İçeriğe atla

Dağınık disk

Eris (ortada),bilinen en büyük dağınık disk nesnesi ve uydusu Dysnomia (solda)

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.

En yakın saçılmış disk nesneleri Güneş'e yaklaşık 30-35 AU mesafeye yaklaşsa da, yörüngeleri 100 AU'nun çok ötesine uzanabilir. Bu da saçılmış cisimleri Güneş Sistemi'ndeki en soğuk ve en uzak cisimler arasına sokar.[1] Dağınık diskin en iç kısmı, geleneksel olarak Kuiper kuşağı olarak adlandırılan yörüngedeki nesnelerin simit biçimli bir bölgesiyle örtüşür,[2] ancak dış sınırları Güneş'ten çok daha uzağa ve ekliptiğin üstünde ve altında Kuiper kuşağından daha uzağa ulaşır.[a]

Kararsız doğası nedeniyle gök bilimciler artık Güneş Sistemi'ndeki periyodik kuyruklu yıldızların çoğunun çıkış yerinin dağınık disk olduğunu, Jüpiter ve Neptün arasındaki buzlu cisimlerden oluşan centaurların ise bir cismin diskten iç Güneş Sistemi'ne göçünde bir ara aşama olduğunu düşünmektedir.[4] Nihayetinde, dev gezegenlerden gelen tedirginlikler bu tür cisimleri Güneş'e doğru göndererek periyodik kuyruklu yıldızlara dönüştürür. Var olduğu iddia edilen Oort bulutundaki birçok nesnenin de dağılmış diskten kaynaklandığı düşünülmektedir. Ayrık cisimler dağınık disk cisimlerinden keskin bir şekilde ayrılmazlar ve Sedna gibi bazılarının bazen bu gruba dahil edilebileceği düşünülmüştür.

Keşfi

Geleneksel olarak Güneş Sistemi'ndeki nesneleri tespit etmek için astronomide ışıldama karşılaştırıcısı gibi cihazlar kullanılmaktaydı, zira bu nesneler iki pozlama arasında hareket ediyor, bu da fotoğraf plakalarının veya filmlerin pozlanması ve banyo edilmesi gibi zaman alıcı adımları gerektiriyordu; ardından insanlar olası nesneleri manuel olarak tespit etmek için ışıldama karşılaştırıcısı kullanmaktaydı. 1980'lerde teleskoplarda CCD tabanlı kameraların kullanılması, daha sonra kolayca dijitalleştirilebilen ve aktarılabilen elektronik görüntülerin doğrudan oluşturulabilmesini mümkün kıldı. CCD filmden daha fazla ışık yakaladığından (gelen ışığın %10'una karşılık yaklaşık %90'ı) ve yanıp sönme işlemi artık ayarlanabilir bir bilgisayar ekranında gerçekleştirilebildiğinden, araştırmalardan daha yüksek verim alınabiliyordu. Bunun sonucunda bir keşif yağmuru yaşandı ve 1992-2006 yılları arasında 1000'den fazla Neptün ötesi cisim tespit edildi.[5]

Bu şekilde tanınan ilk dağınık disk cismi (SDO) 1996 TL66'dır ve ilk olarak 1996 yılında Hawaii'deki Mauna Kea'da bulunan astronomlar tarafından saptanmıştır.[6][7] Aynı araştırma tarafından 1999 yılında üç tane daha cisim tanımlanmıştır: bunlar 1999 CV118, 1999 CY118 ve 1999 CF119'dur.[8] Günümüzde SDO olarak sınıflandırılan ve keşfedilen ilk nesne 1995 yılında Spacewatch tarafından saptanan 1995 TL8'dir.[9]

2024 yılı itibarıyla, Gǃkúnǁʼhòmdímà (Schwamb, Brown ve Rabinowitz tarafından keşfedilmiştir), Gonggong (Schwamb, Brown ve Rabinowitz)[10] 2002 TC302 (NEAT), Eris (Brown, Trujillo ve Rabinowitz)[11], Sedna (Brown, Trujillo ve Rabinowitz)[12] ve 474640 Alicanto (Deep Ecliptic Survey)[13] dahil olmak üzere centaurlar ile birlikte 1600'den fazla SDO tanımlanmıştır.[14] Kuiper kuşağındaki ve dağınık diskteki cisimlerin sayılarının kabaca eşit olduğu varsayılsa da, daha uzak olmaları nedeniyle gözlemsel yanlılık, bugüne kadar çok daha az SDO'nun gözlemlendiği anlamına gelmektedir.[15]

Neptün ötesi uzayın altkümeleri

Dağınık disk popülasyonunun dış merkezliliği ve eğikliğinin klasik Kuiper kuşağı nesneleri ve 5:2 rezonanslı nesneler ile karşılaştırması.

Neptün ötesi nesne popülasyonu, Kuiper Kuşağı cisimleri ve dağınık disk cisimleri olarak iki ayrı alt kümeye ayrılmaktadır.[16] Üçüncü alt küme olan Oort bulutu cisimleri ise halihazırda bu bölgeye yönelik doğrudan bir gözlem yapılamaması nedeniye varsayımsaldır.[17] Kimi araştırmacılar dağınık disk ile iç Oort bulutu arasındaki geçiş bölgesinde ayrık nesneler olarak sınıflandırılması gereken başka bir popülasyon daha bulunduğunu öne sürmektedir.[18]

Dağınık disk ve Kuiper Kuşağı karşılaştırması

Kuiper kuşağı, Kuiper kuşağı nesnelerinin (KBO'lar) iki ana popülasyonunu içeren yaklaşık 30 ila 50 AU arasında uzanan nispeten kalın bir simit şekilli uzaydır.[19] Neptün tarafından etki edilemeyecek yörüngelerde bulunan klasik Kuiper kuşağı nesneleri (ya da “cubewanolar”) ve Neptün'ün 2:3 (her üç Neptün yörüngesi için nesnenin iki kez dönmesi) ve 1:2 (her iki Neptün yörüngesi için nesnenin bir kez dönmesi) gibi kesin bir yörünge oranına kilitlediği rezonans Kuiper kuşağı cisimlerinden oluşur. Yörünge rezonansları olarak adlandırılan bu oranlar, KBO'ların Neptün'ün yerçekimsel etkisinin Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca temizleyeceği bölgelerde kalmasına izin verir, çünkü nesneler asla Neptün'e dışa veya içe doğru saçılacak kadar yakın değildir. Plüton kendi grubunun en büyük üyesi olduğu için, Neptün ile 2:3 rezonansında olanlar “plutinolar” olarak bilinirken, 1:2 rezonansında olanlar ise “twotinolar” olarak bilinir.

Kuiper kuşağından farklı olarak dağınık disk popülasyonu Neptün tarafından tedirgin edilebilen cisimlerden oluşur.[20] Dağınık disk cisimleri en yakın yaklaşımlarında (~30 AU) Neptün'ün çekim alanına girerler, ancak en uzak mesafeleri bunun kat kat fazlasına ulaşır.[18] Devam eden araştırmalar,[21] Jüpiter ve Neptün arasında yörüngede dolanan buzlu bir küçük gezegen sınıfı olan centaurların, Neptün tarafından Güneş Sistemi'nin iç kısımlarına fırlatılan SDO'lar olabileceğini ve bu durumun da onları Neptün ötesi dağınık nesnelerden ziyade “cis-Neptünyen” olarak adlandırılan başka bir sınıfa dahil edilmesi gerekeceğini öne sürmektedir.[22] (29981) 1999 TD10 gibi bazı nesneler bu ayrımı bulanıklaştırmaktadır[23] ve tüm Neptün ötesi nesneleri resmi olarak kataloglayan Küçük Gezegen Merkezi (MPC) artık centaurları ve SDO'ları birlikte listelemektedir.[24]

Ancak MPC, Kuiper kuşağı ile dağınık disk arasında belirgin bir ayrım ortaya koymakta ve kararlı yörüngelerdeki nesneleri (Kuiper kuşağı) dağınık yörüngelerdekilerden (dağınık disk ve sentorlar) ayırmaktadır.[24] Ancak Kuiper kuşağı ile dağınık disk arasındaki fark kesin değildir ve birçok gök bilimci dağınık diski ayrı bir popülasyon olarak değil, Kuiper kuşağının dışa doğru uzanan bir bölgesi olarak görmektedir. Dağınık diskteki cisimler için kullanılan bir diğer terim ise “dağınık Kuiper kuşağı cismi ”dir (veya SKBO).[25]

Morbidelli ve Brown, Kuiper kuşağındaki cisimler ile dağınık disk cisimleri arasındaki farkın, ikinci cisimlerin “Neptün ile yakın ve uzak karşılaşmalarla yarı büyük eksende taşınması” olduğunu, ancak ilkinin böyle yakın karşılaşmalar yaşamadığını öne sürmektedir.[16] Bu tanımlama (belirttikleri gibi) Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca yetersiz kalmaktadır, çünkü “rezonanslara hapsolmuş” cisimler “saçılma evresinden saçılmama evresine (ya da tam tersi) birçok kez geçebilir”. Yani, Neptün ötesi cisimler zaman içinde Kuiper kuşağı ile saçılan disk arasında gidip gelebilir.[16] Bu nedenle, bilim insanları nesneler yerine bölgeleri tanımlamayı tercih etmiş, saçılan diski bir Hill küresinin yarıçapı içinde “Neptün'le karşılaşmış cisimler tarafından ziyaret edilebilen yörünge uzayı bölgesi” ve Kuiper kuşağını da “a > 30 AU bölgesindeki tamamlayılar” olarak tanımlamışlardır; bu da Güneş Sistemi'nin yarı büyük eksenleri 30 AU'dan büyük olan cisimler tarafından doldurulan bölgesidir.[16]

Ayrık cisimler

Küçük Gezegen Merkezi 90377 Sedna adlı Neptün ötesi cismi bir dağınık disk cismi olarak sınıflandırmaktadır. Sedna'nın kaşifi Michael E. Brown bunun yerine, 76 AU'luk günberi mesafesiyle dış gezegenlerin çekim gücünden etkilenmeyecek kadar uzak olduğu için, Sedna'nın dağınık diskin bir üyesi olarak değil, bir iç Oort-bulut nesnesi olarak kabul edilmesi gerektiğini öne sürmüştür.[26] Bu tanıma göre, günberisi 40 AU'dan büyük olan bir nesne dağılmış diskin dışında olarak sınıflandırılabilir.[27]

Sedna bu türden tek nesne değildir: (148209) 2000 CR105 (Sedna'dan önce keşfedilmiştir) ve 474640 Alicanto, Neptün'den etkilenemeyecek kadar uzak bir günberiye sahiptir. Bu durum gök bilimciler arasında genişletilmiş dağınık disk (E-SDO)[28] adı verilen yeni bir küçük gezegen kümesi tanımlanması hakkında tartışmalara yol açmıştır. 2000 CR105 aynı zamanda bir iç Oort bulutu nesnesi ya da (daha büyük olasılıkla) dağınık disk ile iç Oort bulutu arasında bir geçiş nesnesi olabilir.[29] Son zamanlarda bu nesneler “ ayrık” ya da uzak ayrık nesneler (DDO) olarak adlandırılmaktadır.[30]

Saçılmış ve ayrık bölgeler arasında net sınırlar yoktur.[27] Gomes ve arkadaşları SDO'ları “oldukça eksantrik yörüngelere, Neptün'ün ötesinde günberiye ve 1:2 rezonansının ötesinde yarı büyük eksenlere” sahip olarak tanımlamaktadır. Bu tanıma göre, tüm uzak ayrık nesneler SDO'dur.[18] Ayrık cisimlerin yörüngeleri Neptün saçılmasıyla üretilemeyeceğinden, yakın geçen bir yıldız[31][32] veya uzak, gezegen boyutunda bir cisim[30] de dahil olmak üzere alternatif saçılma mekanizmaları öne sürülmüştür. Alternatif olarak, bu nesnelerin yakın geçen diğer bir yıldızdan yakalandığı da öne sürülmüştür.[33]

J. L. Elliott ve arkadaşları tarafından hazırlanan 2005 tarihli Derin Ekliptik Araştırması raporunda ortaya konan bir şema iki kategori arasında ayrım yapmaktadır: bunlar saçılmış-yakın (yani tipik SDO'lar) ve saçılmış-uzak (yani ayrık) nesnelerdir.[34] Saçılmış-yakın nesneler, yörüngeleri rezonant olmayan, gezegen-yörünge kesişmesi olmayan ve Tisserand parametresi (Neptün'e göre) 3'ten küçük olanlardır.[34] Dağınık-uzak nesneler 3'ten büyük bir Tisserand parametresine (Neptün'e göre) ve 0,2'den büyük bir zaman ortalamalı dışmerkezliğe sahiptir.[34]

B. J. Gladman, B. G. Marsden ve C. Van Laerhoven tarafından 2007 yılında tanıtılan alternatif bir sınıflandırma, Tisserand parametresi yerine 10 milyon yıllık yörünge entegrasyonunu kullanır.[35] Bir nesne, yörüngesi rezonans değilse, yarı-büyük ekseni 2000 AU'dan büyük değilse ve entegrasyon sırasında yarı-büyük ekseni 1,5 AU veya daha fazla bir sapma gösteriyorsa SDO olarak nitelendirilir.[35] Gladman ve arkadaşları bu mevcut hareketliliği vurgulamak için saçılan disk nesnesi terimini önermektedir.[35] Eğer nesne yukarıdaki tanıma göre bir SDO değilse, ancak yörüngesinin dışmerkezliği 0,240'tan büyükse, ayrılmış bir TNO olarak sınıflandırılır.[35] (Daha küçük eksantrikliğe sahip nesneler klasik olarak kabul edilir.) Bu şemada disk, Neptün'ün yörüngesinden iç Oort bulutu olarak adlandırılan bölge olan 2000 AU'ya kadar uzanır.

Notlar

  1. ^ Literatürde “dağınık disk” ve “Kuiper kuşağı” ifadelerinin kullanımı tutarsızdır. Bazıları için bunlar farklı popülasyonlardır; diğerleri için ise dağınık disk Kuiper kuşağının bir parçasıdır. Hatta yazarlar tek bir yayında bu iki kullanım arasında geçiş yapabilmektedir. Bu makalede, dağınık disk Kuiper kuşağından ayrı bir popülasyon olarak ele alınmıştır.[3]

Kaynakça

  1. ^ "Imagine the Universe!". imagine.gsfc.nasa.gov. 1 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Haziran 2024. 
  2. ^ Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 $2. 
  3. ^ McFadden, Weissman, & Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System, footnote p. 584
  4. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E. (2004). "Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 798. arXiv:astro-ph/0407400 $2. Bibcode:2004MNRAS.354..798H. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. 
  5. ^ Sheppard, Scott S. (October 16–18, 2005). "Small Bodies in the Outer Solar System" (PDF). New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium 2005. Austin, Texas: Astronomical Society of the Pacific. ss. 3-14. ISBN 1-58381-220-2. 12 Ekim 2006 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ağustos 2008. 
  6. ^ Luu, Jane X.; Marsden, Brian G.; Jewitt, David C. (5 Haziran 1997). "A new dynamical class of object in the outer Solar System" (PDF). Nature. 387 (6633): 573-575. Bibcode:1997Natur.387..573L. doi:10.1038/42413. 12 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008. 
  7. ^ Davies, John Keith (2001). Beyond Pluto: Exploring the Outer Limits of the Solar System. Cambridge University Press. s. 111. ISBN 978-0-521-80019-8. Erişim tarihi: 2 Temmuz 2008. 
  8. ^ Jewitt, David C. (Ağustos 2009). "Scattered Kuiper Belt Objects (SKBOs)". Institute for Astronomy. 28 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ocak 2010. 
  9. ^ Schmadel, Lutz D. (2003); Dictionary of Minor Planet Names (5th rev. and enlarged ed. edition). Berlin: Springer. Page 925 (Appendix 10). Also see McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul & Johnson, Torrence (1999). Encyclopedia of the Solar System. San Diego: Academic Press. Page 218.
  10. ^ Schwamb, M. E.; Brown, Michael E.; Rabinowitz, Davdi; Marsden, Brian G. (2008). "2007 UK126". Minor Planet Electronic Circ. 2008-D38: 38. Bibcode:2008MPEC....D...38S. 
  11. ^ Staff (1 Mayıs 2007). "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets". Minor Planet Center. 6 Nisan 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2010. 
  12. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (90001)-(95000)". Minor Planet Center. 19 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2010. 
  13. ^ Marc W. Buie (8 Kasım 2007). "Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112". SwRI (Space Science Department). 18 Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2008. 
  14. ^ "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". minorplanetcenter.net. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Haziran 2024. 
  15. ^ Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). "Comet Populations and Cometary Dynamics". Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (Ed.). Encyclopedia of the Solar System (2. bas.). Amsterdam; Boston: Academic Press. ss. 575-588. ISBN 978-0-12-088589-3. 
  16. ^ a b c d Morbidelli, Alessandro; Brown, Michael E. (1 Kasım 2004). "The Kuiper Belt and the Primordial Evolution of the Solar System" (PDF). M. C. Festou; H. U. Keller; H. A. Weaver (Ed.). Comets II. Tucson (AZ): University of Arizona Press. ss. 175-91. ISBN 978-0-8165-2450-1. OCLC 56755773. Archived from the original on 21 Haziran 2009. Erişim tarihi: 27 Temmuz 2008. 
  17. ^ Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 $2. 
  18. ^ a b c Gomes, Rodney S.; Fernandez, Julio A.; Gallardo, Tabare; Brunini, Adrian (2008). "The Scattered Disk: Origins, Dynamics and End States" (PDF). Universidad de la Republica, Uruguay. 10 Eylül 2008 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ağustos 2008. 
  19. ^ De Sanctis, M. C.; Capria, M. T.; Coradini, A. (2001). "Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 121 (5): 2792-2799. Bibcode:2001AJ....121.2792D. doi:10.1086/320385. 
  20. ^ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2007). "Kuiper Belt Dynamics". Lucy-Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (Ed.). Encyclopedia of the Solar System (2. bas.). Amsterdam; Boston: Academic Press. ss. 589-604. ISBN 978-0-12-088589-3. 
  21. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E.; Asher, D. J. (2003). "The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 343 (4): 1057-1066. arXiv:astro-ph/0304319 $2. Bibcode:2003MNRAS.343.1057H. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x. 
  22. ^ Remo notes that Cis-Neptunian bodies "include terrestrial and large gaseous planets, planetary moons, asteroids, and main-belt comets within Neptune's orbit." (Remo 2007)
  23. ^ Silber, Kenneth (1999). "New Object in Solar System Defies Categories". space.com. 21 Eylül 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ağustos 2008. 
  24. ^ a b IAU: Minor Planet Center (3 Ocak 2011). "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 15 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Ocak 2011. 
  25. ^ Jewitt, David C. (2008). "The 1000 km Scale KBOs". 6 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ocak 2010. 
  26. ^ Brown, Michael E. "Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud)". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. 25 Temmuz 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Temmuz 2008. 
  27. ^ a b Lykawka, Patryk Sofia; Mukai, Tadashi (2007). "Dynamical classification of trans-Neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation". Icarus. Kobe. 189 (1): 213-232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001. 
  28. ^ Gladman, Brett J. "Evidence for an Extended Scattered Disk?". Observatoire de la Cote d'Azur. 4 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008. 
  29. ^ Jewitt, David C.; Delsanti, A. (2006). "The Solar System Beyond The Planets". Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (PDF). Springer-Praxis Ed. ISBN 978-3-540-26056-1. 25 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 7 Haziran 2024. 
  30. ^ a b Gomes, Rodney S.; Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (October 2006). "A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects". Icarus. 184 (2): 589-601. Bibcode:2006Icar..184..589G. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026. 
  31. ^ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (November 2004). "Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12". The Astronomical Journal. 128 (5): 2564-2576. arXiv:astro-ph/0403358 $2. Bibcode:2004AJ....128.2564M. doi:10.1086/424617. 
  32. ^ Pfalzner, Susanne; Bhandare, Asmita; Vincke, Kirsten; Lacerda, Pedro (9 Ağustos 2018). "Outer Solar System Possibly Shaped by a Stellar Fly-by". The Astrophysical Journal. 863 (1): 45. arXiv:1807.02960 $2. Bibcode:2018ApJ...863...45P. doi:10.3847/1538-4357/aad23c. ISSN 1538-4357. 
  33. ^ Jílková, Lucie; Portegies Zwart, Simon; Pijloo, Tjibaria; Hammer, Michael (1 Kasım 2015). "How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 453 (3): 3158-3163. arXiv:1506.03105 $2. Bibcode:2015MNRAS.453.3157J. doi:10.1093/mnras/stv1803. ISSN 0035-8711. 
  34. ^ a b c Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Clancy, K. B. (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 (2): 1117-1162. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395. 
  35. ^ a b c d Gladman, Brett J.; Marsden, Brian G.; Van Laerhoven, Christa (2008). "Nomenclature in the Outer Solar System". The Solar System Beyond Neptune. University of Arizona Press. ss. 43. Bibcode:2008ssbn.book...43G. ISBN 978-0-8165-2755-7. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi</span> Güneş ve Güneş merkezli astronomik cisimler

Güneş Sistemi, Güneş'in kütleçekim kuvvetiyle yörüngede tutulan ve çeşitli gök cisimlerinden oluşmuş bir sistemdir. Güneş ve 8 gezegen ile onların doğruluğu onaylanmış 150 uydusu, 5 cüce gezegen ile onların bilinen toplam 8 uydusu ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper Kuşağı cisimleri, kuyruklu yıldızlar, gök taşları ve gezegenler arası toz girer.

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin listesi</span> Vikimedya liste maddesi

Aşağıda Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin Güneş'ten uzaklıklarına göre sıralanmış bir listesi bulunmaktadır. Çapı 500 km'den küçük cisimler listeye alınmamıştır.

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">90377 Sedna</span> Asteroit

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 ve kütlesi bilinmemektedir.

<span class="mw-page-title-main">Küçük Güneş Sistemi cismi</span>

Küçük Güneş Sistemi Cismi, 2006 yılındaki kararla Uluslararası Astronomi Birliği'nce (UAB) tanımlanan güneş sisteminde bulunup ne gezegen, ne de cüce gezegen olan bir cisimdir:

Güneş'in etrafından dönen diğer cisimlere topluca "Küçük Güneş Sistemi Cismi" olarak telmih edilecek... Bunlar, şu anda Güneş Sistemi'nin çoğu asteroitlerini, çoğu Neptün-ötesi cisimleri (NÖC), kuyruklu yıldızlar ve diğer küçük cisimleri içerir.

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

Çöküntü çemberi, bir yıldızın yaşam döngüsünün farklı evrelerinde, yörüngesi çevresinde; gaz, toz, gezegenimsiler, asteroitler veya çarpışan parçacıkların halka benzeri bir şekilde birikmesidir. Bu gibi çemberler kendini şu şekillerde gösterir:

<span class="mw-page-title-main">Klasik Kuiper Kuşağı cismi</span>

Klâsik Kuiper Kuşağı cismi (aynı zamada kubvano , düşük dış merkezlikli Kuiper Kuşağı cisimlerinden olup yörüngesi Neptün'ün dışında ve onunla yörüngesel rezonans hâlinde olmayan gök cisimlerine verilen addır. Kubvano yörüngelerinin ana eksenleri 40–50 AB civarında oyup Plüton'nun hilafına Neptün'ün yörüngesini geçmezler. Başka bir ifadeyle düşük dış merkezlikleri ve bazen klâsik gezegenler gibi düşük eğimli yörüngeleri vardır.

<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.

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">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.

Derin Ekliptik Araştırması (DES) Ulusal Optik Astronomi Gözlemevi'nin (NOAO) olanaklarını kullanarak Kuiper kuşağı nesnelerini (KBO'lar) bulmaya yönelik bir projedir. Baş araştırmacı Robert L. Millis'tir.

<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.

Rezonant Neptün ötesi cisim, astronomide Neptün ile ortalama hareket yörüngesinde rezonans halinde olan bir Neptün ötesi cisimdir (TNO). Rezonans cisimlerinin yörünge periyotları Neptün'ün periyodu ile 1:2, 2:3, vb. gibi basit bir tam sayı ilişkisi içindedir. Rezonans yapan TNO'lar ya ana Kuiper kuşağı popülasyonunun ya da daha uzak dağınık disk popülasyonunun bir parçası olabilir.

<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.