Ayın düzensizliği

Astronomide düzensiz ay, düzensiz yörünge veya düzensiz doğal yörünge, uzaklığı takip eden, eğimli ve sıklıkla dışmerkezli ve gerici uzaklığı takip eden, birer doğal yörüngedir. Düzenli uyduların aksine  onların esas gezegenleri tarafından bunlar çekim alanına alındı ve yörünge etrafında oluştular.Tüm 4 büyük yörüngenin büyük gezegenlerinde (Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün) 113 düzensiz uydu keşfedildi. Gezegenlerin en büyüğü Jüpiter'in Himalia, Satürn'ün Phoebe, Uranüs'ün Sycorax ve Neptün'ün Triton. 1997'de, ilk iki düzensiz Uranüs keşfedildi, Caliban ve Sycorax. Güncel olarak düşünülen düzensiz uydular  güneşmerkezli yörüngenin yakınlarındaki güncel yerlerinden yakın gezegenlerinin oluşumundan sonra alıkonuldu. Alternatif teoride, kökeninden daha dışarıda olan  Kuiper belt, güncel gözlemler tarafından desteklenmedi.Düzensiz uydunun geniş ölçüde kesin onaylanmış tanımı yoktur. Gayri resmi olarak, eğer onlar gezegenden yeterince uzaklıktaysa uydular düzensiz olarak düşünülür.  Yörünge düzleminin devinimi temelde Güneş tarafından kontrol edilir.Pratikte, uyduların yarı büyük ekseni gezegenin tepe küresiyle karşılaştırıldı. (bu şu demek: bu küre gravitasyonal etkidir.) .Düzensiz uyduların yarı büyük ekseni 0.05  dan büyüktür, apoapses in genişlemesi 0.65  kadardır. Tepe kürenin yarıçapı yandaki tablo da verilmiştir.Düzensiz uyduların bilinen yörüngeleri aşırı çeşitlidir, fakat kesin kurallar vardır. Tersine giden yörüngeler prograd yörüngelerden daha yaygındır (83%). Uyduları olmayanlar yörünge eğilimleri olarak bilinir ve 55° den büyüktür (veya 130°den küçük retrograd uyduları için). Ek olarak, bazı gruplar tanımlanabilir, bir büyük uydu benzer yörüngeyle birlikte benzerlerinden paylaşabilir.Gezegenlerden uzaklığı verildiğinde, Güneş sayesinde dıştaki uydunun yörüngesi bayağı sıkıntılı  ve yörüngelerinin elementleri kısa aralıklarda genişçe değişebilir. Pasiphae nın yarı büyük ekseni, örneğin, 2 yıl içinde 1.5 gm kadar değişirler  (yalnız yörüngelerde), eğilimi 10°civarındadır, dışmerkezlilik eğilimide 24 yılda 0.4 kadardır. Sonuç olarak, verilen tarihte dokunumlu elementlerden ziyada ortalama yörünge elementleri grupları tanımlamakta kullanılırdı. (Benzer olarak, uygun yörünge elementleri astroidlerin yakınlarını tanımlamak için kullanılırdı.)Güneş merkezli yörüngelerden düzensiz uydular yakalanmış. (Aslında, büyük gezegenlerin düzensiz ayları  görünür.), Jovian ve Neptunian trojans, ve gri Kuiper belt nasneleri aynı kökene aittir.) Bunun oluşması için, şu üç şeyin gerçekleşmesi gerekir:Kısa bir süre içinde bir gezegenin tepe küresinin önemli bir oranda genişlemesi (40%) (binlerce yıl içinde)Bir çarpışma (veya yakın karşılaşma) yeni cismin veya bir uydunun, sonucunda gelen cisim enerji kaybeder ve yakalanır.Gelen çift maddenin aralarındaki yakın karşılaşma ve bir gezegenin (veya muhtemel var olan ay), sonucu alınan ikilinin bileşenleri. Bu tür rota önerildi çoğunlukla Triton için.Yakalandıktan sonra, küçük ayların benzeri uydular onları takip eder ve uyduların birkaçı ayrılabilir ve bu gruplaşmaya sebep olur. Rezonans ayrıca değiştirilebilir  ve yörüngeler grup yapılarak daha az tanınabilir.Apocenter in yakınlarındaki önemli karışıklıklara rağmen, düzensiz ayların güncel yörüngeleri düzenlidir.Birçok düzensizin sürekliliğinin sebebi  şudur yörüngeler secular veya Kozai resonance ile birliktedir.Yörüngenin eğimi 50° ve 130° arasında oldukça süreksizdir : Dış merkezlilik hızlıca artar ve sonuç olarak uydusunu kaybeder.Ters yönde giden uydular prograddan fazlaca düzenli (sürekli) (ters yönde giden düzenli uydular gezegenden çok daha uzakta bulunur.)Dışmerkezliliğin artışı sonuçları gökada enberilerinden ve büyük gökada ötesinden küçüktür.  Uyduların girişi düzenli kuşağın ayları ve kayıbı veya kazanın çıkarılması vasıtasıyla  ve yakın yüzleşmedir. Bundan farklı olarak, Güneş aracılığıyla artan karışıklık büyüyen gökada enötesi tepe küresinden uzağa itilir.Tersine giden uydular, progradlarla karşılaştırıldığında gezegenlerden uzakta bulunur. Entegrasyonların sayısal olarak incelenmesiasimetri ile gösterilir. Eğimin ve dışmerkezlilik kompleks fonksiyonlarının sınırları vardır, fakat genel olarak, prograd yörüngeleri yarı büyük eksen ile  0.47 rH (Tepe küresi yarıçapı) süreklidir, halbuki tersine giden yörüngelerin düzenliliği 0.67 rH a kadar genişleyebilir.Prograd uydular için ana eksenin sınırı şaşırtıcı bir şekilde keskindir. Prograd uydusu, dairesel yörünge (eğim=0°) 0.5 rH  a yerleşen 40 yıldan kısa süre içinde Jüpiter'den ayrılabilir.Etki ay tedirginliği rezonansı şeklinde açıklanabilir.Uydunun galaktik enötesinde, gezegenlerin ayın durumunu kontrol altına almak ve Güneş'e olan pozisyonunu sabit tutmak.Biriken karışıklığın etkisi her itişte dışarı daha da itilen uydulardır.Dönen gezegen eksen takımında prograd eden ve geriye doğru giden uyduların arasındaki asimetrisi Coriolis ivmesiyle sezgisel olarak açıklanabilir.Uyduların dengelenmesi için prograd uydular için ivme noktası dışarı doğru ve geriye doğru giden uydular için nokta içeri doğru.Dünya'dan çok uzaktakiler için verilen Uranüs'ün ve Neptün'ün bilinen düzensiz uyduları Jüpiter ve Satürn'ünkilerden büyüktür; küçük olanların varlığı var olarak düşünülüyor fakat daha gözlem yapılmamıştır. Ancak, bu kafadaki gözlemsel önyargılar ile, dağılımın büyüklüğü dört büyük gezegeninkiyle benzerdir.Genellikle,güç yasasına göre objenin sayısal olarak dışavurum çapı yaklaşık olarak D den küçük veya D ye eşittir:Yüzeysel olarak güç yasasında  (q~2) büyüklük gözlemlendi 10 dan 100 km† ye kadar fakat daha dik 10 km‡ den küçük olanlar için (q~3.5).Karşılaştırmalara göre, Kuiper kuşağı objelerinin dağılımı  daha dik (q~4), 1000 km nin bir obje için, çapı 100 km olan yüzlerce obje vardır. Dağılım büyüklüğü muhtemel kökene kayrayış sağlar (esir alma, çarpışma / parçalanma veya yapışma gibi..).Düzensiz uyduların renkleri renklerin indüksiyonu üzerinden çalışılabilir: maviden oluşan objenin belli büyüklüklerin farklılıklarının basit ölçümleri, görünebilir mesela yeşil-sarı ve kırmızı filtreler ile. Düzensiz uuyduların gözlemlenen renkleri birçok renksizden  (grimsi) den (kırmızımsıya) (fakat bazı kuiper kuşağı objeleri kırmızı kadar değil)Her gezegen in sistemi az da olsa farklı özellikler gösterir. Jüpiter'in düzensizlerigriden biraz kırmızıya kadar, C ile birlikte, P ve D tipi astroitler. Bazı uydu grupları benzer renklerde gözlemlenebilir (diğer bölümlerde göreceksiniz). Saturn'ün düzensizleri Jüpiter'den biraz daha kırmızıdır.Uranüs'ün büyük düzensiz uyduları (Sycorax ve Caliban) ışıkları kırmızı, halbuki küçükleri Prospero ve Setebos gri, Neptün'ün uyduları Nereid ve Halimede gibi.Güncel kararlarla birlikte, birçok uydunun görünebilir ve  yakın kızılötesi spektrumları özelliksiz görünür. Şimdiye kadar, Phoebe ve Nereid üzerinde su buzu anlamına geldi ve özellikleri sulu değişikliklere katkıları Himalia da bulundu.Düzenli uydular  gelgit arasında sıkıştı (bu şu demek,  uyduların kendi gruplarına yalnızca bir taraflarını göstermeleri amacıyla,uyduların rotasyonlarıyla birlikte yörüngelerinin eş uyumluluğu vardır. Aksine, düzensiz uyduların üzerindeki gelgit kuvveti, gezegenler arası verilen uzaklığa göre önemsizdir, ve sadece 10 saatlik rotasyon periyodu arasında  Himalia, Phoebe ve Nereid in büyük aylarının ölçümü sağlandı. (öbür yörünge periyotlarıyla kıyaslanınca diğerleri yüzlerce gün aldı). Bu rotasyon oranı genel olarak astroitler için aynı aralıktadır.Bazı düzensiz uyudular yörüngelerinde grup şeklinde görülürler, bu şekilde birçok uydu aynı yörüngeyi paylaşır. Ana teoride bu objeler çarpışma aileleridir,ayrılan büyük bir objenin parçalarıdır.Verilen hız itmesinin Δv  yörünge çapınının muhtemel dağılımı tahmin etmek için basit çarpışma modelleri kullanılır. Bu modelin onaylanması bilinen yörünge çapları Δv gözlemlenen gerekli sağılım yaratımının tahminini mümkün kılar. Δv dakikada on metrenin  (5–50 m/s) ayrılma sonucuna sebep olur. Düzensiz uyduların dinamik grupları bu kriterler kullanılarak tanımlanabilr ve  ayrılınan değerlendirmeden genel kökenin muhtemelliğidir.veya kayda değer bir direkt çarpışma değişimi, mesela rezonanstan dolayı oluşan, kabul edilmiş olması gerek.*8 Uyduların spektrumları ve renkleri bilindiğinde,verilen gruplarda bu bilgilerin tüm üyeler için homojenliğinin yaygın köken için olan önemli tartışmalarıdır. Ancak,  uygun data da kesinliğinin eksikliğinde istatistiklerin kesin sonuçlarını çizmek zorlaşır. Ek olarak, gözlemlenen renkler uyduların yığın birleşimlerinin gerekli olmayan sembolüdür.Genel olarak, devam eden gruplar listelenmiştir (dinamik olarak dar gruplar homojen renkler gösterir,göze çarpanlar listelenmiştir.)Himalia grupları ortalama eğimini  28° olarak paylaşırlar. Onlar dinamik olarak sınırlanmış (Δv ≈ 150 m/s). Görünen dalgalarda homojen olarak dağılmışlardır. (şeffaf renkler C-tipi astroidlere benzerdir) ve kızılötesi dalgalarının yanında bulunur. sCarme grubu   ortalama eğimini 165° olarak  paylaşırlar. Bu dinamik olarak sıkıdır (5 < Δv < 50 m/s). Renkleri fazlasıyla homojen olarak dağılmıştır, her üyesi kırmızı renk ortaya çıkarırve atalarından  D-tipi asteroit içerir.Ananke grubu ortalama eğimini 148°  olarak paylaşırlar. Yörüngenin parametresi küçük dağınıklıklar gösterir (15 < Δv < 80 m/s). Ananke kendi kendine kırmızı ışık saçar fakat diğer grup üyeleri giri ışık saçar.Pasiphae grubu oldukça dağınıktır. Pasiphae kendi kendine gri olarak gözükür, halbuki diğer üyeler (Callirrhoe, Megaclite) kırmızı ışık saçar.Sinope, bazen Pasiphae grubunun içinde bulunur, kırmızıdır ve verilen eğim farkı,ve bu bağımsızca ele geçirilir.Gallic grubu  ortalama eğimini 34° olarak paylaşırlar.Yörüngeler dinamik olarak sıkıdır (Δv ≈ 50 m/s),ve kırmızı ışık saçarlar; renkleri hem görünür kısımda hem kızılötesi dalgalarında kırmızıdır.Inuit grubu  ortalama eğimini 46° olarak  paylaşırlar. Yörüngeleri geniş bir bölgede dağınık olarak bulunur  (Δv ≈ 350 m/s) fakat kırmızı ışık yayarak fiziksel olarak homojen dağılmışlardırNorse grubu genellikle amaçları isimlendirmede kullanılır; yörünge çapı genişçe dağılmıştır. Alt bölünme keşfedilmiştir, bu şunları içerirPhoebe grubu ortalama eğimini 174°olarak paylaşırlar;bu alt grup çok geniş dağılmıştır, ve belki de uzakta en az alt alt iki grup vardırçGüncel bilgilere göre, Uranüs ve Neptün'ün yörüngesindeki düzensiz uyduların sayısı Jüpiter'in ve Satürn'ün kilerden düşüktür. Ancak bu şu şekilde düşünülebilir: Uranüs ve Neptün'ün arasındaki büyük uzaklıktan dolayı gözlemsel zorlukların basit bir sonucudur. Yukarıdaki tablo güncel teknoloji ile saptanmış uyduların en düşük yarıçaplarını gösteriyor, farz edelim ki 0.04 beyazlık derecesi; sonuç olarak, şüphesiz ki herhangi bir yerde henüz gözlemlenmeyen birçok küçük Uranian ve Neptünian uyduları vardır.Küçük numaralardan dolayı, istatistikler sonuçlardan çıkartarak belirtiyor ki gruplaşmak çok zordur.Dağınık yüksek itmenin gerekli orbital katsayılarının aksine gerici Uranüs uydularının yalnız kökeni görünür (Δv ≈ 300 km), çarpmanın büyük yarıçapını gösterir (395 km), bu parçaların büyüklük dağılımlarıyla uyumsuzluk gösterir. Onun yerine, iki grubun varlığı hakkında kuramsal olarak düşünülüyor:Bu iki grup Uranüs' e olan uzaklıklarına göre (3σ itimat ile birlikte) ve dışmerkezliliğine göre farklıdır.Fakat, bu gruplar gözlemlenen renkler tarafından tam olarak desteklenmemiştir: Caliban ve Sycorax açık kırmızı olarak gözükür, halbuki küçük uydular gri olarak gözükür.Neptün için, Psamathe ve Neso nun yaygın olabilecek kökenleri kaydedildi. Verilen gri benzeri renkler, Halimede Nereid 'in parçaları olarak ayrıca önerildi  Bu iki uydu Güneş sisteminin yaşından yüksek çarpışma nın olma olasılığı (41%)dir.Şimdiye dek, yalnızca düzensiz uydular uzay aracı ile  ziyaret edildi, bunlar Triton ve Phoebe, ve bunlar eğer bir karşılaştırma yapılırsa Neptün'ün ve Satürn'ün en büyük düzensizleridir.  Triton  Voyager 2tarafından 1989 da tasvir edildi ve Phoebe 2004 te Cassini aracılığıyla derinlemesine incelendi.  Cassini ayrıca uzakta alıkonuldu,Jüpiter'in Himalia 2000 de.Gelecekte ziyaret edilmesi beklenilen herhangi bir düzensiz uydu yoktur.