İçeriğe atla

Rezonant Neptün ötesi cisim

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.[1]

Dağılım

Trans-Neptün nesnelerinin dağılımı. Daha güçlü rezonansları işgal eden nesneler kırmızı renktedir.

Bu şema bilinen Neptün ötesi cisimlerin dağılımını göstermektedir. Rezonans gösteren nesneler kırmızı ile işaretlenmiştir. Neptün ile olan yörüngesel rezonanslar dikey çubuklarla belirtilmiştir: 1:1, Neptün'ün yörüngesinin ve truvalarının konumunu; 2:3, Plüton'un ve plutinoların yörüngesini; 1:2, 2:5, vb. ise bir dizi küçük aileyi işaret etmektedir. 2:3 veya 3:2 tanımlamalarının her ikisi de TNO'lar için aynı rezonansı ifade eder. TNO'lar tanım gereği Neptün'ünkinden daha uzun süreli periyotlara sahip oldukları için herhangi bir belirsizlik söz konusu değildir. Bu ifadelerin kullanımı araştırmacıya ve araştırma alanına göre değişmektedir.

Köken

Neptün'ün rezonansları üzerine yapılan ayrıntılı analitik ve sayısal çalışmalar, nesnelerin nispeten kesin bir enerji aralığına sahip olması gerektiğini göstermiştir.[2][3] Nesnenin yarı büyük ekseni bu dar aralıkların dışındaysa, yörünge geniş ölçüde değişen yörünge unsurlarıyla kaotik hale gelir. TNO'lar keşfedildikçe, %10'dan fazlasının rastgele bir dağılımdan uzak olan 2:3 rezonanslarında olduğu bulunmuştur. Günümüzde bu nesnelerin Neptün'ün göçü sırasında oluşan rezonansları süpürülerek daha geniş mesafelerden yakalandığına inanılmaktadır.[4] İlk TNO'nun keşfinden çok önce, dev gezegenler ve küçük parçacıklardan oluşan büyük bir disk arasındaki etkileşimin açısal momentum transferi yoluyla Jüpiter'i içe doğru çekerken, Satürn, Uranüs ve özellikle de Neptün'ü dışa doğru iteceği öne sürülmüştü. Bu nispeten kısa süre zarfında, Neptün'ün rezonansları uzayı süpürerek başlangıçta değişen güneş merkezli yörüngelerdeki nesneleri rezonansa sokacaktır.[5]

Bilinen üyeler

1:1 rezonans (Neptün truvalıları, dönem ~164,8 yıl)

Güneş-Neptün Lagrange noktaları yakınında, Neptün'ünkine benzer yarı büyük eksenli yörüngeler izleyen birkaç nesne keşfedilmiştir. Jüpiter Truvalarına benzetilerek adlandırılan bu Neptün Truvaları, Neptün ile 1:1 rezonans içindedir. Ağustos 2023 itibarıyla 31 nesne bilinmektedir.[6][7] Sadece 5 nesne Neptün'ün L5 Lagrange noktasına yakındır ve bunlardan birinin kimliği kesin değildir; diğerleri Neptün'ün L4 bölgesinde yer almaktadır.[7][8] Buna ek olarak, (316179) 2010 EN65 "sıçrayan Truva" olarak adlandırılmaktadır ve şu anda L3 bölgesi üzerinden L4 civarında librasyondan L5 civarında librasyona geçiş yapmaktadır.[9]

Gezegenin önünde seyreden truvalılar L4
  • 385571 Otrera
  • 385695 Clete
  • (527604) 2007 VL305
  • (530930) 2011 WG157
  • 2001 QR322
  • 2005 TN53
  • 2006 RJ103
  • 2010 TS191
  • 2010 TT191
  • 2012 UV177
  • 2013 RL124
  • 2013 TZ187
  • 2013 VX30
  • 2014 QO441
  • 2014 QP441
  • 2014 RO74
  • 2014 SC374
  • 2014 UU240
  • 2015 RW277
  • 2015 VV165
  • 2015 VW165
  • 2015 VX165

Gezegeni ardından izleyen truvalılar L5

  • (530664) 2011 SO277
  • 2008 LC18
  • 2011 HM102
  • 2012 UD185
  • 2013 KY18 ?

2:3 rezonans ("plütinolar", dönem ~247,94 yıl)

Orcus ve Plüton'un, Neptün'ün yörünge periyoduna eşit bir periyoda sahip dönen bir çerçevede hareketleri (Neptün'ü sabit tutarak)
Plüton ve uyduları (üstte) boyut, albedo ve renk bakımından Orcus ve Ixion'la karşılaştırıldı.

39,4 AU'daki 2:3 rezonans, rezonans nesneleri arasında açık ara en baskın kategoridir. Ağustos 2023 itibarıyla, 423 cisim içermektedir.[6] Bu plütinoların 338'inin yörüngeleri Deep Ecliptic Survey tarafından yürütülen simülasyonlarda onaylanmıştır.[7] Bu rezonansta yörüngeleri takip eden cisimler, keşfedilen ilk cisim olan Plüton'dan sonra plütoin olarak adlandırılır. Büyük, numaralandırılmış plütoinler şunlardır:

  • 134340 Pluto
  • 90482 Orcus
  • (208996) 2003 AZ84
  • (455502) 2003 UZ413
  • (84922) 2003 VS2
  • 28978 Ixion
  • (84719) 2002 VR128
  • (469372) 2001 QF298
  • 38628 Huya
  • (33340) 1998 VG44
  • (15789) 1993 SC
  • (444745) 2007 JF43
  • (469421) 2001 XD255
  • (120216) 2004 EW95
  • 47171 Lempo
  • (504555) 2008 SO266
  • (307463) 2002 VU130
  • (55638) 2002 VE95
  • (450265) 2003 WU172
  • (469987) 2006 HJ123
  • (508823) 2001 RX143
  • (469704) 2005 EZ296

3:5 rezonans (periyot ~275 yıl)

Şubat 2020 itibarıyla 47 nesnenin Neptün ile 3:5 yörünge rezonansında olduğu doğrulanmıştır. Numaralandırılmış nesneler arasında şunlar vardır:

  • (15809) 1994 JS
  • (149349) 2002 VA131
  • (434709) 2006 CJ69
  • (469420) 2001 XP254
  • (469584) 2003 YW179
  • (470523) 2008 CS190
  • (503883) 2001 QF331
  • (523677) 2013 UF15
  • (523688) 2014 DK143
  • (523731) 2014 OK394
  • (523743) 2014 TA86
  • (530839) 2011 UK411
  • (531683) 2012 UC178
  • (534074) 2014 QZ441
  • (534314) 2014 SJ349

4:7 rezonans (periyot ~290 yıl)

Bir başka nesne popülasyonu da 43,7 AU'da (klasik nesnelerin ortasında) Güneş'in yörüngesinde dönmektedir. Nesneler oldukça küçüktür (iki istisna dışında, H>6) ve çoğu ekliptiğe yakın yörüngeleri takip eder.[7] Ağustos 2023 itibarıyla, 60 4:7 rezonanslı nesnenin yörüngeleri Derin Ekliptik Araştırması tarafından onaylanmıştır.[6][7] İyi belirlenmiş yörüngelere sahip nesneler şunları içerir:[7]

  • (119956) 2002 PA149
  • (119066) 2001 KJ76
  • (135024) 2001 KO76
  • (119070) 2001 KP77
  • (181871) 1999 CO153
  • (118378) 1999 HT11
  • (118698) 2000 OY51
  • 385446 Manwë
  • (385527) 2004 OK14
  • (500828) 2013 GR136
  • (523742) 2014 TZ85

1:2 rezonans ("twotinolar", periyot ~330 yıl)

47,8 AU'daki bu rezonans genellikle Kuiper kuşağının dış kenarı olarak kabul edilir ve bu rezonanstaki nesneler bazen twotino olarak da adlandırılır. Twotinolar 15 dereceden daha az eğime ve genellikle 0,1 ile 0,3 arasında orta derecede dış merkezliliğe sahiptir.[10] Bilinmeyen sayıda 2:1 rezonans cismi muhtemelen Neptün'ün göçü sırasında oluşan titreşim tarafından süpürülen bir gezegenimsi diskten kaynaklanmamış, zaten dağılmış durumdayken yakalanmıştır.[11]

Bu rezonansta plutinolardan çok daha az nesne vardır. Johnston Arşivi 99 sayarken, Deep Ecliptic Survey tarafından yapılan simülasyonlar Ağustos 2023 itibarıyla 112'sini teyit etmiştir.[6][7] Uzun vadeli yörünge entegrasyonu, 1:2 rezonansının 2:3 rezonansından daha az kararlı olduğunu göstermektedir; 1:2 rezonansındaki nesnelerin sadece %15'inin, plütinonların %28'ine kıyasla 4 milyar yıl hayatta kaldığı bulunmuştur.[10] Sonuç olarak, twotinolar başlangıçta plütinonlar kadar çok sayıda olabilir, ancak popülasyonları o zamandan beri plütinonlarınkinin önemli ölçüde altına düşmüştür.[10]

Tutarlı yörüngelere sahip nesneler (mutlak büyüklük sırasına göre) şunları içerir:[6]

  • (119979) 2002 WC19
  • (308379) 2005 RS43
  • (312645) 2010 EP65
  • (26308) 1998 SM165
  • (469505) 2003 FE128
  • (495189) 2012 VR113
  • (137295) 1999 RB216
  • (500880) 2013 JJ64
  • (20161) 1996 TR66
  • (470083) 2006 SG369
  • (130391) 2000 JG81
  • (500877) 2013 JE64

2:5 rezonans (periyot ~410 yıl)

Ağustos 2023 itibarıyla 77 adet onaylanmış 2:5 rezonanslı nesne bulunmaktadır [6]

55,4 AU'da yer alan tutarlı yörüngelere sahip nesneler şunları içerir:

  • (495603) 2015 AM281
  • (26375) 1999 DE9
  • (143707) 2003 UY117
  • (471172) 2010 JC80
  • (471151) 2010 FD49
  • 472235 Zhulong
  • (119068) 2001 KC77
  • (60621) 2000 FE8
  • (38084) 1999 HB12
  • (135571) 2002 GG32
  • (69988) 1998 WA31
  • (84522) 2002 TC302, cüce gezegen adayı

1:3 rezonans (periyot ~500 yıl)

Johnston's Archive Ağustos 2023 itibarıyla 22 adet 1:3 rezonanslı nesne saymaktadır.[6] Derin Ekliptik Araştırması'na göre bunlardan 12'si tutarlıdır:[7]

  • (136120) 2003 LG7
  • (385607) 2005 EO297
  • 2004 VU130
  • 2006 QJ181
  • 2006 SF369
  • 2011 US411
  • 2014 FX71
  • 2015 BZ517?
  • 2015 GA55
  • 2015 KY173
  • 2015 RA278
  • 2015 RZ277?
  • 2015 VM166
  • 2015 VN166

Diğer rezonanslar

(523794) 2015 RR245 yörüngesi Neptün ile 2:9 rezonansta serbestleşiyor

Ağustos 2023 itibarıyla, sınırlı sayıda nesne için aşağıdaki yüksek dereceli rezonanslar onaylanmıştır:[7]

Oran Yarı büyük eksen

AU

Yörünge periyodu

(yıl)

Sayı Örnek cisim
4:535 ~205 15  (432949) 2012 HH2, (127871) 2003 FC128, (308460) 2005 SC278, (79969) 1999 CP133, (427581) 2003 QB92, (131697) 2001 XH255
3:436.5 ~220 48  (143685) 2003 SS317, (15836) 1995 DA2
5:841.1 ~264 3 (533398) 2014 GA54
7:1243.1 ~283 2015 RP278
5:944.5 ~295 10 (437915) 2002 GD32
6:1145 ~303 (523725) 2014 MC70 ve (505477) 2013 UM15. (182294) 2001 KU76 de olası.
5:1151 ~363 2013 RM109
4:952 ~370 (42301) 2001 UR163, (182397) 2001 QW297
3:753 ~385 16 (495297) 2013 TJ159, (181867) 1999 CV118, (131696) 2001 XT254, (95625) 2002 GX32, (183964) 2004 DJ71, (500882) 2013 JN64
5:1254 ~395 5 (79978) 1999 CC158, (119878) 2002 CY224
3:857 ~440 (82075) 2000 YW134, (542258) 2013 AP183, 2014 UE228
4:1366 ~537 2 2009 DJ143 2015 RS281
3:1067 ~549 225088 Gonggong
2:770 ~580 15 471143 Dziewanna, (160148) 2001 KV76
3:1172 ~606 2014 UV224, 2013 AR183
1:476 ~660 2003 LA7, 2011 UP411
5:2178 ~706 (574372) 2010 JO179[12]
2:980 ~730 (523794) 2015 RR245, 2003 UA414
1:588 ~825 2007 FN51, 2011 BP170
2:1194 ~909 2005 RP43, 2011 HO60
1:699 ~1000 (528381) 2008 ST291, 2011 WJ157
1:9129 ~1500 2007 TC434, 2015 KE172

Haumea

Haumea'nın nominal yörüngesinin Neptün sabitken dönen bir çerçevede titreşmesi (titreşmeyen bir örnek için bkz. 2 Pallas)
Haumea'nın zayıf librasyon açısı Neptün ile 7:12 resonans içindedir. önümüzdeki 5 milyon yıl boyunca.

Haumea'nın Neptün ile aralıklı 7:12 yörünge rezonansında olduğu düşünülmektedir.[13] Yükselen düğümü yaklaşık 4,6 milyon yıllık bir döngü süresi vermekte ve rezonansı her bir devinim döngüsünde iki kez veya her 2,3 milyon yılda bir bozularak yalnızca yüz bin yıl kadar sonra tekrar eski haline dönmektedir.[14] Marc Buie bunu rezonant olmayan olarak nitelendirmektedir.[15]

Raslantısal ve gerçek rezonanslar

Bu konudaki endişelerden biri, zayıf rezonansların var olabileceği ve bu uzak nesnelerin yörüngelerindeki mevcut hassaslık eksikliği nedeniyle bunu kanıtlamanın zor olacağıdır. Birçok cismin yörünge periyodu 300 yıldan fazladır ve çoğu sadece birkaç yıllık nispeten kısa bir gözlem yayında gözlemlenmiştir. Büyük uzaklıkları ve arka plan yıldızlarına karşı yavaş hareketleri nedeniyle, bu uzak yörüngelerin çoğunun bir rezonansın gerçek mi yoksa sadece tesadüfi mi olduğunu güvenle doğrulamak için yeterince iyi belirlenmesi onlarca yıl alabilir. Gerçek bir rezonans düzgün bir şekilde salınırken, tesadüfi bir yakın rezonans dolanacaktır.

Emel'yanenko ve Kiseleva tarafından 2007 yılında yapılan simülasyonlar, (131696) 2001 XT254'ün Neptün ile 3:7 rezonans içinde titreştiğini göstermektedir.[16] Bu titreşim 100 milyon yıldan milyarlarca yıla kadar kararlı olabilir.[16]

2001 XT 254'ün yörünge periyodu, Neptün'ün 3:7 (2,333) rezonansı civarındadır.

Emel'yanenko ve Kiseleva ayrıca (48639) 1995 TL8'in Neptün ile 3:7 rezonansında olma olasılığının %1'den az olduğunu, ancak bu rezonansın yakınında sirkülasyonlar gerçekleştirdiğini göstermektedir.[16]

1995 TL8 Neptün'ün 3:7 (2.333) rezonansını kaçırıyor.

Resmi bir tanıma doğru

TNO sınıflarının evrensel olarak kabul edilmiş kesin tanımları yoktur, sınırlar genellikle belirsizdir ve rezonans kavramı tam olarak tanımlanmamıştır. Derin Ekliptik Araştırması, dört dev gezegenden gelen birleşik pertürbasyonlar altındaki yörüngelerin uzun vadeli ileri entegrasyonuna dayanan resmi olarak tanımlanmış dinamik sınıfları tanıtmıştır.

Genel olarak, ortalama hareket rezonansı yalnızca formdaki yörünge periyotlarını içermeyebilir:

Burada p ve q küçük tam sayılardır, λ ve λN sırasıyla cismin ve Neptün'ün ortalama boylamlarıdır, ancak enberi boylamını ve düğümlerin boylamlarını da içerebilir.

Bazı küçük tam sayılar (p,q,n,m,r,s) için aşağıda tanımlanan argüman (açı) librasyon yapıyorsa (yani sınırlıysa) bir nesne rezonanstır:[17]

Burada , enberi boylamları ve , Neptün ("N" alt simgesiyle) ve rezonans nesnesi (alt simgesiz) için yükselen düğümlerin boylamlarıdır.

Librasyon terimi burada açının belirli bir değer etrafında periyodik salınımını ifade eder ve açının 0 ila 360° arasında tüm değerleri alabildiği sirkülasyonun tersidir. Örneğin, Plüton örneğinde, rezonans açısı , yaklaşık 86,6° derecelik bir genlikle 180° civarında salınır, yani açı periyodik olarak 93,4° ila 266,6° arasında değişir.[18]

Derin Ekliptik Araştırması sırasında keşfedilen tüm yeni plütinoların Plüton'un ortalama hareket rezonansına benzer türde olduğu kanıtlanmıştır.

Daha genel olarak, bu 2:3 rezonansı, kararlı yörüngelere yol açtığı kanıtlanmış p:(p+1) rezonanslarına (örneğin 1:2, 2:3, 3:4) bir örnektir.[4] Rezonans açıları şöyledir:

Bu halde rezonans açısının önemi nesne günberi noktasında olduğunda, yani iken,

burada nesnenin günberi noktasının Neptün'den uzaklığının bir ölçüsünü göstermektedir.[4] Nesne, günberi noktasını Neptün'den uzak kalarak kendini tedirginlikten korumaktadır. 0°'den uzak bir açı etrafında ise serbest kalır.

Sınıflandırma yöntemleri

Yörünge elemanları sınırlı bir hassasiyetle bilindiğinden, belirsizlikler yanlış pozitif sonuçlara yol açabilir (yani olmayan bir yörüngenin rezonans olarak sınıflandırılması). Yeni bir yaklaşım[19] yalnızca mevcut en uygun yörüngeyi değil, aynı zamanda gözlemsel verilerin belirsizliklerine karşılık gelen iki ek yörüngeyi de dikkate almaktadır. Basit bir ifadeyle, algoritma, gözlemlerdeki hataların bir sonucu olarak gerçek yörüngesinin en uygun yörüngeden farklı olması durumunda nesnenin hala rezonans olarak sınıflandırılıp sınıflandırılmayacağını belirler. Üç yörünge 10 milyon yıllık bir süre boyunca sayısal olarak bütünleştirilir. Eğer üç yörünge de rezonansta kalırsa (yani rezonansın argümanı librasyon yapıyorsa), rezonans nesnesi olarak sınıflandırma güvenli kabul edilir.[19] Eğer üç yörüngeden sadece ikisi librasyon yapıyorsa, nesne muhtemelen rezonansta olarak sınıflandırılır. Son olarak, yalnızca bir yörünge testi geçerse, verileri iyileştirmek için daha fazla gözlem yapılmasını teşvik etmek üzere rezonansın yakınlığı not edilir.[19] Algoritmada kullanılan yarı büyük eksenin iki uç değeri, verilerin en fazla 3 standart sapmalık belirsizliklerine karşılık gelecek şekilde belirlenmiştir. Bu yarı eksen değerleri aralığı, bir dizi varsayımla, gerçek yörüngenin bu aralığın dışında olma olasılığını %0,3'ten daha aza indirmelidir. Yöntem, en az 3 karşıtlığı kapsayan gözlemlere sahip nesnelere uygulanabilir.[19]

Kaynakça

  1. ^ Hahn, Joseph M.; Malhotra, Renu (November 2005). "Neptune's Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations". The Astronomical Journal. 130 (5): 2392-2414. arXiv:astro-ph/0507319 $2. Bibcode:2005AJ....130.2392H. doi:10.1086/452638. 
  2. ^ Malhotra, Renu (January 1996). "The Phase Space Structure Near Neptune Resonances in the Kuiper Belt" (PDF). The Astronomical Journal (preprint). 111: 504. arXiv:astro-ph/9509141 $2. Bibcode:1996AJ....111..504M. doi:10.1086/117802. hdl:2060/19970021298. 23 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF) – the NASA Technical Report Server vasıtasıyla. 
  3. ^ Chiang, E. I.; Jordan, A. B. (December 2002). "On the Plutinos and Twotinos of the Kuiper Belt". The Astronomical Journal. 124 (6): 3430-3444. arXiv:astro-ph/0210440 $2. Bibcode:2002AJ....124.3430C. doi:10.1086/344605. 
  4. ^ a b c Malhotra, Renu (July 1995). "The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune". The Astronomical Journal. 110 (1): 420-429. arXiv:astro-ph/9504036 $2. Bibcode:1995AJ....110..420M. doi:10.1086/117532. hdl:2060/19970005091 – the Internet Archive vasıtasıyla. 
  5. ^ Malhotra, Renu; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (May 2000). "Dynamics of the Kuiper Belt" (PDF). Mannings, Vincent; Boss, Alan P.; Russell, Sara S. (Ed.). Protostars and Planets IV (preprint). Space Science Series. University of Arizona Press. s. 1231. arXiv:astro-ph/9901155 $2. Bibcode:2000prpl.conf.....M. ISBN 978-0816520596. LCCN 99050922. 11 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF) – the Lunar and Planetary Laboratory vasıtasıyla. 
  6. ^ a b c d e f g Johnston's Archive (27 Aralık 2019). "List of Known Trans-Neptunian Objects (and other outer solar system objects)". 13 Mart 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  7. ^ a b c d e f g h i "Deep Ecliptic Survey Object Classifications". www.boulder.swri.edu. 1 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2023. 
  8. ^ "List Of Neptune Trojans". minorplanetcenter.net. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2023. 
  9. ^ de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. (November 2012). "Four temporary Neptune co-orbitals: (148975) 2001 XA255, (310071) 2010 KR59, (316179) 2010 EN65, and 2012 GX17". Astronomy and Astrophysics. 547: 7. arXiv:1210.3466 $2. Bibcode:2012A&A...547L...2D. doi:10.1051/0004-6361/201220377.  (rotating frame) 27 Haziran 2022 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  10. ^ a b c M. Tiscareno; R. Malhotra (2009). "Chaotic Diffusion of Resonant Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 194 (3): 827-837. arXiv:0807.2835 $2. Bibcode:2009AJ....138..827T. doi:10.1088/0004-6256/138/3/827. 
  11. ^ Lykawka, Patryk Sofia; Mukai, Tadashi (July 2007). "Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation". Icarus. 189 (1): 213-232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001. 
  12. ^ Matthew J. Holman; Matthew J. Payne; Wesley Fraser; Pedro Lacerda; Michele T. Bannister; Michael Lackner; Ying-Tung Chen; Hsing Wen Lin; Kenneth W. Smith; Rosita Kokotanekova; David Young; K. Chambers; S. Chastel; L. Denneau; A. Fitzsimmons; H. Flewelling; Tommy Grav; M. Huber; Nick Induni; Rolf-Peter Kudritzki; Alex Krolewski; R. Jedicke; N. Kaiser; E. Lilly; E. Magnier; Zachary Mark; K. J. Meech; M. Micheli; Daniel Murray; Alex Parker; Pavlos Protopapas; Darin Ragozzine; Peter Veres; R. Wainscoat; C. Waters; R. Weryk. "A Dwarf Planet Class Object in the 21:5 Resonance with Neptune". The Astrophysical Journal Letters. L6 1 March 2018. 855. doi:10.3847/2041-8213/aaadb3Özgürce erişilebilir. 14 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2023. 
  13. ^ D. Ragozzine (4 Eylül 2007). "Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL61". The Astronomical Journal. 134 (6): 2160-2167. arXiv:0709.0328 $2. doi:10.1086/522334. 
  14. ^ Marc W. Buie (25 Haziran 2008). "Orbit Fit and Astrometric record for 136108". Southwest Research Institute (Space Science Department). 18 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ekim 2008. 
  15. ^ "Orbit and Astrometry for 136108". www.boulder.swri.edu. 18 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2020. 
  16. ^ a b c Emel'yanenko, V. V; Kiseleva, E. L. (2008). "Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits". Astronomy Letters. 34 (4): 271-279. Bibcode:2008AstL...34..271E. doi:10.1134/S1063773708040075. 
  17. ^ J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech 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 (2006), pp. preprint 23 Ağustos 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  18. ^ Mark Buie (12 Kasım 2019), Orbit Fit and Astrometric record for 134340, 11 Kasım 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi 
  19. ^ a b c d B. Gladman; B. Marsden; C. VanLaerhoven (2008). Nomenclature in the Outer Solar System. The Solar System Beyond Neptune. Bibcode:2008ssbn.book...43G. ISBN 9780816527557. 

Konuyla ilgili yayınlar

İlgili Araştırma Makaleleri

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.

Elektriksel gücün tanımı aşağıdaki gibidir.

<span class="mw-page-title-main">20000 Varuna</span> Asteroit

20000 Varuna ya da geçici adıyla 2000 WR106, bir neptün ötesi cisimdir. 2000 yılında Amerikalı gök bilimci Robert McMillan tarafından keşfedilmiştir. Adı Hindu tanrısı Varuna'dan gelmektedir. Varuna gökyüzü, yağmur, okyanuslar ve ırmaklar ile gökteki kutsal okyanusun tanrısıdır.

<span class="mw-page-title-main">Haumea</span> Neptünün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegen

Haumea Neptün'ün yörüngesinin ötesinde bulunan bir cüce gezegendir. 2004 yılında Caltech'ten Michael E. Brown liderliğindeki bir ekip tarafından Palomar Gözlemevi'nde keşfedildi ve resmi olarak 2005 yılında İspanya'daki Sierra Nevada Gözlemevi'nden José Luis Ortiz Moreno liderliğindeki bir ekip tarafından duyuruldu. Moreno'nun ekibi, 2003 yılında aynı ekip tarafından çekilen ön keşif görüntülerinde gök cismini keşfetmişti. Bu duyurudan sonra 2003 EL61 geçici adını almıştır. 17 Eylül 2008'de, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından cüce gezegen olarak kabul edildi ve Hawaii doğum tanrıçasının adı olan Haumea olarak adlandırıldı. Plüton'un sadece üçte biri kütlesindedir.

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

Bir Kirkwood boşluğu, ana kuşak asteroitlerin yörüngelerinin yarı büyük eksenlerinin dağılımındaki bir boşluk veya çukurdur. Jüpiter ile yörüngesel rezonansların konumlarına karşılık gelirler.

Işık akısı bir fiziksel niceliktir ve insan gözünün algıladığı ışık gücünün miktarını ifade eder. Bu tariften de anlaşıldığı gibi, ışık akısı hem ışınım yapan kaynağın gücüne hem de insan gözünün özelliğine bağlıdır. SI birimi MKS sisteminde lumen dir.

Işık, bir enerji çeşididir. Sabit kütleli sis­temlerde enerji yoktan var edilemez. Ancak bir biçimden diğerine dönüşebilir. Bu yüzden ışık, yalnızca enerjinin bir başka biçiminin dönüştürülmesiyle elde edilir. Elektrik enerjisi bir elektrik lambasında ya da deşarj tüpünde ışığa dönüştürülür. Kimyasal enerji ve ateşböceği gibi ışık saçan hayvanlarda ışığa dönüşür. Bu dönüşüm ters yönde de olabilir. Örneğin bir fotoelektrik hücrede ışık elektrik enerjisi üretir.

<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.

Modern kuantum (nicem) mekaniğinden önce gelen eski kuantum (nicem) kuramı, 1900 ile 1925 yılları arasında elde edilen sonuçların birikimidir. Bu kuramın, klasik mekaniğin ilk doğrulamaları olduğunu günümüzde anladığımız bu kuram, ilk zamanlar tamamlanmış veya istikrarlı değildi. Bohr modeli çalışmaların odak noktasıydı. Eski kuantum döneminde, Arnold Sommerfield, uzay nicemlenimi olarak anılan açısal momentumun (devinimin) z-bileşkesinde nicemlenim yaparak önemli katkılarda bulunmuştur. Bu katkı, electron yörüngelerinin dairesel yerine eliptik olduğunu ortaya çıkarmıştır ve kuantum çakışıklık kavramını ortaya atmıştır. Bu kuram, electron dönüsü hariç Zeeman etkisini açıklamaktadır.

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

Gauss yüzeyi, üç boyutlu uzayda içinden bir vektör alanın akısı geçen kapalı bir yüzeydir; genellikle elektrik alanı, yerçekim alanı ve manyetik alanı bulmak için kullanılır. rastgele seçilmiş bu kapalı yüzey S = ∂V Gauss yasasıyla ilişkili alan için conjuction olarak bir yüzey integrali sergilenerek kullanılır. Elektrostatik alanın kaynağı olarak elektrik yükünün miktarı ya da yerçekimi alanını kaynağı olarak yerçekimi ağırlığını kapalı alanda hesaplamak için kullanılır. Maddesel olması için, elektrik alan bu metinde, alanın en sık bilinen yüzey şekli olarak tanımlandırıldı. Gauss yüzeyleri genellikle, yüzey integralinin simetrisini basitçe hesaplayabilmek için dikkatle seçildi. Bir Gauss yüzeyi, yüzey üzerindeki her noktanın elektrik alan bileşenleri için, sabit bir normal vektörüne doğru seçilmiş ise, hesaplama zor bir integral gerektirmeyecektir.

<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.

<span class="mw-page-title-main">Yörünge bölgesini temizleme</span> Bir gök cisminin gezegen olarak kabul edilmesi için gereken kriterlerden biri

"Yörünge bölgesini temizleme", bir gök cisminin yörüngesi etrafında kütleçekimsel olarak baskın hale gelmesini ve doğal uyduları ya da kütleçekimsel etkisi altında olanlar dışında, kendi boyutuna yakın başka hiçbir cismin yörüngesinde bulunmamasını tanımlar.

<span class="mw-page-title-main">Düzensiz uydu</span> Uzak, eğimli ve genellikle eksantrik ve retrograd yörüngeyi takip eden doğal uydu

Astronomide düzensiz uydu veya düzensiz doğal uydu, uzak, eğik ve genellikle dış merkezli, ters yön yörünge izleyen bir doğal uydudur. Bunlar, oluşumunu yörüngelerinde gerçekleştiren düzenli uydulardan farklı olarak ana gezegenleri tarafından yakalanmışlardır. Düzensiz uydular, genellikle benzer şekilde düzensiz yörüngelere sahip olan fakat sonunda uzaklaşarak ayrılacak olan geçici uyduların aksine sabit bir yörüngeye sahiptir. Terim, şekle atıfta bulunmaz; örneğin Triton yuvarlak bir uydudur, fakat yörüngesi nedeniyle düzensiz olarak kabul edilir.

Burada listelenen nesneler, kendi yerçekimleri nedeniyle küre veya elipsoidal bir şekle sahip olan, yani hidrostatik denge durumunda bulunan Güneş Sistemi cisimlerini içermektedir. Listelenen cisimlerin boyutları ve türleri cüce gezegenler ve uydulardan, gezegenler ve Güneş'e kadar değişmektedir. Bu liste küçük Güneş Sistemi cisimlerini içermemekte, ancak şekilleri henüz belirlenmemiş olası gezegen kütleli cisimleri içermektedir. Güneş'in yörünge öğeleri Galaksi merkezine göre listelenirken, diğer tüm nesneler Güneş'e olan mesafelerine göre listelenir.

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.

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.

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.

Eş-yörüngesel hareket, iki veya daha fazla sayıda astronomik cismin birincil cisim yörüngesiyle aynı veya benzer mesafede bulunan bir yörüngede seyretmesi durumudur. Başka bir deyişle bu cisimler, 1:1 ortalama hareket rezonansında veya ters yönlü ise 1:-1 rezonansındadır.