olduğu hesaplanmakta olup, ortalama salınım süresi yaklaşık 150 yıldır. Salınımın genliği (Jüpiter yörüngesi boyunca) 0° ile 88° arasında ve ortalamada 33° olmak üzere değişkenlik gösterir. Simülasyonlar, Jüpiter truvalılarının bir Lagrange noktasından diğerine hareket ederken daha da karmaşık yörüngeler izleyebileceğini göstermektedir; bunlara da at nalı yörünge adı verilmektedir. Dinamik aileler ve ikililer Tıpkı asteroit kuşağı cisimlerindeki gibi Jüpiter truvalılarının da aileleri bulunmaktadır. Ancak Jüpiter truvalısı popülasyonu içindeki dinamik aileleri ayırt etmek, asteroit kuşağında olduğundan daha zordur, çünkü Jüpiter truvalıları çok daha dar bir olası konum aralığında sıkışıp kalmıştır. Bu da cisimlerin heterojen bir dağılımda olması ile grupların üst üste bindiği ve genel grupla birleşme eğiliminde oldukları anlamına gelmektedir. 2003 yılında yapılan bir çalışmada, yaklaşık bir düzine dinamik aile tanımlanmış ve sonraki yıllarda ise keşfedilen cisim sayısındaki artışa paralel olarak tanımlanan grup sayısında ciddi bir artış yaşanmıştır. Buna rağmen, toplam Jüpiter truva popülasyonunun yalnızca yüzde 1'i klasik sınıflandırma yöntemleri kapsamında sınıflandırılmaktadır. 2021 yılında astrokladistik bir yöntem kullanılarak ve güncel veriler ışığında yapılan başka bir çalışmada ise farklı bir taksonomi yöntemi izlenerek süper-klanlar, klanlar ve alt-klanlar şeklinde bir gruplama yapılmış olup, bu çalışmaya göre incelenen 805 cisim 48 farklı klan biçiminde sınıflandırılmıştır. 2001 yılında, 617 Patroclus ikili asteroit olduğu anlaşılan ilk Jüpiter truvalısı olmuştur. İkili sistemin 650km'lik yörüngesi, birincil Hill küresi için belirlenen 35.000km'ye kıyasla son derece yakındır. En büyük Jüpiter truvalısı olan 624 Hektor'un da uydusu bulunan bir ikili olabileceği değerlendirilmektedir. Fiziki özellikleri [[Dosya:624Hektor-LB1-mag15.jpg|sağ|küçükresim| 624 Hektor (işaretlenmiş nokta), parlaklık açısından cüce gezegen Pluto'ya benzer.]] Jüpiter truvalıları düzensiz şekilli karanlık cisimlerdir. Geometrik albedoları genellikle %3 ile %10 arasında değişmektedir. Ortalama albedo değerleri, çapı 57km'den büyük cisimler için 0,056 ± 0,003, 25km'den küçük olanlar için ise 0,121 ± 0,003'tür (R-tipi). 4709 Ennomos asteroidi, bilinen tüm Jüpiter truvalıları arasındaki en yüksek albedoya (0,18) sahiptir. Jüpiter truvalılarının kütleleri, kimyasal bileşimleri, dönüş yönleri veya diğer fiziksel özellikleri hakkında bilinenler az olmakla birlikte, son yıllarda yapılan çalışmalar neticesinde elde edilen verilerde artış yaşanmıştır. Buna göre, cisimlerin yörünge tutarsızlıklarının Satürn'ün çekim etkisi kaynaklı olduğu ve bileşimlerinin kuyruklu yıldız çekirdeklerine benzer şekilde su buzu ve organik madde içerdiği keşfedilmiştir. Dönme periyodu Jüpiter truvalılarının dönme özellikleri iyi bilinmemektedir. Jüpiter'in 72 truvalısının dönme ışık eğrilerinin analizi, ortalama dönme süresini yaklaşık 11,2 saat olarak verirken, asteroit kuşağındaki asteroitlerin kontrol grubunun ortalama süresi 10,6 saattir. Jüpiter truvalılarının dönme sürelerinin dağılımının bir Maxwell fonksiyonu ile tutarlı bir şekilde tahmin edilebildiği görülürken, ana kuşak asteroitleri için bu dağılımın 8-10 saat aralığında bir süre açığı ile Maxwell formülüne uygun olmadığı görülmüştür. Bu sonuçlar, Jüpiter truvalılarının dönme sürelerinin Maxwell fonksiyonuna göre dağılımının, asteroit kuşağına kıyasla daha güçlü bir çarpışmalı dönüşüm geçirdiklerine işaret ediyor olabilir. 2008 yılında Calvin College'dan bir ekip, on Jüpiter truvalısından oluşan ayrıştırılmış bir örneğin ışık eğrilerini incelemiş ve 18,9 saatlik bir medyan dönüş süresi olduğunu tespit etmişlerdir. Bu değer benzer büyüklükteki ana kuşak asteroitlerinden (11,5 saat) önemli ölçüde daha yüksektir. Bu fark, Jüpiter truvalılarının daha düşük bir ortalama yoğunluğa sahip olduğu, bu nedenle Kuiper kuşağında oluştukları sonucunu doğurabilir. Bileşim Spektroskopik olarak, Jüpiter truvalılarının çoğu asteroit kuşağının dış bölgelerinde baskın olan D tipi asteroitler olarak sınıflandırılmaktadır. Küçük bir kısmı ise P veya C tipi asteroitler olarak sınıflandırılır. Spektrumları kırmızıdır (yani daha uzun dalga boylarında daha fazla ışık yansıtırlar) genellikle nötr ve özelliksizlerdir. 4709 Ennomos, ortalama Jüpiter truvalısından biraz daha yüksek bir albedoya sahiptir ve bu da su buzunun varlığına işaret ediyor olabilir. Diğer bazı Jüpiter truvalıları ise, örneğin 911 Agamemnon ve 617 Patroclus, 1,7 ve 2,3 μm'de çok zayıf soğurmalar göstermiştir, bu da organiklerin varlığına işaret ediyor olabilir. Jüpiter truvalılarının spektrumları Jüpiter'in düzensiz uydularınınkine ve bir dereceye kadar kuyruklu yıldız çekirdeklerininkine benzer, ancak Jüpiter truvalıları spektral olarak daha kırmızı Kuiper kuşağı nesnelerinden çok farklıdır. Bir Jüpiter truvalısının spektrumu su buzu, kayda değer miktarda karbon bakımından zengin malzeme (kömür), ve muhtemelen magnezyum bakımından zengin silikatların bir karışımıyla ilişkilendirilebilir. Jüpiter truva popülasyonunun bileşimi, her iki bölgede bulunan cisimler arasında çok az farklılaşma veya hiç farklılaşma olmaksızın, heterojen ve belirgin bir şekilde tekdüze görünmektedir. Hawaii'deki Keck Gözlemevi'nden bir ekip 2006 yılında ikili asteroit 617 Patroclus'un yoğunluğunun, su buzununkinden (0,8 g/cm) daha düşük olarak ölçtüğünü açıklamış ve bu cisimle birlikte muhtemelen diğer birçok Truva nesnesinin de bileşim olarak ana kuşak asteroitlerinden ziyade kuyruklu yıldızlara veya Kuiper kuşağı nesnelerine (toz tabakalı su buzu) daha çok benzediğini öne sürmüştür. Bu argümana karşın, 624 Hektor'un dönme ışık eğrisi hesaplamalarıyla belirlenen yoğunluğu (2,480 g/cm) 617 Patroclus'unkinden önemli ölçüde daha yüksektir. Yoğunluklar arasındaki bu derecedeki bir farklılık, gökcisminin kökenine ilişkin olarak yoğunluk değerinin iyi bir gösterge olamayabileceğini göstermektedir. Kökeni ve evrimi Jüpiter truvalılarının oluşumunu ve evrimini açıklamak için iki ana teori ortaya atılmıştır. Bunlardan ilki, Jüpiter truvalılarının Güneş Sistemi'nin Jüpiter ile aynı bölümünde oluştuğunu ve Jüpiter biçimlenirken onun yörüngesine girdiğini öne sürmektedir. Jüpiter'in oluşumunun son aşaması, ön gezegen diskinden dikkate değer miktarlarda hidrojen ve helyum birikmesi yoluyla kütlesinin kontrolden çıkmasıdır. Yalnızca yaklaşık 10.000 yıl süren bu büyüme sırasında Jüpiter'in kütlesi on kat artmıştır. Jüpiter'le yaklaşık olarak aynı yörüngeye sahip olan gezegenimsi cisimler, gezegenin artan kütleçekimi tarafından yakalanmıştır. Yakalama mekanizmasının etkinliği kaynaklı olarak geri kalan tüm gezegenimsi cisimlerin yaklaşık %50'si bu şekilde Jüpiter tarafından yakalanmıştır. Bu hipotezin iki sorunu mevcuttur: bunlardan ilki yakalanan cisimlerin sayısı, gözlemlenen Jüpiter truva asteroitlerinin sayısının dört katından fazla olup, mevcut Jüpiter truva asteroitleri yakalama modelinin öngördüğünden daha büyük bir yörünge eğikliğine sahiptir. Bu senaryonun simülasyonları, böyle bir oluşum tarzının Satürn için de benzer truva cismi oluşumunu engelleyeceğini göstermektedir ki bu gözlemlerle de doğrulanmış ve bugüne kadar Satürn yakınlarında hiçbir truva cismi tespit edilememiştir. Bu teorinin diğer bir varyasyonunda, ilk büyümesi sırasında Jüpiter truva cisimlerini yakalar ve büyümeye devam ettikçe de bu cisimler gezegenin kendi ekseni etrafında hareket eder. Jüpiter'in bu hareketi sırasında at nalı yörüngelerdeki cisimlerin yörüngelerinin istikrarsızlaşması nedeniyle L bölgesinde daha fazla sayıda cisim birikir. Sonuç olarak, Jüpiter büyüdükçe at nalı yörüngeler iribaş yörüngelere dönüştüğünden L bölgesine fazla miktarda truvalı hapsolur. Bu model aynı zamanda Jüpiter truva popülasyonunu 3-4 kat daha büyük hâle getirmektedir. İkinci teori, Jüpiter truvalılarının Nice modelinde tanımlanan dev gezegenlerin göçü sırasında yakalanmış olduğunu ileri sürmektedir. Nice modeline göre dev gezegenlerin yörüngeleri, Güneş Sistemi'nin oluşumundan yaklaşık 500-600 milyon yıl sonra, Jüpiter ve Satürn'ün 1:2 ortalama hareket rezonansını geçmesiyle kararsız hale gelmiştir. Gezegenler arasındaki çarpışmalar, Uranüs ve Neptün'ün Kuiper kuşağına doğru savrulmasına, böylelikle Kuiper kuşağının dağılmasına ve burada bulunan milyonlarca cismin Güneş Sistemi'nin içine doğru fırlamasına yol açmıştır. Jüpiter ve Satürn 1:2 rezonanslarına doğru yaklaştıklarında, önceden var olan Jüpiter truvalılarının yörüngeleri, Jüpiter ve Satürn arasındaki diğer bir etkileşim sırasında kararsız hale gelmiştir. Bu olay, truvalıların bulundukları bölgedeki yörünge hareketlerinin, Jüpiter'in Satürn'ün günberi konumundan geçmesi esnasında 1:3 rezonans salınımına eriştiğinde meydana gelmiştir. Bu süreç, Uranüs ve Neptün tarafından içeriye doğru saçılan çok sayıda cismin bir kısmının bu bölgeye girmesine ve Jüpiter ile Satürn'ün yörüngeleri ayrılırken yakalanmasına olanak tanıyacak şekilde tersine çevrilebilir. Bu yeni truvalılar, dev gezegenler tarafından yakalanmadan önce onlarla birçok kez karşılaşmalarının bir sonucu olarak çok farklı eksen eğikliklerine sahiplerdir. Bu süreç aynı zamanda Jüpiter ve Satürn'ün daha zayıf rezonanslarla kesiştiklerinde de meydana gelmiş olabilir. Nice modelinin gözden geçirilmiş başka bir versiyonunda ise, truvalıların yukarıda bahsedilen kararsızlık sırasında Jüpiter'in bir buz deviyle karşılaşması nedeniyle Jüpiter tarafından yakalanmış olabileceği belirtilmektedir. Nice modelinin bu versiyonunda Uranüs, Neptün veya kayıp bir beşinci gezegen denilebilecek buz devlerinden biri, Jüpiter'in yörüngesiyle kesişen bir yörüngeye doğru savrulur ve ardından Jüpiter tarafından dışa doğru itilerek Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin hızla birbirinden ayrılmasına neden olur. Bu karşılaşmalar sırasında Jüpiter'in yarı-büyük ekseni değiştiğinden o sırada yörüngede bulunan bazı Jüpiter truvalıları buradan savrulur ve Jüpiter'in yeni yarı-büyük eksenine uygun başka nesneler yörüngeye girer. Buz deviyle son kez karşılaşmasının ardından bu cisimler rezonans noktalarından birinden geçebilir ve birbirlerinin yörüngelerini bozarak rezonans noktalarını birbirlerine kıyasla zayıflatabilirler. Karşılaşmalar sona erdikten sonra, Jüpiter ve Satürn, orijinal Nice modelinin öne sürdüğü mekanizma aracılığıyla 3:7 gibi zayıf bir ortalama hareket rezonansına yaklaştıklarında Jüpiter truvalılarının bazıları yok olur, bazıları ise yakalanır. Jüpiter truvalılarının uzun vadedeki geleceği ise tartışmaya açıktır, çünkü Jüpiter ve Satürn ile yaşadıkları çoklu zayıf rezonanslar zaman içinde düzensiz davranmalarına neden olmaktadır. Çarpışma sonucu oluşan parçalanmalar yavaş yavaş Jüpiter truvalılarının popülasyonunu azaltmaktadır. Yörünge dışına savrulan Jüpiter truvalıları, Jüpiter'in veya Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının geçici uyduları haline gelebilir. Simülasyonlar, Jüpiter truvalılarının % 17'sine kadar olan kısmının yörüngelerinin Güneş Sistemi'nin ömrü boyunca kararsız halde bulunduklarını göstermektedir. Levison ve çalışma ekibi, çapı 1km'den büyük olan yaklaşık 200 adet Jüpiter truvalısının Güneş Sistemi'nde yol alıyor olabileceğine ve bunlardan birkaçının muhtemelen Dünya'yla kesişen yörüngelerde bulunduğuna dikkat çekmektedir. Bu tür Jüpiter truvalılarından bazıları Güneş'e yaklaştıkça ve yüzeylerindeki buz buharlaşmaya başladıkça Jüpiter ailesi kuyrukluyıldızlarına dönüşebilir. Lucy keşif görevi küçükresim|Lucy misyonunun yedi hedefi: ikili asteroit Patroclus/Menoetius, Eurybates, Orus, Leucus, Polymele ve ana kuşak asteroidi DonaldJohanson. 4 Ocak 2017'de NASA Discovery Programı'nın bir sonraki görevinin Lucy uzay aracı misyonu olacağını duyurmuştur. Bu aracın yedi adet Jüpiter truvalısını ziyaret etmesi planlanmıştır. Bunlar , , 11351 Leucus, 21900 Orus cisimleri ile 617 Patroclus ve Menoetius ikilisidir. Aracın aynı zamanda ana asteroit kuşağında yer alan 152830 Dinkinesh ve 52246 Donaldjohanson adlı asteroitlerle de yakın geçiş yapması planlanmıştır. 16 Ekim 2021 yılında uzaya fırlatılan Lucynin dünyanın kütleçekimini iki kez kullanarak L truva kümesine 2027 yılında ulaşması beklenmektedir. Lucynin Dünya'dan alacağı her bir kütleçekim yardımının ardından asteroit kuşağında bulunan 152830 Dinkinesh ve 52246 Donaldjohanson asteroitlerine yakın geçiş yaparak Jüpiter'in L Lagrange noktasındaki Yunan kampı olarak adlandırılan bölgeye ulaşacağı öngörülmüştür. Bu bölgedeki dört hedefini ziyaret etmesinin ardından bir kez daha Dünya'nın kütleçekiminden faydalanarak, L truva kümesinde Truva kampı olarak adlandırılan bölgede bulunan 617 Patroclus ile uydusu Menoetius'a doğru hareket edeceği ve bu cisimlere 2 Mart 2033 yılında varacağı hesaplanmaktadır. Tüm planlamaların başarıyla gerçekleşmesi durumunda Jüpiter yörüngesini geçerek tekrar Dünya'ya dönen ilk uzay aracı olacaktır. Ayrıca bakınız Shoemaker–Levy 9 kuyruklu yıldızı Lucy (uzay aracı) Notlar Kaynakça Dış bağlantılar NASA's WISE Colors in Unknowns on Jupiter Asteroids (NASA 2012-322 : 15 October 2012) NASA's New Discovery Missions: Psyche and Lucy on YouTube 3D Gravity Simulation of the Ten Largest Jupiter Trojan Asteroids Kategori:Truva (gök cismi) Kategori:Jüpiter Kategori:Asteroitler Kategori:Astronomi Kategori:Jüpiter truvalıları Kategori:Asteroit grupları ve aileleri