Jüpiter truvalısı
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 L4 bölgesinde daha fazla sayıda cisim birikir. Sonuç olarak, Jüpiter büyüdükçe at nalı yörüngeler iribaş yörüngelere dönüştüğünden L4 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 1 km'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.