Plutino - Plutino
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In der Astronomie sind die Plutinos eine dynamische Gruppe von transneptunischen Objekten , die in 2: 3 -Resonanz mit mittlerer Bewegung mit Neptun umkreisen . Dies bedeutet, dass Neptun für jeweils zwei Umlaufbahnen, die ein Plutino macht, dreimal umkreist. Der Zwergplanet Pluto ist das größte Mitglied und der Namensgeber dieser Gruppe. Plutinos sind nach mythologischen Kreaturen benannt, die mit der Unterwelt verbunden sind.
Plutinos bilden den inneren Teil des Kuipergürtels und repräsentieren etwa ein Viertel der bekannten Objekte des Kuipergürtels . Sie sind auch die bevölkerungsreichste bekannte Klasse resonanter transneptunischer Objekte (siehe auch Zusatzkasten mit hierarchischer Auflistung) . Abgesehen von Pluto selbst wurde am 16. September 1993 der erste Plutino (385185) 1993 RO entdeckt.
Umlaufbahnen
Ursprung
Es wird angenommen, dass die Objekte, die sich derzeit in mittleren Orbitalresonanzen mit Neptun befinden, zunächst einer Vielzahl unabhängiger heliozentrischer Pfade folgten. Als Neptun zu Beginn der Geschichte des Sonnensystems nach außen wanderte (siehe Ursprünge des Kuipergürtels ), wären die Körper, denen es sich näherte, verstreut gewesen. Während dieses Prozesses wären einige von ihnen in Resonanzen eingefangen worden. Die 3: 2-Resonanz ist eine Resonanz niedriger Ordnung und somit die stärkste und stabilste unter allen Resonanzen. Dies ist der Hauptgrund dafür, dass es eine größere Population hat als die anderen neptunischen Resonanzen im Kuipergürtel. Die Wolke von Körpern mit geringer Neigung jenseits von 40 AE ist die Cubewano- Familie, während Körper mit höheren Exzentrizitäten (0,05 bis 0,34) und Halbachsen nahe der 3: 2-Neptunresonanz hauptsächlich Plutinos sind.
Orbitalmerkmale
Während die Mehrheit der Plutinos relativ geringe Umlaufbahnneigungen aufweist , folgt ein erheblicher Teil dieser Objekte Umlaufbahnen ähnlich denen von Pluto mit Neigungen im Bereich von 10–25 ° und Exzentrizitäten um 0,2–0,25; Solche Umlaufbahnen führen dazu, dass viele dieser Objekte Perihelien nahe oder sogar innerhalb der Umlaufbahn von Neptun haben, während sie gleichzeitig Aphelien haben , die sie nahe an die Außenkante des Kuipergürtels bringen (wo Objekte in einer 1: 2-Resonanz mit Neptun, den Twotinos, gefunden werden).
Die Umlaufzeiten von Plutinos liegen bei 247,3 Jahren (1,5 × Neptuns Umlaufzeit) und weichen höchstens einige Jahre von diesem Wert ab.
Ungewöhnliche Plutinos sind:
- 2005 TV 189 , der der am stärksten geneigten Umlaufbahn folgt (34,5 °)
- (15875) 1996 TP 66 , das die elliptischste Umlaufbahn aufweist (seine Exzentrizität beträgt 0,33), wobei sich das Perihel auf halbem Weg zwischen Uranus und Neptun befindet
- (470308) 2007 JH 43 nach einer quasi kreisförmigen Umlaufbahn
- 2002 VX 130 liegt fast perfekt auf der Ekliptik (Neigung weniger als 1,5 °)
Siehe auch den Vergleich mit der Verteilung der Cubewanos .
Langzeitstabilität
Plutos Einfluss auf die anderen Plutinos wurde aufgrund seiner relativ geringen Masse historisch vernachlässigt. Die Resonanzbreite (der Bereich der mit der Resonanz kompatiblen Halbachsen) ist jedoch sehr eng und nur wenige Male größer als die Pluto- Hill-Kugel (Gravitationseinfluss). Infolgedessen werden abhängig von der ursprünglichen Exzentrizität einige Plutinos schließlich durch Wechselwirkungen mit Pluto aus der Resonanz verdrängt . Numerische Simulationen legen nahe, dass die Bahnen von Plutinos mit einer Exzentrizität von 10% –30% kleiner oder größer als die von Pluto über Ga- Zeitskalen nicht stabil sind .
Orbitaldiagramme
Die Bewegungen von Orcus und Pluto in einem Drehrahmen mit einer Periode gleich Neptune ‚s Umlaufzeit (Halt Neptune stationär.)
Umlaufbahnen und Größen der größeren Plutinos (und der Referenz Nicht-Plutino 2002 KX 14 ). Die Exzentrizität der Umlaufbahn wird durch Segmente dargestellt, die sich horizontal vom Perihel zum Aphel erstrecken . Die Neigung ist auf der vertikalen Achse dargestellt.
Die Verteilung von Plutinos (und die Referenz Nicht-Plutino 2002 KX 14 ). Kleine Inserts zeigen Histogramme für die Verteilung der Neigung und Exzentrizität der Umlaufbahn.
Hellste Objekte
Die Plutinos, die heller als H V = 6 sind, umfassen:
Objekt |
a (AU) |
q (AU) |
i (°) |
H. | Durchmesser (km) |
Masse (10 20 kg) |
Albedo | V - R. | Discovery - Jahr |
Entdecker | Refs |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
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 VON 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 | ORDENTLICH | 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 (verdreifachen) |
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 | ORDENTLICH | 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 | ORDENTLICH | JPL |
Verweise
- D.Jewitt, A.Delsanti Das Sonnensystem jenseits der Planeten im Sonnensystem Update: Aktuelle und zeitnahe Übersichten in den Wissenschaften des Sonnensystems , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006). Vordruck des Artikels (pdf)
- Bernstein GM, Trilling DE, Allen RL, Brown KE, Holman M., Malhotra R. Die Größenverteilung transneptunischer Körper. The Astronomical Journal, 128 , 1364–1390. Preprint auf arXiv
- Minor Planet Center Orbit-Datenbank (MPCORB) vom 05.10.2008.
- Minor Planet Circular 2008-S05 (Oktober 2008) Für die Klassifizierung der Umlaufbahn wurden entfernte Minor-Planeten verwendet.