Rezonanční transneptunské objekty

Rezonanční transneptunské objekty ( angl.  Resonant trans-neptunian object ) jsou transneptunské objekty (TNO) , jejichž oběžné dráhy jsou v orbitální rezonanci s Neptunem jako poměr malých celých čísel (1:2, 2:3, 2:5 atd.). .)). Rezonanční objekty patří do Kuiperova pásu nebo do vzdálenějšího rozptýleného disku [1] .

Skupiny objektů s následujícími orbitálními rezonancemi mají své vlastní jméno:

Umístění objektů a jejich oběžné dráhy

Diagram ukazuje umístění známých transneptunských objektů (s hlavní poloosou do 70 AU) vzhledem k drahám planet a kentaurů . Rezonanční objekty jsou označeny červeně. Orbitální rezonance s Neptunem jsou označeny svislými čarami; 1:1 - dráha Neptunu a jeho trojských asteroidů , 2:3 - Plutino (včetně Pluta ), zbývající čáry označují méně početné rezonanční objekty.

Označení 2 : 3 a 3 : 2 se vztahují ke stejným objektům a nevytvářejí zmatek, protože THO má revoluční období, které je vždy delší než u Neptunu. Jedno ze dvou označení říká, že Plutino dokončí dva oběhy kolem Slunce, zatímco Neptun dokončí tři .

Zdroj rezonančních TNO

Viz také: Model Nice

Podrobné studie [2] [3] objektů v rezonanci s drahou Neptunu ukázaly, že hranice rezonančních drah jsou velmi úzké a že tělo musí mít určité množství energie (ne více a nic méně), aby bylo možné jej udržet. v těchto hranicích. Mírná odchylka hlavní poloosy objektu od těchto hranic stačí k tomu, aby oběžná dráha vypadla z rezonance .

Jak bylo objeveno TNO , bylo zjištěno, že počet objektů, které jsou v rezonanci 2:3 s Neptunem, není náhodný, překračuje 10 % jejich celkového počtu. V současnosti se předpokládá, že tyto objekty byly sebrány ze vzdálenějších drah v důsledku migrace Neptunu [4] .

Před objevem prvního TNO se předpokládalo, že interakce mezi obřími planetami a masivním diskem objektů s nízkou hmotností způsobí (výměnou momentu hybnosti) snížení hlavní poloosy Jupiterovy oběžné dráhy . poloosy drah Saturnu , Uranu a zejména Neptunu se zvětší. Během této relativně krátké doby Neptun zachytí do rezonance objekty z náhodně rozmístěných heliocentrických drah [5] .

Známé rezonanční dráhy

Resonance 2:3 (Plutino, oběžná doba asi 250 let)

Většina HNO byla dosud nalezena na oběžné dráze s rezonancí 2:3, ve vzdálenosti cca. 39,4 a. e. Dosud bylo objeveno 104 takových objektů; byla potvrzena existence 92 z nich [6] . Objekty na této oběžné dráze se nazývají plutina , podle prvního objeveného a největšího z nich - Pluta . Nejpozoruhodnější plutinos [7] jsou:

Resonance 3:5 (oběžná doba asi 275 let)

Od října 2008 je známo 10 takových objektů s hlavní poloosou 42,3 AU. e., mezi nimiž [7] :

Resonance 4:7 (oběžná doba asi 290 let)

Důležitá skupina objektů s oběžnou dráhou 43,7 AU. e. (ve středu populace kubivano ). K říjnu 2008 bylo takových objektů objeveno 20. Jsou malé velikosti (až na jednu výjimku, M > 6) a většinou mají eliptickou dráhu. Objekty se známými drahami [7] :

Resonance 1:2 ("tutino", doba oběhu asi 330 let)

Oběžná dráha těchto objektů je ve vzdálenosti 47,8 AU. e. od Slunce a je obvykle považován za hranici Kuiperova pásu. Objekty na této oběžné dráze se nazývají „tutino“ . Jejich sklon nepřesahuje 15° a jejich excentricita je poměrně mírná (od 0,1 do 0,3). [8] Ne všechny objekty tohoto typu pocházely z planetesimály , která byla na tuto dráhu vržena migrací Neptunu [9] .

Objekty Tutino jsou mnohem menší než objekty Plutino (k říjnu 2008 jich bylo otevřeno 14). Je to proto, že rezonance 1:2 je méně stabilní než rezonance 2:3; pouze 15 % tutino se podařilo zůstat na své oběžné dráze za poslední 4 miliardy let, ve srovnání s 28 % plutinos [8] . Je možné, že zpočátku nebylo tutin o nic méně než plutin, ale postupem času se většina z nich přesunula na jiné oběžné dráhy [8] .

Mezi tutina se známými oběžnými drahami jsou [7] :

Resonance 2:5 (oběžná doba asi 410 let)

Mezi objekty se známými drahami 55,4 AU. e. jsou uvedeny [7] :

K říjnu 2008 je otevřeno 11 objektů s rezonancí 2:5.

Jiné rezonance

Skupiny s jinými orbitálními rezonancemi zahrnují malý počet objektů. Zde jsou některé z nich [7] :

Bylo nalezeno několik objektů s jednoduchými, i když vzdálenými rezonancemi [7] :

Rezonance vzdálených objektů a trpasličích planet zatím nebyly prokázány, ale jsou pravděpodobné:

Resonance 1:1 (Neptunovy trojské koně, oběžná doba asi 165 let)

V Lagrangeových bodech L 4 a L 5 soustavy Slunce - Neptun byly nalezeny objekty, jejichž hlavní poloosa je přibližně stejná jako hlavní poloosa Neptunu. Jedná se o takzvané "Trojany" Neptunu, pojmenované analogicky s trojskými asteroidy Jupitera , jsou v orbitální rezonanci 1:1 s Neptunem. Od srpna 2010 je známo sedm takových objektů:

Pouze poslední objekt ze seznamu se nachází v oblasti bodu L 5 ; zbytek je blízko bodu L 4 [20] .

Metody klasifikace

Vzhledem k tomu, že dráhy nedávno objevených objektů jsou známy s dost velkou chybou, existuje možnost falešné identifikace těchto drah jako rezonančních, zatímco ve skutečnosti tomu tak není.

Nedávno byla vyžadována další kritéria pro volání orbity rezonanční [21] . Postup je takový, že kromě stávající dráhy se uvažují další dvě možné dráhy objektu (takové jsou vždy, protože pozorování neumožňují dráhu jednoznačně vypočítat). Všechny tři oběžné dráhy jsou analyzovány během příštích 10 milionů let. Pokud všechny tři oběžné dráhy zůstanou rezonanční, pak se určení dráhy objektu jako rezonanční považuje za spolehlivé. Pokud pouze dvě ze tří drah zůstanou v rezonanci, pak je objekt klasifikován jako „pravděpodobně rezonanční“. V případě pouze jedné rezonanční dráhy ze tří je dráha považována za rezonanční podmíněně, je předmětem dalších pozorování za účelem objasnění [21] . Tato metoda je vhodná pro objekty, které byly alespoň třikrát pozorovány v opozici [21] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Migrace Hahna J. Malhotra R. Neptuna do rozbouřeného Kuiperova pásu The Astronomical Journal, 130 , s. 2392-2414, listopad 2005. Celý text na arXiv Archivováno 23. července 2018 na Wayback Machine .
  2. ↑ Malhotra, Renu Struktura fázového prostoru v blízkosti rezonancí Neptunu v Kuiperově pásu . Astronomical Journal v.111, str.504 ​​preprint Archivováno 20. dubna 2017 na Wayback Machine
  3. ↑ EI Chiang a AB Jordan, On the Plutinos and Twotinos of the Kuiper Belt , The Astronomical Journal, 124 (2002), str. 3430-3444. (html)
  4. ↑ Renu Malhotra, The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptun , The Astronomical Journal, 110 (1995), s. 420 Preprint Archivováno 5. listopadu 2017 na Wayback Machine .
  5. ↑ Malhotra, R.; Duncan, MJ; Levison, H. F. Dynamika Kuiperova pásu . Protostars and Planets IV, University of Arizona Press, s. 1231 preprint Archivováno 19. dubna 2017 ve Wayback Machine
  6. ↑ Transneptunské objekty . Získáno 21. prosince 2010. Archivováno z originálu 19. října 2019.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Seznam klasifikovaných drah z MPC Archivováno 20. března 2012 na Wayback Machine října 2008
  8. ↑ 1 2 3 M. Tiscareno, R. Malhotra. Chaotická difúze rezonančních objektů Kuiperova pásu. - 2008. - Duben ( sv. 194 ).
  9. ↑ Lykawka, Patryk Sofia & Mukai, Tadashi. Dynamická klasifikace transneptunických objektů: Zkoumání jejich původu, evoluce a vzájemného vztahu  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2007. - Červenec ( roč. 189 , č. 1 ). - str. 213-232 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.01.001 .
  10. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 02GD32 (nedostupný odkaz) . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2005-04-11 s použitím 20 pozorování). Získáno 5. února 2009. Archivováno z originálu dne 8. července 2012. 
  11. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a astrometrický záznam pro 182397 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2007-11-09 s použitím 23 pozorování). Datum přístupu: 29. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  12. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a astrometrický záznam pro 119878 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2005-12-06 s použitím 41 pozorování). Datum přístupu: 29. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  13. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a astrometrický záznam pro 82075 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2004-04-16 s použitím 62 z 63 pozorování). Datum přístupu: 29. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  14. ↑ MPEC 2008-K28: 2006 HX122 . Centrum Minor Planet (23. května 2008). Datum přístupu: 30. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  15. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 03LA7 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2007-04-21 s použitím 13 ze 14 pozorování). Datum přístupu: 29. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  16. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a astrometrický záznam pro 03YQ179 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2008-03-03 s použitím 23 z 24 pozorování). Datum přístupu: 29. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  17. ↑ D. Ragozzine; JÁ Brown. Kandidátští členové a odhad věku rodiny objektu Kuiper Belt 2003 EL 61 //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - 4. září ( roč. 134 , č. 6 ). - S. 2160-2167 . - doi : 10.1086/522334 . - .  
  18. ↑ 1 2 Tony Dunn. Možné rezonance Eris (2003 UB 313 ) a Makemake (2005 FY 9 ) . Gravitační simulátor. Datum přístupu: 29. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  19. ↑ Objekt třídy trpasličí planeta v rezonanci 21:5 s Neptunem
  20. ↑ Seznam Neptunových trojských koní . Centrum Minor Planet. Získáno 26. června 2010. Archivováno z originálu 24. srpna 2011.
  21. ↑ 1 2 3 B. Gladman , B. Marsden , C. Van Laerhoven. Názvosloví ve vnější sluneční soustavě // in The Solar System Beyond Neptune , ISBN 978-0-8165-2755-7 . — 2008.

Literatura