İçeriğe atla

90377 Sedna

90377 Sedna
Sedna seen through Hubble
Sedna, Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan bu görüntüde yalnızca tek bir pikseli kapsıyor.[1]
Keşif[2]
KeşfedenMichael Brown
Chad Trujillo
David Rabinowitz
Keşif tarihi14 Kasım 2003
Adlandırmalar
MPC belirtmesi(90377) Sedna
Adın kaynağı
Sedna (İnuit deniz ve deniz hayvanları tanrıçası)
Alternatif adlandırma
2003 VB12
TNO[3] · ayrık
sednoid[4] cüce gezegen
SıfatlarSednian[5]
Sembol⯲ (çoğunlukla astrolojik)
Yörünge özellikleri[3]
Dönem 31 Mayıs 2020 (JD 2458900.5)
Belirsizlik parametresi 2
Gözlem yayı30 yıl
İlk önkeşif tarihi25 Eylül 1990
Günöte937 AU (140 milyar km)[6]
Günberi76,19 AU (11,4 milyar km)[6][7][8]
Yarı büyük eksen
506 AU (76 milyar km)[6] veya 0,007 ly
Dış merkezlik0,8496[6]
11.390 y (barisentrik)
11.408 Miladi yıl
1,04 km/s
358,117°
0° 0d 0.289s / gün
Eğiklik11,9307°
144,248°
Günberi zamanı
≈ 18 Temmuz 2076[7][8]
311,352°
Fiziksel özellikler
(kırmızı) B−V=1,24; V−R=0,78[9]
20,8 (karşı konum)[10]
20,5 (perihelik)[11]
1,83±0,05[12]
1,3[3]
Boyutlar995±80 km
(termofiziksel model)
1060 ± 100 km
(std. ısıl model)[12]
1025 ± 135 km
(örtülme çizgisi)[13]
10,273±0,002 sa
(~18 saat daha az olasılıkla)[14]
0,32±0,06[12]
Sıcaklık≈ 12 K (notlara bakınız)
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Sedna (küçük gezegen tanımı 90377 Sedna) Güneş Sistemi'nin en dışında yer alan ve 2003 yılında keşfedilen bir cüce gezegendir. Spektroskopisi, Sedna'nın yüzey bileşiminin diğer bazı Neptün ötesi cisimlere benzer şekilde büyük ölçüde su, metan ve azot buzları ile tholinlerin bir karışımı olduğunu ortaya koymuştur. Yüzeyi Güneş Sistemi nesneleri arasında en kırmızı olanlardan biridir. Sedna, tahmini belirsizlikler dahilinde bir uyduya sahip olduğu bilinmeyen en büyük gezegenimsi olarak Ceres ile eşdeğerdir. Yaklaşık 1.000 km'lik bir çapa sahiptir (büyük olasılıkla cüce gezegen Ceres ile Satürn'ün uydusu Tethys'in boyutları arasındadır) ve kütlesi bilinmemektedir.

Sedna, Güneş Sistemi'ndeki en büyük yörüngelerden birine sahiptir ve günötesi (Güneş'ten en uzak mesafe) yaklaşık 937 astronomik birimdir (AU).[6] Bu, Neptün'ün Güneş'e olan uzaklığının 31 katıdır ve gezegenler arası uzayın dış sınırını tanımlayan helyopozun en yakın bölgesinin çok ötesindedir. 2023 itibarıyla Sedna, Neptün'den neredeyse üç kat daha uzakta 84 AU (13 milyar km) mesafede Güneş'e en yakın yaklaşımı olan günberi yakınındadır. Cüce gezegenler Eris ve Gonggong şu anda Güneş'e Sedna'dan daha uzaktadır. Günberi sırasında Sedna'ya yönelik bir keşif uçuşu Jüpiter'in kütleçekimsel yardımı kullanılarak 24,5 yıl içinde tamamlanabilir.[15]

Sedna olağanüstü derecede uzun (basık) bir yörüngeye sahiptir ve Güneş'e en yakın olduğu 76 AU mesafeye ulaşması yaklaşık 11.400 yıl sürer. IAU (Uluslararası Astronomi Birliği) başlangıçta Sedna'yı Neptün'ün kütleçekimsel etkisiyle oldukça uzamış yörüngelere gönderilen cisimlerin oluşturduğu bir grup olan dağınık diskin bir üyesi olarak kabul etti. Bununla birlikte bazı gök bilimciler bu sınıflandırmaya itiraz etmiştir çünkü günberisi, bilinen gezegenlerden herhangi biri tarafından saçılmış olamayacak kadar büyüktür. Bu durum bazı gök bilimcilerin gayri resmi olarak onu iç Oort bulutunun bilinen ilk üyesi olarak belirtmesine yol açmıştır. Bu cisim, 2012 VP113 ve Leleākūhonua'yı da içeren yeni bir yörünge sınıfı olan sednoidlerin prototipidir.

Sedna'nın kaşiflerinden gök bilimci Michael E. Brown, Sedna'nın alışılmadık yörüngesini anlamanın Güneş Sistemi'nin kökeni ve erken evrimi hakkında bilgi sağlayabileceğine inanmaktadır.[16][17] Güneş'in doğduğu kümedeki bir ya da daha fazla yıldız tarafından etkilenmiş ya da başka bir yıldızın gezegen sisteminden yakalanmış olabilir. Sedna ve benzeri cisimlerin yörüngelerinin kümelendiği bu durum, Neptün yörüngesinin ötesinde bir gezegenin varlığına dair bir kanıt olarak düşünülmektedir.[18][19][20]

Yörünge ve dönme

Sedna Güneş sisteminde bilinen kendi büyüklüğüne yakın ya da üstün olan objeler arasında en uzun ikinci yörünge periyoduna sahiptir ve bu periyot yaklaşık 11.400 yıl civarı olarak hesaplanmıştır.[21] Sedna'nın yörüngesinin dış merkezliği aşırı yüksektir, günötesi 937 AU[21] ve günberisi 76 AU civarındadır. Sedna Güneş Sisteminin en soğuk bölgesinde yer alır ve bu bölgede sıcaklık asla -240 °C'yi (-400 °F) aşmaz.[22] Sedna 2012 VP113 bulunana kadar Güneş Sistemindeki en büyük günberi değerine sahipti.[23][24] Günötesinde, Sedna Güneşin etrafında Dünyanın sadece %1,3 hızınde döner.

Sedna keşfedildiği zaman Güneş'den 89,6 AU[25] uzaklığında günberiye yaklaşıyordu ve Güneş Sisteminde görüntülenmiş en uzak obje idi. Sedna daha sonra bulunan ve 97 AU ile günöteye yakın olan Eris tarafından geçildi. Sedna 2022 yılı itibarıyla günberiye yakın olduğu için hem Eris hem de Gonggong sırasıyla 95,8 AU ve 88,9 AU ile Güneşe Sedna'dan (83,9 AU) daha uzaktır.[26][27][28] Bazı kuyruklu yıldızların yörüngesi Sedna'nınkinden daha da uzağa açılır ancak günberide iç Güneş Sistemine girmedikleri sürece bulunamayacak kadar karanlıklardır. Sedna 2076 ortalarında günberiye girdiği zaman, Güneş Sedna'nın uzaklığından dolayı bir disk gibi değil, aşırı parlak bir nokta gibi görünecekdir.

İlk bulunduğu zaman, Sedna'nın tuhaf derecede uzun bir dönme süresine sahip olduğu düşünülmüştü (20 ila 50 gün arası). En başta Sedna'nın dönme hızının Plüton'un uydusu Charon gibi başka büyük bir cismin kütle çekimi tarafından yavaşlatıldığı tahmin edilmişti.[29] Ancak böyle bir uydu Hubble Uzay Teleskobu ile 2004'te yapılan bir araştırmada bulunamadı. Daha sonra MTT teleskobu tarafından yapılan ölçümler Sedna'nın aslında büyüklüğü için daha tipik olan 10 saatlik bir dönme süresine sahip olduğunu gösterdi. Bunun yerine 18 saatte de dönüyor olabilir, ancak bunun muhtemel olmadığı düşünülür.[30]

Sınıflandırma

Sedna'nın keşfi hangi astronomik cisimlerin gezegen olup hangilerinin gezegen olmadığı sorusunu tekrar gündeme getirdi. Sedna hakkında 15 Mart 2004 de basın onuncu bir gezegenin bulunduğunu bildiren makaleler çıkardı. Bu sorun birçok gök bilimci için Uluslararası Astronomi Birliği tarafından 24 Ağustos 2006 da kabul edilen yeni gezegen tanımı ile çözülmüştür. Bu tanıma göre bir gegenin yörüngesini temizlemiş olması gerekir. Sedna'nın yörüngesini temizlemiş olmadığı tahmin edilir. Niceliksel olarak, Stern–Levison parametresinin 1'den çok daha düşük olduğu tahmin edilir. IAU aynı zamana gezegen olmayan en büyük cisimler için cüce gezegen terimini kullanmıştır. Bu tür gezegenler hidrostatik dengededir ve bu yüzden gezegen benzeri jeolojik aktivite gösterirler, ancak yörüngelerini temizlememişlerdir.[31] Sedna yeteri kadar parlaktır ve bu da yeteri kadar büyük olduğu anlamına geldiğinden hidrostatik dengede olduğu düşünülür.[32] Bundan dolayı, gök bilimciler genel olarak Sedna'nın bir cüce gezegen olduğunu söyler.[33][34][35][36]

Sedna, 2012 VP113 ve Leleākūhonua'nın yörüngelerinin 100 AU ölçekli ızgara diyagramı.

Fiziksel sınıflandırılmasının dışında, Sedna yörüngesine göre de sınıflandırılır. Güneş Sistemindeki cisimleri resmi bir şekilde katalog eden Küçük Gezegen Merkezi Sedna'yı sadece bir Neptün ötesi cisim olarak adlandırır (yörüngesi Neptünün ötesinde olduğundan).[37] Daha kesin bir yörüngesel sınıflandırma çok tartışılmıştır ve gök bilimciler sednoidlerin, 2000 CR105 gibi benzer cisimler ile beraber yeni bir kategoriye taşınmaları gerektiğini savunmuşlardır. Bu kategoriye uzatılmış dağınık disk objeleri (E-SDO),[38] ayrık cisimler, uzak ayrık cisimler,[39] ya da Derin Ekliptik Araştırmanın kullandığı dağınık-uzak[40] isimleri verilmiştir.

Kaynakça

  1. ^ "Sedna mystery deepens as Hubble offers best look at farthest planetoid". esahubble.org. ESA/Hubble Outreach Team. 18 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ocak 2023. 
  2. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (90001)–(95000)". IAU: Minor Planet Center. 9 Kasım 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2008. 
  3. ^ a b c "JPL Small-Body Database Browser: 90377 Sedna (2003 VB12)" (21 Ocak 2020 son gözlem). 27 Şubat 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Şubat 2020. 
  4. ^ Buie, Marc W. (22 Kasım 2009). "Orbit Fit and Astrometric record for 90377". Deep Ecliptic Survey. 20 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ocak 2006. 
  5. ^ Slyuta, E. N.; Kreslavsky, M. A. (1990). Intermediate (20–100 KM ) Sized Volcanic Edifices on Venus (PDF). Lunar and planetary science XXI. Lunar and Planetary Institute. s. 1174. 15 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 29 Şubat 2020(Sedna Planitia için) 
  6. ^ a b c d e JPL Horizons On-Line Ephemeris System output. "Barycentric Osculating Orbital Elements for 90377 Sedna (2003 VB12)". 17 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2021. 
  7. ^ a b "Horizons Batch for Sedna in July 2076" (Perihelion occurs when rdot flips from negative to positive). JPL Horizons. 11 Nisan 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2021.  (JPL#34/Çöz.tarihi: 13 Nisan 2021)
  8. ^ a b "Sedna Ephemerides for July 2076". AstDyS. 3 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Aralık 2020.  ("R (au) sütunu" Güneş'e olan mesafedir)
  9. ^ Tegler, Stephen C. (26 Ocak 2006). "Kuiper Belt Object Magnitudes and Surface Colors". Northern Arizona University. 1 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Kasım 2006. 
  10. ^ "AstDys (90377) Sedna Ephemerides". Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. 31 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Ekim 2023. 
  11. ^ JPL Horizons On-Line Ephemeris System (18 Temmuz 2010). "Horizons Output for Sedna 2076/2114". 25 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2010.  Horizons 12 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  12. ^ a b c Pál, A.; Kiss, C.; Müller, T. G.; Santos-Sanz, P.; Vilenius, E.; Szalai, N.; Mommert, M.; Lellouch, E.; Rengel, M.; Hartogh, P.; Protopapa, S.; Stansberry, J.; Ortiz, J.-L.; Duffard, R.; Thirouin, A.; Henry, F.; Delsanti, A. (2012). ""TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region. VII. Size and surface characteristics of (90377) Sedna and 2010 EK139". Astronomy & Astrophysics. 541: L6. arXiv:1204.0899 $2. Bibcode:2012A&A...541L...6P. doi:10.1051/0004-6361/201218874. 
  13. ^ Rommel, Flavia L.; Braga-Ribas, Felipe; Desmars, Josselin; Camargo, Julio I. B.; Ortiz, Jose-Luis; Sicardy, Bruno (Aralık 2020). "Stellar occultations enable milliarcsecond astrometry for Trans-Neptunian objects and Centaurs". Astronomy & Astrophysics. 644: 15. arXiv:2010.12708 $2. Bibcode:2020A&A...644A..40R. doi:10.1051/0004-6361/202039054. A40. 
  14. ^ Gaudi, B. Scott; Stanek, Krzysztof Z.; Hartman, Joel D.; Holman, Matthew J.; McLeod, Brian A. (2005). "On the Rotation Period of (90377) Sedna". The Astrophysical Journal. 629 (1): L49-L52. arXiv:astro-ph/0503673 $2. Bibcode:2005ApJ...629L..49G. doi:10.1086/444355. 
  15. ^ McGranaghan, R.; Sagan, B.; Dove, G.; Tullos, A.; Lyne, J. E.; Emery, J. P. (2011). "A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects". Journal of the British Interplanetary Society. 64: 296-303. Bibcode:2011JBIS...64..296M. 
  16. ^ Fussman, Cal (2006). "The Man Who Finds Planets". Discover. 16 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mayıs 2010. 
  17. ^ Chang, Kenneth (21 Ocak 2016). "Ninth Planet May Exist Beyond Pluto, Scientists Report". The New York Times. s. A1. 9 Ekim 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2017. 
  18. ^ Brown, Mike; Rabinowitz, David; Trujillo, Chad (2004). "Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid". Astrophysical Journal. 617 (1): 645-649. arXiv:astro-ph/0404456 $2. Bibcode:2004ApJ...617..645B. doi:10.1086/422095. 
  19. ^ Lakdawalla, Emily (26 Mart 2014). "A second Sedna! What does it mean?". Planetary Society. 10 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Nisan 2023. 
  20. ^ Batygin, Konstantin; Brown, Michael E. (2016). "Evidence for a Distant Giant Planet in the Solar System". The Astronomical Journal. 151 (2): 22. arXiv:1601.05438 $2. Bibcode:2016AJ....151...22B. doi:10.3847/0004-6256/151/2/22. 
  21. ^ a b "Wayback Machine". web.archive.org. 19 Kasım 2012. 19 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  22. ^ https://www.jpl.nasa.gov. "Most Distant Object in Solar System Discovered". NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (İngilizce). 22 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  23. ^ Trujillo, Chadwick A.; Sheppard, Scott S. (1 Mart 2014). "A Sedna-like body with a perihelion of 80 astronomical units". Nature. 507: 471-474. doi:10.1038/nature13156. ISSN 0028-0836. 22 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  24. ^ Trujillo, Chadwick A.; Brown, M. E.; Rabinowitz, D. L. (1 Ekim 2007). "The Surface of Sedna in the Near-infrared". 39: 49.06. 3 Eylül 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  25. ^ "AstDyS". newton.spacedys.com. 22 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  26. ^ "AstDyS". newton.spacedys.com. 22 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  27. ^ "AstDyS". newton.spacedys.com. 22 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  28. ^ "AstDyS". newton.spacedys.com. 22 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  29. ^ "Sedna (2003 VB12)". web.archive.org. 25 Temmuz 2010. 25 Temmuz 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  30. ^ Gaudi, B. Scott; Stanek, Krzysztof Z.; Hartman, Joel D.; Holman, Matthew J.; McLeod, Brian A. (1 Ağustos 2005). "On the Rotation Period of (90377) Sedna". The Astrophysical Journal. 629: L49-L52. doi:10.1086/444355. ISSN 0004-637X. 19 Kasım 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Ekim 2023. 
  31. ^ "What Is A Planet?". The Planetary Society (İngilizce). 29 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  32. ^ Rambaux, Nicolas; Baguet, Daniel; Chambat, Frederic; Castillo-Rogez, Julie C. (15 Kasım 2017). "Equilibrium Shapes of Large Trans-Neptunian Objects". The Astrophysical Journal. 850 (1): L9. doi:10.3847/2041-8213/aa95bd. ISSN 2041-8213. 22 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  33. ^ Barucci, M. A.; Morea Dalle Ore, C.; Alvarez-Candal, A.; de Bergh, C.; Merlin, F.; Dumas, C.; Cruikshank, D. (11 Kasım 2010). "(90377) SEDNA: INVESTIGATION OF SURFACE COMPOSITIONAL VARIATION". The Astronomical Journal. 140 (6): 2095-2100. doi:10.1088/0004-6256/140/6/2095. ISSN 0004-6256. 22 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  34. ^ Rabinowitz, David L.; Schaefer, B.; Tourtellotte, S.; Schaefer, M. (1 Mayıs 2011). "SMARTS Studies of the Composition and Structure of Dwarf Planets". 218: 204.01. 20 Eylül 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  35. ^ Malhotra, Renu (1 Mayıs 2009). "On the Importance of a Few Dwarf Planets". 214: 237.04. 20 Eylül 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  36. ^ "Astronomer Mike Brown". web.archive.org. 18 Ekim 2011. 18 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  37. ^ "List Of Transneptunian Objects". minorplanetcenter.net. 12 Haziran 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  38. ^ "Evidence for an Extended Scattered Disk?". www-n.oca.eu. 4 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  39. ^ Gomes, Rodney S.; Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (1 Ekim 2006). "A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects". Icarus. 184: 589-601. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026. ISSN 0019-1035. 8 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 
  40. ^ Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Clancy, K. B.; Gulbis, A. A. S.; Millis, R. L.; Buie, M. W.; Wasserman, L. H.; Chiang, E. I.; Jordan, A. B.; Trilling, D. E.; Meech, K. J. (1 Şubat 2005). "The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population". The Astronomical Journal. 129: 1117-1162. doi:10.1086/427395. ISSN 0004-6256. 13 Aralık 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ekim 2023. 

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta 90377 Sedna ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Neptün</span> Uranüsten sonra Güneşe en uzak ve uzaklık sıralamasına göre sekizinci gezegen

Neptün, Güneş Sistemi'nin sekizinci, Güneş'e en uzak ve katı yüzeyi bulunmayan gezegenidir. Gaz gezegenler sınıfında yer alan Neptün, Jüpiter ve Satürn'e kıyasla farklı yapısından ötürü buz devi olarak da sınıflandırılır. Güneş sisteminin Uranüs ile beraber en soğuk iki gezegeninden biridir. Katı yüzeye sahip olmamakla birlikte gezegenin dış katmanı genel olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. İç katmanında ise gezegenin kütlesinin çoğu kayalık bir çekirdeğin üzerindeki sıcak ve yoğun maddelerden oluşur. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus'ten alan gezegen, Güneş Sistemi'nde çapına göre en büyük dördüncü, kütlesine göre ise en büyük üçüncü gezegendir. Dünya'dan 17 kat fazla kütlesiyle, ikizi sayılabilecek Uranüs'ten biraz daha büyük ve daha yoğundur. Güneş'e olan uzaklığı ortalama 30 Astronomik birimdir.

Neptün ötesi cisim Güneş Sistemi'nde bulunup ortalama yörüngesi Neptün'ün yarı büyük ekseninden daha büyük olan küçük gezegenlerin genel ismidir. Uzayın bu bölümünde kalan Kuiper kuşağı, Oort bulutu ve dağınık disk cisimleri bu kategoridendir.

<span class="mw-page-title-main">Eris (cüce gezegen)</span> Güneş Sistemindeki 2. en büyük cüce gezegen

Eris, Güneş Sistemi'nde bilinen en kütleli ve ikinci en büyük cüce gezegendir. Dağınık diskte bulunan bir Neptün ötesi cisimdir (TNO) ve yüksek bir yörünge dışmerkezliğine sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Makemake</span> Güneş Sisteminde bir cüce gezegen

Makemake Güneş Sistemi'ndeki bilinen dördüncü büyük cüce gezegen ve Klasik Kuiper kuşağı cismi popülasyonundaki ikinci büyük Kuiper kuşağı cismidir. Makemake'nin çapı kabaca Plüton'un dörtte üçü kadardır. S/2015 (136472) 1 adında bir uydusu vardır. Bu gezegenin ortalama 30 K olan aşırı düşük sıcaklığı bize yüzeyi hakkında bazı detaylar vermektedir. Tahminlere göre yüzeyi; metan, etan ve olasılıkla nitrojen buzulları ile kaplıdır.

<span class="mw-page-title-main">Dağınık disk</span>

Dağınık disk veya saçılmış disk, geniş Neptün ötesi cisimler ailesinin bir alt kümesi olarak genel itibarıyla buzlu küçük Güneş Sistemi cismi popülasyonuna sahip olan Güneş Sistemi'ndeki uzak bir çöküntü çemberidir. Dağınık disk cisimleri (SDO'lar-Scatterd Disk Objects) 0,8'e kadar değişen yörünge dışmerkezliklerine, 40°'ye kadar yüksek eğimlere ve 30 astronomik birim (4,5×109 km; 2,8×109 mi) daha büyük günberi mesafelerine sahiptir. Bu aşırı yörüngelerin gaz devleri tarafından kütleçekimsel “saçılmanın” bir sonucu olduğu düşünülmektedir ve bu nesneler Neptün tarafından tedirgin edilmeye devam etmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Centaur (küçük gezegen)</span>

Centaur, Güneş Sisteminin dış bölgesindeki gaz devleri Jüpiter ve Neptün gezegenleri arasında, tutarlı olmayan yörüngelerde bulunan bir küçük Güneş Sistemi cismidir. Bu cisimlerin yörüngelerindeki tutarsızlık, bir veya birden çok büyük gezegenin yörüngeleriyle kesişmelerinden kaynaklanır. Centaur'ların kendileri, kısa ömürlü kararsız yörüngelere sahiptir ve birkaç milyon yıl içinde Kuiper kuşağı nesnelerinin aktif olmayan popülasyonundan Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının aktif grubuna geçiş yaparlar.

<span class="mw-page-title-main">Küçük gezegen</span>

Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göre küçük gezegen, Güneş'in etrafında doğrudan yörüngede dönen ve ne gezegen ne de kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan bir gök cismidir. IAU, 2006 yılından önce resmen küçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar; cüce gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarak yeniden sınıflandırıldı.

Nice modeli, Güneş Sistemi'nin dinamik evrimi için önerilmiş bir senaryodur. Adını, ilk olarak 2005 yılında geliştirildiği Côte d'Azur Gözlemevinin bulunduğu Fransa'nın Nice kentinden almıştır. Model temel olarak ön gezegen diskinin dağılmasından uzun bir süre sonra dev gezegenlerin ilk oluşum yapılanmasından mevcut konumlarına doğru hareket ettiğini öne sürmektedir. Bu yönüyle Güneş sisteminin oluşumuna dair öne sürülen önceki modellerden farklıdır. Bu gezegen hareketi, Güneş sisteminin dinamik simülasyonlarındaki Geç Dönem Ağır Bombardımanı, Oort bulutunun oluşumu ve Kuiper kuşağı cisimleri, Jüpiter truvaları ve Neptün ötesi cisimler de dahil olmak üzere küçük Güneş sistemi kütlelerinin ortaya çıkışı gibi tarihi olayları açıklamak için kullanılır.

<span class="mw-page-title-main">C/1980 E1</span>

C/1980 E1, Edward LG Bowell tarafından 11 Şubat 1980'de keşfedilen ve Mart 1982'de Güneş'e en yakın (günberi) bir periyodik olmayan kuyruklu yıldız'dır. Jüpiter'e yaklaşması nedeniyle Güneş Sistemi'ni hiperbolik yörünge üzerinde terk eder. Keşfinden bu yana sadece 1I/ʻOumuamua ve 2I/Borisov böyle daha hızlı bir yörünge ile tanımlandı.

<span class="mw-page-title-main">225088 Gonggong</span> Asteroit

Gonggong (resmi adıyla 225088 Gonggong; geçici adı 2007 OR10), Neptün'ün ötesindeki dağınık diskin bir üyesi olan bir cüce gezegendir. 34-101 astronomik birim (5,1×10^9-15,1×10^9 km; 3,2×10^9-9,4×10^9 mi) arasında değişen oldukça eksantrik ve eğimli bir yörüngeye sahiptir. 2019 itibarıyla Güneş'e olan uzaklığı 88 AU (13,2×10^9 km; 8,2×10^9 mi) olup, bilinen en uzak altıncı Güneş Sistemi nesnesidir. Derin Ekliptik Araştırması'na göre Gonggong, Neptün ile 3:10 yörünge rezonansı içindedir ve Neptün'ün tamamladığı her on yörüngeye karşılık Güneş etrafında üç yörünge tamamlamaktadır. Gonggong, Temmuz 2007'de Amerikalı astronomlar Megan Schwamb, Michael Brown ve David Rabinowitz tarafından Palomar Gözlemevi'nde keşfedilmiş ve Ocak 2009'da ilan edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Küçük gezegen grupları listesi</span>

Bir küçük gezegen grubu çoğunlukla benzer yörüngeleri izleyen küçük gezegenler ve cisimlerden oluşan gruptur. Bu grupların üyeleri, bir asteroit ailesinden farklı olarak genellikle birbirlerinden bağımsızdır. Bir grubu adlandırmak için genellikle keşfedilen ve muhtemelen en büyükleri olan cismin adı tercih edilmektedir.

Uzak küçük gezegen veya uzak nesne, Güneş Sistemi'nde Neptün ötesinde bulunan ve genellikle bir "asteroit" olarak değerlendirilmeyen herhangi bir küçük cisimdir. Bu şemsiye terim, IAU'nun Küçük Gezegen Merkezi (MPC) tarafından kullanılmakta olup, bu nesnelerin tanımlanması, belirlenmesi ve yörünge hesaplamalarından sorumludur. Nisan 2023 itibarıyla MPC'nin veri tabanında 4975 uzak nesne bulunmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Ayrık cisim</span>

Ayrık cisimler, Güneş sisteminin dış bölgelerinde yer alan dinamik bir küçük gezegen sınıfıdır. Neptün ötesi cisimler (TNO) olarak adlandırılan geniş bir ailenin mensubudurlar. Bu nesneler Güneş'e olan en yakın konumları Neptün'ün kütleçekimsel kuvvetinden yeterli bir uzaklıkta bulunan yörüngelere sahiptir. Bu nedenle Neptün ve bilinen diğer gezegenlerden sınırlı olarak etkilenirler. Bu durum nedeniyle Güneş sisteminden ayrık bir durumda bulunmakta, ancak Güneş'in etkisinden de kaçamamaktadırlar.

<span class="mw-page-title-main">Sednoid</span>

Sednoid, Güneş'e 47,8 AU mesafede, Kuiper Kuşağı'nın çok ötesinde bir enberide yer alan Neptün ötesi cisimlerin alt gruplarından birine verilen isimdir. Bu gruba mensup olan yalnız dört nesne bilinmektedir. Bunlar; 90377 Sedna, 2012 VP113, 541132 Leleākūhonua (2015 TG387) ve 2021 RR205 olup, çok daha fazla sayıda oldukları tahmin edilmektedir. Dördünün de enberisi 55 AU'dan büyüktür. Bu nesneler, görünüşte Güneş Sisteminin dışında yer almaktadır ve gezegenlerle önemli bir etkileşimde bulunmazlar. Genellikle ayrık nesne olarak gruplandırılırlar. Her ne kadar OCO'ların başlangıçta bilinen dört sednoitin enötesinden daha uzakta, yani 2.000 AU'nun mesafede olduğu tahmin edilse de, Scott Sheppard gibi bazı astronomlar sednoitlerin iç Oort bulutu nesneleri (OCO'lar) olduğunu düşünmektedir.

Aşağıda, Güneş etrafındaki yörüngeleri tipik olarak Jüpiter ve Neptün'ün yörüngeleri arasında yer alan ve rezonans göstermeyen bir grup küçük Güneş Sistemi cismi olan centaurların bir listesi yer almaktadır. Centaurlar kuyruklu yıldızların özelliklerine sahip küçük gezegenlerdir ve genellikle bu şekilde sınıflandırılırlar. Dinamik grup, Neptün'ün Kuiper kuşağı üzerindeki aşındırıcı etkisi nedeniyle, kütleçekimsel saçılma yoluyla, nesneleri centaur olmak üzere içe doğru veya dağınık disk nesneleri olmak üzere dışa doğru göndererek veya onları Güneş Sistemi'nden tamamen çıkararak oluşur. Centaurların kendileri kısa ömürlü kararsız yörüngelere sahiptir ve birkaç milyon yıl içinde Kuiper kuşağı nesnelerinin inaktif popülasyonundan Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının aktif grubuna geçiş yaparlar.

<span style="white-space:nowrap;">(316179) 2010 EN<sub>65</sub></span> Asteroit

(316179) 2010 EN65 Güneş etrafında dönen bir Neptün ötesi cisimdir. Bununla birlikte, 30,8 AU'luk yarı büyük ekseniyle, dev gezegen Neptün'ün 30,1 AU'luk benzer bir yarı büyük eksene sahip olması nedeniyle, aslında Neptün ile eş yörüngeli bir sıçrayan Neptün truvasıdır. Cisim L4 Lagrange noktasından L3 üzerinden L5'e atlamaktadır. 2016 itibarıyla Neptün'den 54 AU uzaklıktadır. 2070 yılına kadar Neptün'den 69 AU uzaklıkta olacaktır.

<span class="mw-page-title-main">Aşırı Neptün ötesi cisim</span>

Aşırı Neptün ötesi cisim (ETNO), Güneş Sistemi'nin en dış bölgesinde, Neptün'ün çok ötesinde Güneş'in yörüngesinde dolanan Neptün ötesi cisimlere verilen genel isimdir. Bir ETNO'nun en az 150-250 AU'luk dev bir yarı büyük ekseni vardır. Bilinen diğer tüm Neptün ötesi cisimlere kıyasla yörüngesi diğer dev gezegenlerden çok daha az etkilenir. Bununla birlikte, varsayımsal bir Dokuzuncu Gezegen ile kütleçekimsel etkileşimlerden etkilenerek bu nesneleri benzer türde yörüngelere yönlendirebilirler. Bilinen ETNO'lar, küçük yükselen ve alçalan düğüm mesafelerine sahip nesne çiftlerinin dağılımları arasında, dış tedirginliğe bir yanıtın göstergesi olabilecek, istatistiksel olarak oldukça anlamlı bir asimetri sergilerler.

<span class="mw-page-title-main">541132 Leleākūhonua</span> Asteroit

541132 Leleākūhonua (geçici adlandırması 2015 TG387) Güneş Sistemi'nin en dış kısmında bulunan bir aşırı Neptün ötesi nesne ve sednoiddir. İlk olarak 13 Ekim 2015'te Hawaii'de bulunan Mauna Kea Gözlemevi'nde gözlemlenmiştir. Cadılar Bayramı tarihine yakın bir tarihte keşfedilmiş olması ve geçici adlandırması olan 2015 TG387'de yer alan harflere dayanarak, kaşifleri tarafından gayri resmi olarak "Goblin" olarak adlandırılmış ve daha sonra yörüngesini Pasifik altın yağmur kuşunun uçuşuna benzemesi sebebiyle Leleākūhonua adını almıştır. Sedna ve 2012 VP113'ten sonra keşfedilen üçüncü sednoiddir ve yaklaşık 220 kilometre (140 mil) çapındadır.

<span class="mw-page-title-main">Güneş'e en uzak küçük Güneş Sistemi cisimleri listesi</span> Vikimedya liste maddesi

Burada listelenen küçük Güneş Sistemi cisimleriden Haziran 2024 itibarıyla Güneş'e en uzak olanlar göstermektedir. Nesneler, yörüngelerinin hesaplanan günöteye göre değil, Güneş'e olan yaklaşık mevcut uzaklıklarına göre kategorize edilmiştir. Nesneler yörüngelerinde hareket ettikleri için liste zaman içinde değişmektedir. Bazı cisimler içeri doğru bazıları ise dışarı doğru hareket etmektedir. Mesafeler bu cisimlerin gelecekte ulaşabilecekleri minimum (günberi) ya da maksimum (günöte) mesafeler değildir.

<span class="mw-page-title-main">174567 Varda</span> Asteroit

174567 Varda' (geçici adı 2003 MW12), Güneş Sistemi'nin en dış bölgesinde bulunan Kuiper kuşağı'nın rezonans sıcak klasik popülasyonuna ait ikili bir Neptün-ötesi küçük gezegendir. Uydusu, Ilmarë, 2009 yılında keşfedilmiştir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.