Plutino - Plutino
|
I astronomi , de plutinos er en dynamisk gruppe av trans-Neptunsk objekter som går i bane i 2: 3 betyr-bevegelse resonans med Neptune . Dette betyr at for hver to baner en plutino gjør, går Neptun tre ganger. Dvergplaneten Pluto er det største medlemmet i tillegg til navnebroren til denne gruppen. Plutinos er oppkalt etter mytologiske skapninger tilknyttet underverdenen.
Plutinos danner den indre delen av Kuiperbeltet og representerer omtrent en fjerdedel av de kjente Kuiperbelteobjektene . De er også den mest folkerike kjente klassen av resonante transneptuniske objekter (se også tilleggsboks med hierarkisk liste) . Bortsett fra Pluto selv, ble den første plutinoen, (385185) 1993 RO , oppdaget 16. september 1993.
Baner
Opprinnelse
Det antas at gjenstandene som for tiden er i gjennomsnittlige orbitale resonanser med Neptun, i utgangspunktet fulgte en rekke uavhengige heliosentriske stier. Da Neptun vandret utover tidlig i solsystemets historie (se opprinnelsen til Kuiperbeltet ), ville kroppene den nærmet seg ha blitt spredt; under denne prosessen ville noen av dem blitt fanget opp i resonanser. 3: 2-resonansen er en lavordensresonans og er dermed den sterkeste og mest stabile blant alle resonanser. Dette er den viktigste grunnen til at den har en større befolkning enn de andre neptuniske resonansene som oppstod i Kuiperbeltet. Skyen av organer med lav tilbøyelighet utover 40 AU er cubewano- familien, mens kropper med høyere eksentrisiteter (0,05 til 0,34) og halvakser nær 3: 2 Neptunresonansen primært er plutinos.
Orbitalegenskaper
Mens de fleste av plutinos har relativt lave orbital tilbøyeligheter , en betydelig andel av disse objektene følge baner som ligner den av Pluto, med helninger på 10 til 25 ° området og eksentrisiteter i området rundt 0,2 til 0,25; slike baner resulterer i at mange av disse objektene har perihelia nær eller til og med inne i Neptuns bane, mens de samtidig har aphelia som bringer dem nær Kuiper-beltets ytterkant (hvor gjenstander i en 1: 2-resonans med Neptun, Twotinos, er funnet).
Orbitale perioder av plutinos klynger seg rundt 247,3 år (1,5 × Neptuns omløpstid), og varierer maksimalt noen få år fra denne verdien.
Uvanlige plutinos inkluderer:
- 2005 TV 189 , som følger den mest tilbøyelige bane (34,5 °)
- (15875) 1996 TP 66 , som har den mest elliptiske bane (eksentrisiteten er 0,33), med periheliet halvveis mellom Uranus og Neptun
- (470308) 2007 JH 43 etter en kvasi-sirkulær bane
- 2002 VX 130 ligger nesten perfekt på ekliptikken (helning mindre enn 1,5 °)
Se også sammenligningen med distribusjonen av cubewanos .
Langsiktig stabilitet
Plutos innflytelse på de andre plutinoene har historisk blitt neglisjert på grunn av sin relativt lille masse. Imidlertid er resonansbredden (rekkevidden av halvakser som er kompatibel med resonansen) veldig smal og bare noen få ganger større enn Pluto's Hill-sfære (gravitasjonspåvirkning). Avhengig av den opprinnelige eksentrisiteten vil noen plutinoer til slutt bli drevet ut av resonansen ved interaksjoner med Pluto. Numeriske simuleringer antyder at banene til plutinos med en eksentrisitet 10% –30% mindre eller større enn Pluto ikke er stabile over Ga- tidsskalaer.
Orbitale diagrammer
Bevegelser av Orcus og Pluto i en roterende ramme med en periode som er lik Neptune 's omløpstid (holding Neptune stasjonær.)
Baner og størrelser på større plutinos (og referansen non-plutino 2002 KX 14 ). Orbital eksentrisitet er representert av segmenter som strekker seg horisontalt fra perihel til aphelion ; helning vises på den vertikale aksen.
Distribusjonen av plutinos (og referansen non-plutino 2002 KX 14 ). Små innsatser viser histogrammer for fordelingen av orbitalhelling og eksentrisitet.
Lyseste gjenstander
Plutinos lysere enn H V = 6 inkluderer:
Gjenstand |
a (AU) |
q (AU) |
i (°) |
H | Diameter (km) |
Masse (10 20 kg) |
Albedo | V − R | Discovery år |
Oppdageren | Ref |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
134340 Pluto | 39.3 | 29.7 | 17.1 | −0.7 | 2322 | 130 | 0,49–0,66 | 1930 | Clyde Tombaugh | JPL | |
90482 Orcus | 39.2 | 30.3 | 20.6 | 2,31 ± 0,03 | 917 ± 25 | 6,32 ± 0,05 | 0,28 ± 0,06 | 0,37 | 2004 | M. Brown, C. Trujillo, D. Rabinowitz |
JPL |
(208996) 2003 AZ 84 | 39.4 | 32.3 | 13.6 | 3,74 ± 0,08 | 727,0 + 61,9 −66,5 |
≈ 3 | 0,107 +0,023 −0,016 |
0,38 ± 0,04 | 2003 | M. Brown, C. Trujillo |
JPL |
28978 Ixion | 39,7 | 30.1 | 19.6 | 3,828 ± 0,039 | 617 +19 −20 |
≈ 3 | 0,141 ± 0,011 | 0,61 | 2001 | Deep Ecliptic Survey | JPL |
2017 AV 69 | 39.5 | 31.3 | 13.6 | 4,091 ± 0,12 | ≈ 380–680 | ? | ? | ? | 2017 |
DJ Tholen , SS Sheppard , C. Trujillo |
JPL |
(84922) 2003 VS 2 | 39.3 | 36.4 | 14.8 | 4,1 ± 0,38 | 523,0 35,1 -34,4 |
≈ 1.5 | 0,147 +0,063 −0,043 |
0,59 ± 0,02 | 2003 | RYDDIG | JPL |
(455502) 2003 UZ 413 | 39.2 | 30.4 | 12.0 | 4,38 ± 0,05 | ≈ 600 | ≈ 2 | ? | 0,46 ± 0,06 | 2001 | M. Brown, C. Trujillo, D. Rabinowitz |
JPL |
2014 JR 80 | 39.5 | 36,0 | 15.4 | 4.9 | ≈ 240–670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-STARRS | JPL |
2014 JP 80 | 39.5 | 36,7 | 19.4 | 4.9 | ≈ 240–670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-STARRS | JPL |
38628 Huya | 39.4 | 28.5 | 15.5 | 5,04 ± 0,03 | 406 ± 16 | ≈ 0,5 | 0,083 ± 0,004 | 0,57 ± 0,09 | 2000 | Ignacio Ferrin | JPL |
(469987) 2006 HJ 123 | 39.3 | 27.4 | 12.0 | 5,32 ± 0,66 | 283.1 +142,3 −110,8 |
≈ 0,012 | 0,136 +0,308 −0,089 |
2006 | Marc W. Buie | JPL | |
2002 XV 93 | 39.3 | 34.5 | 13.3 | 5,42 ± 0,46 | 549.2 +21,7 −23,0 |
≈ 1.7 | 0,040 +0,020 −0,015 |
0,37 ± 0,02 | 2001 | MWBuie | JPL |
(469372) 2001 QF 298 | 39.3 | 34.9 | 22.4 | 5,43 ± 0,07 | 408.2 40,2 -44,9 |
≈ 0,7 | 0,071 +0,020 −0,014 |
0,39 ± 0,06 | 2001 | Marc W. Buie | JPL |
47171 Lempo | 39.3 | 30.6 | 8.4 | 5,41 ± 0,10 |
393.1 25,2 -26,8 (trippel) |
0,1275 ± 0,0006 | 0,079 +0,013 −0,011 |
0,70 ± 0,03 | 1999 | EP Rubenstein, L.-G. Strolger |
JPL |
(307463) 2002 VU 130 | 39.3 | 31.2 | 14.0 | 5,47 ± 0,83 | 252,9 +33,6 −31,3 |
≈ 0,16 | 0,179 +0.202 −0.103 |
2002 | Marc W. Buie | JPL | |
(84719) 2002 VR 128 | 39.3 | 28.9 | 14.0 | 5,58 ± 0,37 | 448,5 +42,1 −43,2 |
≈ 1 | 0,052 +0,027 −0,018 |
0,60 ± 0,02 | 2002 | RYDDIG | JPL |
(55638) 2002 VE 95 | 39.4 | 30.4 | 16.3 | 5,70 ± 0,06 | 249,8 13,5 -13,1 |
≈ 0,15 | 0,149 +0,019 −0,016 |
0,72 ± 0,05 | 2002 | RYDDIG | JPL |
Referanser
- D.Jewitt, A.Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006). Fortrykk av artikkelen (pdf)
- Bernstein GM, Trilling DE, Allen RL, Brown KE, Holman M., Malhotra R. Størrelsen Fordeling av transneptuniske kropper. The Astronomical Journal, 128 , 1364–1390. forhåndstrykk på arXiv
- Minor Planet Center Orbit-database (MPCORB) fra og med 2008-10-05.
- Minor Planet Circular 2008-S05 (oktober 2008) Distant Minor planeter ble brukt til baneklassifisering.