Plutino - Plutino
|
v astronomie, plutina plocha dynamická skupina z trans-Neptunian objekty že oběžná dráha 2: 3 střední pohybová rezonance s Neptune. To znamená, že na každé dvě oběžné dráhy plutina obíhá Neptun třikrát. Trpasličí planeta Pluto je největším členem i jmenovcem této skupiny. Plutinos jsou pojmenovány po mytologická stvoření spojená s podsvětím.
Plutinos tvoří vnitřní část Kuiperův pás a představují zhruba čtvrtinu známých Objekty Kuiperova pásu. Jsou také nejlidnatější známou třídou rezonanční transneptunské objekty (viz také doplňkové pole s hierarchickým seznamem). Kromě samotného Pluta, prvního plutina, (385185) 1993 RO, byl objeven 16. září 1993.
Oběžné dráhy
Původ
Předpokládá se, že objekty, které jsou aktuálně v průměru orbitální rezonance s Neptunem zpočátku sledoval řadu nezávislých heliocentrických cest. Jak Neptun migroval ven na začátku historie sluneční soustavy (viz počátky Kuiperova pásu ), těla, která oslovila, by byla rozptýlena; během tohoto procesu by někteří z nich byli zajati do rezonancí.[1] Rezonance 3: 2 je rezonance nízkého řádu a je tedy nejsilnější a nejstabilnější ze všech rezonancí.[2] To je hlavní důvod, proč má větší populaci než ostatní Neptunianské rezonance, které se vyskytly v Kuiperově pásu. Mrak těles s nízkým sklonem za 40 AU je cubewano rodina, zatímco těla s vyššími výstřednosti (0,05 až 0,34) a poloviční osy v blízkosti rezonance Neptunu 3: 2 jsou primárně plutina.[3]
Orbitální charakteristiky
Zatímco většina plutin je relativně nízká orbitální sklony, významný zlomek těchto objektů sleduje oběžné dráhy podobné dráze Pluta, se sklony v rozsahu 10–25 ° a výstřednostmi kolem 0,2–0,25; takové oběžné dráhy vedou k tomu, že mnoho z těchto objektů má perihelia blízko nebo dokonce uvnitř oběžné dráhy Neptunu a současně mít afélie které je přibližují k hlavnímu Kuiperův pás Vnější okraj (kde se nacházejí objekty v rezonanci 1: 2 s Neptunem, Twotinos).
Oběžná období plutin se shlukují kolem 247,3 let (1,5 × oběžná doba Neptuna), lišící se od této hodnoty maximálně o několik let.
Neobvyklá plutina zahrnují:
- 2005 TV189, který sleduje nejvíce nakloněnou oběžnou dráhu (34,5 °)
- (15875) 1996 TP66, který má nejvíce eliptickou dráhu (jeho výstřednost je 0,33), s perihéliem na půli cesty mezi Uranem a Neptunem
- (470308) 2007 JH43 po kvazi-kruhové dráze
- 2002 VX130 ležící téměř dokonale na ekliptický (sklon menší než 1,5 °)
Viz také srovnání s distribuce cubewanos.
Dlouhodobá stabilita
Vliv Pluta na ostatní plutina byl historicky zanedbáván kvůli jeho relativně malé hmotnosti. Šířka rezonance (rozsah poloos kompatibilních s rezonancí) je však velmi úzká a jen několikrát větší než u Pluta Hill koule (gravitační vliv). Následně, v závislosti na původní výstřednosti, budou některá plutina nakonec z rezonance vyhnána interakce s Plutem.[4] Numerické simulace naznačují, že oběžné dráhy plutinos s výstředností o 10–30% menší nebo větší než u Pluta nejsou stabilní Ga časové osy.[5]
Orbitální diagramy
Pohyby Orcus a Pluto v otočný rám s obdobím rovným Neptune je oběžná doba (drží Neptuna v klidu.)
Oběžné dráhy a velikosti větších plutin (a referenční neplutino 2002 KX14). Orbitální excentricita je reprezentováno segmenty vyčnívajícími vodorovně od přísluní na afélium; sklon je zobrazen na svislé ose.
Distribuce plutin (a referenční non-plutino 2002 KX14). Zobrazit malé vložky histogramy pro rozdělení orbitálního sklonu a výstřednosti.
Nejjasnější objekty
 | Tato část je věcná přesnost je sporný. (Listopadu 2019) (Zjistěte, jak a kdy odstranit tuto zprávu šablony) |
Plutina jasnější než H.PROTI= 6 zahrnuje:
| Objekt | A (AU) | q (AU) | i (°) | H | Průměr (km) | Hmotnost (1020 kg) | Albedo | V-R | Objev rok | Objevitel | Odkazy |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 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 AZ84 | 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 | Hluboký ekliptický průzkum | JPL |
| 2017 OF69 | 39.5 | 31.3 | 13.6 | 4.091±0.12 | ≈ 380–680 | ? | ? | ? | 2017 | D. J. Tholen, S. S. Sheppard, C. Trujillo | JPL |
| (84922) 2003 VS2 | 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 | ELEGANTNÍ | JPL |
| (455502) 2003 UZ413 | 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 JR80 | 39.5 | 36.0 | 15.4 | 4.9 | ≈ 240–670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-HVĚZDY | JPL |
| 2014 JP80 | 39.5 | 36.7 | 19.4 | 4.9 | ≈ 240–670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-HVĚZDY | 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 HJ123 | 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 XV93 | 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 | M.W. Buy | JPL |
| (469372) 2001 QF298 | 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 (trojnásobný) | 0.1275±0.0006 | 0.079+0.013 −0.011 | 0.70±0.03 | 1999 | E. P. Rubenstein, L.-G. Kočárek | JPL |
| (307463) 2002 VU130 | 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 VR128 | 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 | ELEGANTNÍ | JPL |
| (55638) 2002 VE95 | 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 | ELEGANTNÍ | JPL |
Reference
- ^ Malhotra, Renu (1995). „Původ oběžné dráhy Pluta: důsledky pro sluneční soustavu za Neptunem“. Astronomický deník. 110: 420. arXiv:astro-ph / 9504036. Bibcode:1995AJ .... 110..420M. doi:10.1086/117532. S2CID 10622344.
- ^ Almeida, A.J.C; Peixinho, N .; Correia, A.C.M. (Prosinec 2009). „Neptunské trojské koně a plutina: Barvy, velikosti, dynamika a jejich možné kolize“. Astronomie a astrofyzika. 508 (2): 1021–1030. arXiv:0910.0865. doi:10.1051/0004-6361/200911943. S2CID 53772214. Citováno 2019-07-20.
- ^ Lewis, John S. (2004). Fyzika a chemie sluneční soustavy. Kentauri a transneptunské objekty. Akademický tisk. 409–412. ISBN 012446744X. Citováno 2019-07-21.
- ^ Wan, X.-S; Huang, T.-Y. (2001). „Vývoj oběžné dráhy 32 plutin za více než 100 milionů let“. Astronomie a astrofyzika. 368 (2): 700–705. Bibcode:2001 A & A ... 368..700 W.. doi:10.1051/0004-6361:20010056.
- ^ Yu, Qingjuan; Tremaine, Scott (1999). "Dynamika Plutinos". Astronomický deník. 118 (4): 1873–1881. arXiv:astro-ph / 9904424. Bibcode:1999AJ .... 118,1873Y. doi:10.1086/301045. S2CID 14482507.
- D.Jewitt, A.Delsanti Sluneční soustava za planetami v Aktualizace sluneční soustavy: Aktuální a aktuální recenze ve vědách o sluneční soustavě , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006). Předtisk článku (pdf)
- Bernstein G.M., Trilling D.E., Allen R.L., Brown K.E, Holman M., Malhotra R. Velikost Distribuce transneptunských těl. The Astronomical Journal, 128, 1364–1390. předtisk na arXiv
- Minor Planet Center Orbit database (MPCORB) as of 2008-10-05.
- Oběžník Minor Planet 2008-S05 (říjen 2008) Vzdálené menší planety byl použit pro klasifikaci orbity.
Portál sluneční soustavy
Portál věd o Zemi