Mostrar código-fonte de Asteroides troianos de Júpiter

[[Imagem:InnerSolarSystem-en.png|thumb|300px|Diagrama do Sistema Solar interior mostrando os asteroides troianos de Júpiter (em verde), em frente e atrás de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], em sua órbita. Em branco, o [[cinturão de asteroides|cinturão principal de asteroides]], e em marrom (ou castanho), a [[família Hilda]] de asteroides.]]
Os '''asteroides troianos de Júpiter''' ([[Acordo Ortográfico de 1945|AO 1945]]: '''asteróides troianos de Júpiter'''), habitualmente chamados de '''troianos''' ou '''asteroides troianos''',{{#tag:ref|O termo "asteroide troiano" é comumente utilizado em astronomia para referir-se aos troianos de Júpiter, visto que os primeiros asteroides troianos foram encontrados na órbita jupiteriana, e que a maior parte dos asteroides troianos descobertos até o presente localizam-se na órbita de Júpiter.|group=nota}} são um grande grupo de objetos que dividem a [[órbita]] do [[planeta]] [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] em torno do [[Sol]]. Tais asteroides agrupam-se em dois pontos, os [[pontos de Lagrange]] de estabilidade L<sub>4</sub> e L<sub>5</sub>, que localizam-se 60° à frente e atrás do planeta, respectivamente, com um [[semieixo maior]] de aproximadamente 5,2 [[unidade astronômica|UA]].<ref name=Yoshida2005/>

O primeiro asteroide troiano conhecido, [[588 Achilles]], foi descoberto em [[1906]] pelo astrônomo alemão [[Max Wolf]].<ref name=Nicholson1961/> 6 178 asteroides troianos de Júpiter foram encontrados até [[janeiro]] de [[2015]].<ref>{{citar web|língua=en | url = http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Trojans.html | título = Trojan Minor Planets | publicado = Minor Planet Center | acessodata = 7 de janeiro de 2015}}</ref> Acredita-se que o número total de troianos de Júpiter seja em torno de um milhão, aproximadamente igual ao número de asteroides maiores que 1&nbsp;km no [[cinturão de asteroides]].<ref name=Yoshida2005/> Assim como asteroides do cinturão principal, troianos de Júpiter formam [[família de asteroides|famílias]].<ref name=Jewitt2004/>

Troianos de Júpiter são corpos escuros e com [[espectro (física)|espectro]] avermelhado. Não há evidência de [[água]], [[matéria orgânica]] ou outros [[Composto químico|compostos químicos]] em suas superfícies. A [[densidade]] dos asteroides troianos (medida de maneira semelhante à que é feita para [[estrela binária|estrelas binárias]]) varia entre 0,8 e 2,5&nbsp;g·cm<sup>−3</sup>.<ref name=Jewitt2004/> Acredita-se que troianos de Júpiter foram capturados em suas órbitas atuais nos estágios iniciais da [[formação do Sistema Solar]], ou um pouco depois, durante o processo de [[migração planetária|migração]] dos [[gigantes gasosos]].<ref name=Jewitt2004/>

== História observacional ==
[[Ficheiro:Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf.jpg|thumb|left|upright|[[Max Wolf]], descobridor do primeiro troiano de Júpiter em fevereiro de 1906.]]

Em [[1772]], o [[matemático]] [[Joseph-Louis Lagrange]], nos seus estudos do [[problema de Euler dos três corpos]], previu que um pequeno [[corpo celeste]], dividindo a mesma órbita com um [[planeta]] e situado 60° à frente ou atrás da última, seria estável e permaneceria capturado nesta região.<ref name=Nicholson1961/> O corpo capturado [[libração|libra]] gradualmente em direção ao ponto exato de equilíbrio, em uma [[órbita ferradura]].<ref name=Marzari2002/> Esses pontos são chamados de pontos L<sub>4</sub> e L<sub>5</sub> de Lagrange, respectivamente.<ref name=Jewitt2000/>{{#tag:ref|Os outros três pontos, L<sub>1</sub>, L<sub>2</sub> e L<sub>3</sub>, são instáveis.<ref name=Marzari2002/> |group=nota}} Porém, por mais de um século nenhum asteroide foi observado nos pontos L<sub>4</sub> e L<sub>5</sub> de algum planeta. Os primeiros asteroides do tipo foram encontrados na órbita de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]].<ref name=Nicholson1961/>

Em [[1904]] [[Edward Emerson Barnard]] fez a primeira observação registrada de um asteroide troiano, [[(12126) 1999 RM11|(12126) 1999 RM<sub>11</sub>]], mas esta descoberta não foi notada na época.<ref name=Barnard1904/> Barnard acreditava que havia observado o recém-descoberto [[satélites de Saturno|satélite]] de [[Saturno (planeta)|Saturno]] [[Febe (satélite)|Febe]], que na época estava situado a apenas dois [[minuto de arco|minutos de arcos]] no [[céu]], ou possivelmente uma [[estrela]]. A identidade do objeto foi descoberta somente em [[1999]] quando sua órbita foi determinada.<ref name=Barnard1904/>

A primeira descoberta verdadeira de um troiano ocorreu em fevereiro de [[1906]], quando [[Max Wolf]] do [[Observatório Heidelberg-Königstuhl]] descobriu um asteroide no ponto L<sub>4</sub> da órbita de Júpiter, que foi nomeado posteriormente como [[588 Achilles]].<ref name=Nicholson1961/> Em 1906 e [[1907]] [[August Kopff]] encontrou outros dois troianos de Júpiter, [[624 Hektor]] e [[617 Patroclus]].<ref name=Nicholson1961/> Assim como Achilles, Hektor foi descoberto no ponto L<sub>4</sub>, enquanto Patroclus foi o primeiro asteroide a ser encontrado no ponto L<sub>5</sub> de Lagrange.<ref name=Einarsson1913/> Até 1938, eram conhecidos 11 troianos de Júpiter,<ref name=Wyse1938/> aumentando para somente 14 em [[1961]].<ref name=Nicholson1961/> Desde então, o número de asteroides troianos descobertos aumentou drasticamente. Em janeiro de 2000, 257 troianos de Júpiter haviam sido descobertos,<ref name=Jewitt2000/> número que aumentou para 1&nbsp;600 em maio de 2003.<ref name=Fernandes2003/> Até agosto de 2012, 3&nbsp;397 troianos de Júpiter foram encontrados no ponto L<sub>4</sub> de Lagrange, e 1&nbsp;767 no ponto L<sub>5</sub>.<ref name=trojanlist/>

== Nomenclatura ==
Os troianos de Júpiter são nomeados em homenagem a [[herói]]s famosos da [[Guerra de Troia]]. Esta nomenclatura foi sugerida por [[Johann Palisa]], que foi o primeiro astrônomo a calcular com precisão suas órbitas.<ref name=Nicholson1961/> Asteroides no ponto L<sub>4</sub> (o "nódulo" ou "campo grego", ou "grupo de Aquiles") recebem nomes de heróis [[mitologia grega|gregos]], enquanto os asteroides no ponto L<sub>5</sub> (o "nódulo" ou "campo troiano") recebem nomes de heróis [[troia]]nos.<ref name=Nicholson1961/> 617 Patroclus e 624 Hektor são exceções à regra; o primeiro sendo um nome grego no campo troiano, e o último sendo um nome troiano no campo grego. Isto ocorreu porque tais asteroides foram nomeados antes da adoção dos critérios atuais de nomenclatura.<ref name=Wyse1938/>

O termo [[troiano (astronomia)|troiano]] também é utilizado para referir-se a [[Corpo menor do sistema solar|corpos menores]] com relações orbitais similares com corpos maiores. [[troiano (astronomia)|Marte]] e [[asteroides troianos de Neptuno|Netuno]] possuem troianos conhecidos, e alguns satélites de Saturno possuem [[satélite troiano|satélites troianos]].{{#tag:ref|Simulações mostram que Saturno e [[Urano (planeta)|Urano]] possuem poucos asteroides troianos.<ref name=Nep/> |group=nota}} Em julho de 2011 foi descoberto o primeiro troiano da Terra, [[2010 TK7|2010 TK<sub>7</sub>]].<ref name=EarthTrojan1/><ref name=EarthTrojan2/>

== População e massa ==
[[Ficheiro:Lagrange points.jpg|thumb|right|Imagem mostrando os pontos de Lagrange da [[Terra]]. L<sub>4</sub> e L<sub>5</sub> estão acima e abaixo do planeta, respectivamente. Os pontos de Lagrange de Júpiter estão localizados de maneira similar em sua órbita muito maior.]]

Estimativas do número total de troianos são baseadas em pesquisas em áreas limitadas do céu.<ref name=Yoshida2005/> Acredita-se que o sistema L<sub>4</sub> contenha de 160 a 240 mil asteroides com diâmetro maior que 2&nbsp;km e cerca de 600 mil com diâmetro maior que 1&nbsp;km.<ref name=Yoshida2005/><ref name=Jewitt2000/> Se o sistema L<sub>5</sub> possuir um número comparável de objetos, mais de um milhão de asteroides troianos com pelo menos 1&nbsp;km de diâmetro existem. Esse número é similar ao número de asteroides comparáveis no [[cintura de asteroides|cinturão principal]].<ref name=Yoshida2005/> Estima-se que a massa total dos troianos de Júpiter seja de 0,0001 a da [[Terra]], ou um quinto da massa do cinturão principal.<ref name=Jewitt2000/> Acredita-se que todos os objetos mais brilhantes que [[magnitude absoluta]] 9,0 já tenham sido descobertos.<ref name=Fernandes2003/>

Contudo, dois estudos recentes indicam que os números acima podem superestimar o número de troianos. De acordo com eles, as estimativas exageradas são causados pela suposição de que os troianos têm um baixo albedo de cerca de 0,04, enquanto corpos menores podem ter um albedo de até 0,12,<ref name=Fernandes2009/> e pela suposição incorreta acerca da distribuição dos troianos no céu.<ref name=Nakamura2008/> Segundo as novas estimativas, o número total de asteroides troianos com um diâmetro maior que 2&nbsp;km é de {{nowrap|6,3 ± 1,0{{e|4}}}} e {{nowrap|3,4 ± 0,5{{e|4}}}} nos campos L<sub>4</sub> e L<sub>5</sub>, respectivamente.<ref name=Nakamura2008/> Esses números seriam reduzidos por um fator de 2 se troianos pequenos forem mais reflexivos que os maiores.<ref name=Fernandes2009/>

O número de troianos conhecidos no ponto L<sub>4</sub> é um pouco maior que no ponto L<sub>5</sub>. Visto que os troianos mais brilhantes estão igualmente distribuídos nos dois grupos, a diferença é provavelmente devido a [[viés sistemático]] de observação.<ref name="Jewitt2004"/> Entretanto, alguns modelos indicam que o grupo L<sub>4</sub> pode ser um pouco mais estável do que o ponto L<sub>5</sub>.<ref name=Marzari2002/>

O maior asteroide troiano é [[624 Hektor]], que possui um [[Raio (geometria)|raio]] médio de 101,5&nbsp;±&nbsp;1,8&nbsp;km.<ref name=Fernandes2003/> Existem poucos asteroides troianos com tamanho comparável. À medida que o tamanho diminui, o número de troianos cresce rapidamente até 84&nbsp;km, muito mais do que no cinturão principal de asteroides. Um diâmetro de 84&nbsp;km corresponde a uma magnitude absoluta de 9,5, assumindo um [[albedo]] de 0,04. Entre 40 e 4,4&nbsp;km, a distribuição de troianos é similar à de asteroides do cinturão principal. Nada se sabe sobre as massas de troianos menores.<ref name=Marzari2002/> Esta distribuição sugere que os troianos de menor tamanho são produzidos através da colisão de troianos maiores.<ref name="Jewitt2004"/>

== Órbitas ==
[[Ficheiro:AnimatedOrbitOf624Hektor.gif|thumb|left|Animação da órbita de [[624 Hektor]] (em azul), comparada à de Júpiter.]]

Os troianos de Júpiter possuem órbitas com raios entre 5,05 e 5,35 [[unidade astronômica|UA]] (com um [[semieixo maior]] médio de 5,2 ± 0,15 UA), e são distribuídos ao longo de regiões curvadas e enlogadas em torno dos dois pontos de Lagrange.<ref name=Yoshida2005/> Cada grupo ocupa cerca de 26° da órbita de Júpiter, correspondendo a uma distância de 2,5 UA.<ref name=Jewitt2000/> A espessura dos grupos troianos é de cerca de 2 [[raio de Hill|raios de Hill]] de Júpiter, ou 0,6 UA.<ref name=Marzari2002/> Muitos troianos de Júpiter possuem grandes [[inclinação|inclinações orbitais]] em relação ao plano orbital do planeta, de até 40°.<ref name=Jewitt2000/>

Os troianos não mantêm uma separação fixa de Júpiter. Eles lentamente [[libração|libram]] em torno de seus respectivos pontos de equilíbrio, aproximando-se ou afastando-se periodicamente do planeta.<ref name=Marzari2002/> Eles geralmente possuem um trajeto orbital chamado de [[órbita girino]] em torno dos pontos de Lagrange; o período médio de libração é de 150 anos.<ref name=Jewitt2000/> A amplitude da libração (ao longo da órbita) varia de 0,6° a 88°, com uma média de 33°.<ref name=Marzari2002/> Simulações mostram que troianos podem possuir trajetos orbitais ainda mais complicados se movendo de um ponto de Lagrange para outro, em [[órbita ferradura|órbitas ferraduras]], embora nenhum troiano com uma órbita assim tenha sido descoberto ainda.<ref name=Marzari2002/>

=== Famílias dinâmicas e sistemas binários ===
Como troianos possuem um número muito menor de possíveis posições que asteroides do cinturão principal, o estabelecimento de [[família de colisão|famílias dinâmicas]] na população troiana é mais difícil que no cinturão de asteroides. Isto significa que famílias tendem a ocupar partes de outras famílias e se fundir com o grupo principal. Em 2003, cerca de uma dúzia de famílias dinâmicas foram identificadas entre os troianos de Júpiter. Elas são muito menores em tamanho do que as famílias do cinturão principal. A maior família identificada, o grupo Menelaus, consiste em apenas oito membros.<ref name="Jewitt2004"/>

Em 2001, [[617 Patroclus]] se tornou o primeiro [[asteroide binário]] troiano conhecido. A órbita do sistema é extremamente próxima, com uma separação de 650&nbsp;km, comparada com os 35&nbsp;000&nbsp;km da [[esfera de Hill]] do corpo primário.<ref name=Marchis2006/> Acredita-se que o maior troiano de Júpiter, 624 Hektor, seja também binário.<ref name="Jewitt2004"/><ref name=Lacerda2007/>

== Propriedades físicas ==
[[Ficheiro:624Hektor-LB1-mag15.jpg|thumb|right|O troiano [[624 Hektor]] possui um [[brilho aparente]] similar ao do [[planeta anão]] [[Plutão]].]]

Os troianos de Júpiter são corpos escuros de forma irregular. O [[albedo geométrico]] destes asteroides varia, no geral, entre 3% e 10%,<ref name=Fernandes2003/> com a média sendo de 0,056 ± 0,003 para objetos maiores que 57&nbsp;km.<ref name="Jewitt2004"/> O asteroide [[4709 Ennomos]] possui o maior albedo de todos os troianos conhecidos (0,18).<ref name=Fernandes2003/> Pouco se sabe sobre a massa, composição química, rotação ou outras propriedades físicas dos troianos.<ref name="Jewitt2004"/>

=== Rotação ===
A rotação dos asteroides troianos não é bem conhecida. Análises da [[curva de luz]] de rotação de 72 troianos de Júpiter indicam um período de rotação médio de 11,2 horas, enquanto que o período médio de rotação dos asteroides do cinturão principal é de 10,6 horas.<ref name=Barucci2002/> A distribuição do período de rotação dos troianos é similar a uma [[distribuição de Maxwell-Boltzmann]],<ref group="nota">A distribuição de Maxwell-Boltzmann é <math>F=\begin{smallmatrix}\frac{1}{\sqrt{2\pi}\sigma}\exp(-(P-P_0)^2/\sigma^2)\end{smallmatrix}</math>, no qual <math>P_0</math> é o período médio de rotação, e <math>\sigma</math> é a [[Dispersão estatística|dispersão]] dos períodos.</ref> enquanto que a distribuição dos asteroides do cinturão principal não é uma distribuição de Maxwell-Boltzmann, com uma carência de asteroides com períodos entre 8 e 10 horas.<ref name=Barucci2002/> A distribuição de Maxwell-Boltzmann dos períodos de rotação dos troianos pode indicar que os eles tenham passado por uma evolução com mais colisões que os asteroides do cinturão principal.<ref name=Barucci2002/>

Porém, em 2008, um grupo da [[Faculdade Calvin]] analisou a curva de luz de uma amostra de dez troianos e calculou um período de rotação médio de 18,9 horas, um valor significativamente maior que o para asteroides do cinturão principal de tamanho similar (11,5 horas). A diferença pode indicar que os asteroides troianos possuem uma densidade menor que os do cinturão principal, possivelmente indicando formação no [[cinturão de Kuiper]].<ref name=Molnar2008/>

=== Composição ===
[[Espectroscopia|Espectroscopicamente]], os troianos de Júpiter são em sua maioria [[asteroide tipo D|asteroides do tipo D]], que também predominam nas regiões externas do cinturão principal.<ref name="Jewitt2004"/> Um pequeno número de troianos são classificados como [[asteroide tipo P|tipo P]] ou [[asteroide tipo C|tipo C]].<ref name=Barucci2002/> Os espectros dos troianos são [[vermelho]]s (indicando que eles refletem mais luz em comprimento de ondas maiores) ou neutros e sem características.<ref name=Fernandes2003/> Não há uma evidência firme de [[água]], [[matéria orgânica]] ou outros composto químicos, embora [[4709 Ennomos]] possua um albedo um pouco maior que a média troiana, possivelmente indicando a presença de água no estado sólido. Além disso, outros troianos, como [[911 Agamemnon]] e [[617 Patroclus]], mostram [[espectro de absorção|absorções]] muito fracas, a 1,7 e 2,3&nbsp;μm, o que pode indicar matéria orgânica.<ref name=Yang2007/> Os espectros dos troianos são similares aos dos [[satélites de Júpiter|satélites irregulares de Júpiter]], e de certa maneira, a [[núcleo cometário|núcleos de cometas]], mas são muito diferentes que objetos do cinturão de Kuiper, que são mais avermelhados.<ref name=Yoshida2005/><ref name="Jewitt2004"/> Eles podem corresponder a uma mistura de água no estado sólido, um material rico em [[carbono]],<ref name="Jewitt2004"/> e [[silicato]]s ricos em [[magnésio]].<ref name=Barucci2002/> A composição dos troianos aparenta ser bem uniforme, com pouca variação entre os dois grupos.<ref name=Dotto2006/>

Uma equipe do [[Observatório Keck]] no [[Havaí]] anunciou em 2006 que havia calculado a densidade do asteroide binário [[617 Patroclus]], sendo 0,8&nbsp;g/cm<sup>3</sup>, menor que a do [[gelo]], sugerindo que o par, e possivelmente vários outros asteroides troianos, são mais similares em tamanho e composição (gelo e poeira) a cometas e objetos do cinturão de Kuiper que a asteroides do cinturão principal.<ref name=Marchis2006/> Por outro lado, a densidade de 624 Hektor, determinada através de sua curva de luz de rotação, é de 2,48&nbsp;g/cm<sup>3</sup>, significativamente maior que a de 617 Patroclus.<ref name=Lacerda2007/> Essa grande diferença de densidade é um mistério, e indica que densidade talvez não seja um bom indicador da origem dos asteroides troianos.<ref name=Lacerda2007/>

Uma análise comparativa da inclinação espectral e distribuições de cores de asteroides Troianos de Júpiter, com especial atenção às famílias de asteroides. Usamos uma amostra de dados do Catálogo de objetos moveis do Sloan Digital Sky Survey,<ref>{{Citar web |url=http://faculty.washington.edu/ivezic/sdssmoc/sdssmoc.html |titulo=The 4th Release of the Sloan Digital Sky Survey Moving Object Catalog |acessodata=2020-09-15 |website=faculty.washington.edu}}</ref> junto com espectros obtidos de várias pesquisas. Descobrimos que a distribuição de inclinações espectrais entre os asteroides de Troianos mostra uma bimodalidade. Cerca de 2/3 dos objetos têm espectros avermelhados compatíveis com asteroides do tipo-D, enquanto os corpos remanescentes mostram menos cores avermelhadas compatíveis com as classificações tipo-P e tipo-C.&nbsp; Os membros das famílias de asteroides também apresentam uma distribuição bimodal com uma predominância muito pequena dos asteroides do tipo D, mas o cenário é claramente dominado pelos tipos-D. Os grupos L4 e L5 (nuvens verdes na animação) mostram diferentes distribuições de inclinações espectrais, e a bimodalidade é observada apenas em L4. Essas diferenças podem ser atribuídas às famílias de asteroides, uma vez que os asteroides de fundo apresentam as mesmas distribuições de declive em ambos os grupos. A análise de famílias individuais indica que as famílias em L5 são taxonomicamente homogêneas, mas em L4 elas mostram uma mistura de tipos taxonômicos.<ref>{{Citar periódico |titulo=Taxonomy of asteroid families among the Jupiter Trojans: comparison between spectroscopic data and the Sloan Digital Sky Survey colors |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2008/21/aa9177-07/aa9177-07.html |jornal=Astronomy & Astrophysics |data=2008-06-01 |issn=0004-6361 |paginas=911–931 |numero=3 |acessodata=2020-09-15 |doi=10.1051/0004-6361:20079177 |lingua=en |primeiro=F. |ultimo=Roig |primeiro2=A. O. |ultimo2=Ribeiro |primeiro3=R. |ultimo3=Gil-Hutton}}</ref>

== Origem e evolução ==
Duas principais teorias foram propostas para explicar a formação e evolução dos troianos. A primeira sugere que os troianos formaram na mesma região no [[Sistema Solar]] que Júpiter, e entraram em suas órbitas atuais à medida que o planeta se formava.<ref name=Marzari2002/> O último estágio da formação de Júpiter envolveu o crescimento acelerado de sua [[massa]] através da [[acreção (astrofísica)|acreção]] de grandes quantidades de [[hidrogênio]] e [[hélio]] do [[disco protoplanetário]]. Durante este período de crescimento, que durou apenas 10&nbsp;000 anos, a massa de Júpiter aumentou em um fator de 10. Os [[Planetesimal|planetesimais]] que tinham órbitas aproximadamente iguais à de Júpiter foram capturadas pela gravidade cada vez maior do planeta.<ref name=Marzari2002/> O mecanismo de captura foi bastante eficiente—cerca de 50% dos planetésimos restantes foram capturados. Essa hipótese possui dois problemas primários: o número de corpos capturados excede a população de troianos descobertos por quatro [[ordem de magnitude|ordens de magnitude]], e os asteroides troianos atuais possuem inclinações orbitais maiores que o predito pelo modelo de captura.<ref name=Marzari2002/> No entanto, um forte ponto a favor desta teoria é a falta de troiano de [[Saturno (planeta)|Saturno]]; simulações mostram que esse modelo de formação também inibiria a formação de troianos similares na órbita de Saturno, sendo que até o presente nenhum asteroide troiano foi descoberto em torno de Saturno.<ref name="Marzari1998"/>

A segunda teoria, parte do [[modelo de Nice]], propõe que os troianos foram capturados durante o processo de [[migração planetária]] de Júpiter, que ocorreu cerca de 500 a 600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.<ref name=Levison2007/> A migração foi desencadeada pela formação da [[ressonância orbital]] de 1:2 entre Júpiter e Saturno. Durante esse período, [[Urano (planeta)|Urano]], [[Neptuno (planeta)|Netuno]], e de certa maneira, Saturno, afastaram-se do Sol, enquanto Júpiter se aproximou do Sol.<ref name=Levison2007/> Os [[Planeta gigante|planetas gigantes]] em migração desestabilizaram o [[cinturão de Kuiper]] primordial, lançando milhões de objetos ao Sistema Solar interno. Além disso, a influência gravitacional dos quatro gigantes gasosos também teria afetado quaisquer troianos preexistentes.<ref name=Levison2007/> Segundo esta teoria, a população atual de troianos de Júpiter foi o resultado da captura dos corpos provenientes do Cinturão de Kuiper, à medida que Júpiter e Saturno se distanciaram da ressonância.<ref name="Morbidelli"/>

O futuro a longo prazo dos troianos é incerto, visto que várias ressonâncias fracas com Júpiter e Saturno fazem-nos comportar-se de forma caótica com o tempo.<ref name=Robutal2005/> Além disso, colisões gradualmente diminuem o número de troianos restantes, à medida que os fragmentos são ejetados. Troianos ejetados poderiam temporariamente tornar-se satélites irregulares de Júpiter ou [[cometa#Características orbitais|cometas da família de Júpiter]].<ref name="Jewitt2004"/> Simulações mostram que até 17% dos troianos de Júpiter são instáveis ao longo da idade do Sistema Solar, e portanto, devem ter sido ejetados de suas órbitas no passado.<ref name=Tsiganis2005/> Levison et al. acreditam que cerca de 200 troianos ejetados com mais de 1&nbsp;km de diâmetro podem estar movendo-se pelo Sistema Solar, alguns possivelmente possuindo uma órbita que cruza a Terra.<ref name=Levison1997/> Alguns dos troianos ejetados podem tornarem-se parte da família de cometas de Júpiter, à medida que se aproximam do Sol e o gelo na superfície [[evaporação|evaporar]].<ref name=Levison1997/>

== Ver também ==
* [[Lista de asteroides troianos (campo grego)]]
* [[Lista de asteroides troianos (campo troiano)]]

{{Notas}}

{{Referências|col=2|refs=

<ref name="Yoshida2005">{{citar jornal|primeiro=F.|autor=Nakamura, T|titulo=Size distribution of faint L<sub>4</sub> Trojan asteroids|ano=2005|jornal=The Astronomical journal|volume=130|numero=6|paginas=2900–11|doi=10.1086/497571|bibcode=2005AJ....130.2900Y}}</ref>

<ref name="Nicholson1961">{{citar jornal|ultimo=Nicholson|primeiro=Seth B.|titulo=The Trojan asteroids|ano=1961|jornal=Astronomical Society of the Pacific Leaflets|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1961ASPL....8..239N|volume=8|paginas=239–46|bibcode=1961ASPL....8..239N}}</ref>

<ref name="Jewitt2004">{{citar livro|primeiro=David C.|autor1=Sheppard, Scott|autor2=e Porco, Carolyn|título=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|capítulo=Jupiter’s Outer Satellites and Trojans|ano=2004|editora=Cambridge University Press|editor=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.| url=http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/pub/Sheppard04JupChapter.pdf|formato=pdf}}</ref>

<ref name="Marzari2002">{{citar livro|primeiro=F.|autor=Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C.|ano=2002 |capítulo=Origin and Evolution of Trojan Asteroids|título=Asteroids III|editora=University of Arizona Press|páginas=725–38|local=Tucson, Arizona| url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3007.pdf|formato=PDF}}</ref>

<ref name="Jewitt2000">{{citar jornal|primeiro=David C.|autor1=Trujillo, Chadwick A.|autor2=Luu, Jane X.|titulo=Population and size distribution of small Jovian Trojan asteroids|ano=2000|jornal=The Astronomical journal|volume=120|numero=2|paginas=1140–7|doi=10.1086/301453|bibcode=2000AJ....120.1140J|arxiv = astro-ph/0004117 }}</ref>

<ref name=Barnard1904>{{Citar web|data=1 de outubro de 2009 |título=The Earliest Observation of a Trojan |publicado=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) |autor=Brian G. Marsden |url=http://www.cfa.harvard.edu/iau/pressinfo/TheFirstTrojanObs.html |acessodata=20 de janeiro de 2009}}</ref>

<ref name="Einarsson1913">{{citar jornal|ultimo=Einarsson|primeiro=Sturla|titulo=The Minor Planets of the Trojan Group|ano=1913|jornal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=25|paginas=131–3|bibcode=1913PASP...25..131E|doi=10.1086/122216}}</ref>

<ref name="Wyse1938">{{citar jornal|ultimo=Wyse|primeiro=A.B.|titulo=The Trojan group|ano=1938|jornal=Astronomical Society of the Pacific Leaflets|volume=3|paginas=113–19|bibcode=1938ASPL....3..113W}}</ref>

<ref name="Fernandes2003">{{citar jornal|primeiro=Yanga R.|autor1=Sheppard, Scott S.|autor2=Jewitt, David C.|titulo=The albedo distribution of Jovian Trojan asteroids|ano=2003|jornal=The Astronomical Journal|volume=126|numero=3|paginas=1563–1574|bibcode=2003AJ....126.1563F|doi=10.1086/377015}}</ref>

<ref name=trojanlist>{{Citar web |título=List of Jupiter Trojans |acessodata=2 de agosto de 2012 |url=http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/JupiterTrojans.html |publicado=International Astronomical Union (IAU)}}</ref>

<ref name="Nep">{{citar jornal|primeiro=SS |autor=CA Trujillo|data=28 de julho de 2006|titulo=A thick cloud of Neptune Trojans and their colors|jornal=Science|local=New York|volume=313|numero=5786|paginas=511–514 |oclc=110021198|url=http://www.ciw.edu/users/sheppard/pub/Sheppard06NepTroj.pdf|doi=10.1126/science.1127173|pmid=16778021|bibcode = 2006Sci...313..511S }}</ref>

<ref name=EarthTrojan1>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110727.html|titulo= NASA's WISE Mission Finds First Trojan Asteroid Sharing Earth's Orbit|data=7 de julho de 2011|publicado=NASA|acessodata=2 de agosto de 2012}}</ref>

<ref name=EarthTrojan2>{{Citar jornal |primeiro=Martin |autor=[[Paul Wiegert]] & Christian Veillet |titulo=Earth's Trojan asteroid |jornal=Nature |volume=475 |numero=7357|paginas=481–483 |publicado=Nature |data=julho de 2011|doi=10.1038/nature10233 |bibcode=2011Natur.475..481C |pmid=21796207 }}</ref>

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<ref name="Lacerda2007">{{citar jornal|primeiro=Pedro|autor=Jewitt, David C.|titulo=Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves|ano=2007|jornal=The Astronomical journal|volume=133|numero=4|paginas=1393–1408|doi=10.1086/511772|bibcode=2007AJ....133.1393L|arxiv = astro-ph/0612237 }}</ref>

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<ref name="Dotto2006">{{citar jornal|titulo=The surface composition of Jupiter Trojans: Visible and near-infrared survey of dynamical families|autor=Dotto, E., Fornasier, S., Barucci,  M.A., |numero-autores=et al.|jornal=Icarus|volume=183|numero=2|data=agosto de 2006|paginas= 420–434|doi=10.1016/j.icarus.2006.02.012|url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4JT38N8-3&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=b23513f67484eaff2979db06148e99a5|acessodata=17 de janeiro de 2009|bibcode=2006Icar..183..420D}}</ref>

<ref name="Yang2007">{{citar jornal|titulo=Spectroscopic Search for Water Ice on Jovian Trojan Asteroids|autor1=Yang, Bin e J|autor2=witt, David|ano=2007|jornal=The Astronomical Journal|volume= 134|numero=1|paginas=223–228|doi=10.1086/518368|url=http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/134/1/223/|acessodata=19 de janeiro de 2009|bibcode=2007AJ....134..223Y}}</ref>

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<ref name="Morbidelli">{{citar jornal|primeiro=A.|autor1=Levison, HF|autor2=Tsiganis, K|autor3=Gomes, R|data=maio de 2005|titulo=Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System|jornal=Nature|volume=435|numero=7041|paginas=462–465 |oclc=112222497|url=http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf|doi=10.1038/nature03540|pmid=15917801|bibcode = 2005Natur.435..462M }}</ref>

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<ref name="Tsiganis2005">{{citar jornal|titulo=Chaotic Diffusion And Effective Stability of Jupiter Trojans |autor=Kleomenis Tsiganis, Harry Varvoglis e Rudolf Dvorak|publicado=Springer|jornal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy|volume=92|data=abril de 2005|doi=10.1007/s10569-004-3975-7|paginas=71–87|url=http://www.springerlink.com/content/vp38717557064k15/|acessodata=17 de janeiro de 2009|numero=1–3|bibcode = 2005CeMDA..92...71T }}</ref>

<ref name="Levison1997">{{citar jornal|titulo=Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids|autor1=Levison, Harold F.|autor2=Shoemaker, Eugene M.|autor3=Shoemaker, Carolyn S.|jornal=Nature|volume=385|numero=6611|paginas=42–44|ano=1997|doi=10.1038/385042a0|url=http://www.nature.com/nature/journal/v385/n6611/abs/385042a0.html|acessodata=19 de janeiro de 2009|bibcode = 1997Natur.385...42L }}</ref>

}}

== Ligações externas ==
* {{Link|en|2=http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Trojans.html|3=Lista de troianos do Minor Planet Center.}}
* {{Link|en|2=http://www.newscientistspace.com/article.ns?id=dn9340&feedId=online-news_rss20|3=New Trojan asteroid hints at huge Neptunian cloud}}
* {{Link|en|2=http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html|3=The Trojan Page}}

{{Júpiter}}
{{Sistema Solar}}

{{DEFAULTSORT:Asteroides Troianos De Jupiter}}
[[Categoria:Júpiter]]
[[Categoria:Asteroides troianos de Júpiter|*]]