Twotino

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.

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. 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. 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.

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. Sadece 5 nesne Neptün'ün L₅ Lagrange noktasına yakındır ve bunlardan birinin kimliği kesin değildir; diğerleri Neptün'ün L₄ bölgesinde yer almaktadır. Buna ek olarak, (316179) 2010 EN65 "sıçrayan Truva" olarak adlandırılmaktadır ve şu anda L₃ bölgesi üzerinden L₄ civarında librasyondan L₅ civarında librasyona geçiş yapmaktadır.

Gezegenin önünde seyreden truvalılar L₄

Gezegeni ardından izleyen truvalılar L₅

• ?

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 karşılaştırıldı.

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

• 134340 Pluto
• 90482 Orcus

3:5 rezonans (periyot ~275 yıl)

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

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. Ağustos 2023 itibarıyla, 60 4:7 rezonanslı nesnenin yörüngeleri Derin Ekliptik Araştırması tarafından onaylanmıştır. İyi belirlenmiş yörüngelere sahip nesneler şunları içerir:

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. Bilinmeyen sayıda 2:1 rezonans cismi muhtemelen Neptün'ün göçü sırasında oluşan titreşim tarafından süpürülen bir gezegenimsi diskten kaynaklanmamış, zaten dağılmış durumdayken yakalanmıştır.

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. 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. Sonuç olarak, twotinolar başlangıçta plütinonlar kadar çok sayıda olabilir, ancak popülasyonları o zamandan beri plütinonlarınkinin önemli ölçüde altına düşmüştür.

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

2:5 rezonans (periyot ~410 yıl)

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

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

• , cüce gezegen adayı

1:3 rezonans (periyot ~500 yıl)

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

• ?
• ?

Diğer rezonanslar

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

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

Oran	Yarı büyük eksen AU	Yörünge periyodu (yıl)	Sayı	Örnek cisim
4:5	35	~205	15	, , , , ,
3:4	36.5	~220	48	,
5:8	41.1	~264	3
7:12	43.1	~283	1
5:9	44.5	~295	10
6:11	45	~303	4	ve . de olası.
5:11	51	~363	1
4:9	52	~370	3	,
3:7	53	~385	16	, , , , ,
5:12	54	~395	5	,
3:8	57	~440	4	, ,
4:13	66	~537	2
3:10	67	~549	3	225088 Gonggong
2:7	70	~580	15	,
3:11	72	~606	4	,
1:4	76	~660	7	, 2011 UP411
5:21	78	~706	1
2:9	80	~730	3	,
1:5	88	~825	4	,
2:11	94	~909	4	,
1:6	99	~1000	4	,
1:9	129	~1500	2	,

Haumea

Haumea'nın nominal yörüngesinin Neptün sabitken dönen bir çerçevede titreşmesi (titreşmeyen bir örnek için bkz. 2 Pallas)

Haumea'nın zayıf librasyon açısı ${\displaystyle \phi }$ Neptün ile 7:12 resonans içindedir. ${\displaystyle \phi ={\rm {12\cdot \lambda -{\rm {7\cdot \lambda _{\rm {N}}-{\rm {5\cdot \varpi -{\rm {1\cdot \Omega }}}}}}}}}$ önümüzdeki 5 milyon yıl boyunca.

Haumea'nın Neptün ile aralıklı 7:12 yörünge rezonansında olduğu düşünülmektedir.Yükselen düğümü ${\displaystyle \Omega }$ 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.Marc Buie bunu rezonant olmayan olarak nitelendirmektedir.

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, 'ün Neptün ile 3:7 rezonans içinde titreştiğini göstermektedir. Bu titreşim 100 milyon yıldan milyarlarca yıla kadar kararlı olabilir.

2001 XT _254'ün yörünge periyodu, Neptün'ün 3:7 (2,333) rezonansı civarındadır.

Emel'yanenko ve Kiseleva ayrıca 'in Neptün ile 3:7 rezonansında olma olasılığının %1'den az olduğunu, ancak bu rezonansın yakınında sirkülasyonlar gerçekleştirdiğini göstermektedir.

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:

${\displaystyle {\rm {p\cdot \lambda -{\rm {q\cdot \lambda _{\rm {N}}}}}}}$

Burada p ve q küçük tam sayılardır, λ ve λN sırasıyla cismin ve Neptün'ün , 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:

${\displaystyle \phi ={\rm {p\cdot \lambda -{\rm {q\cdot \lambda _{\rm {N}}-{\rm {m\cdot \varpi -{\rm {n\cdot \Omega -{\rm {r\cdot \varpi _{\rm {N}}-{\rm {s\cdot \Omega _{\rm {N}}}}}}}}}}}}}}}$

Burada ${\displaystyle \varpi }$, enberi boylamları ve ${\displaystyle \Omega }$, 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 ${\displaystyle \phi }$, yaklaşık 86,6° derecelik bir genlikle 180° civarında salınır, yani açı periyodik olarak 93,4° ila 266,6° arasında değişir.

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

${\displaystyle \phi ={\rm {3\cdot \lambda -{\rm {2\cdot \lambda _{\rm {N}}-\varpi }}}}}$

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. Rezonans açıları şöyledir:

${\displaystyle \phi ={\rm {p\cdot \lambda -{\rm {q\cdot \lambda _{\rm {N}}-({\rm {p-{\rm {q)\cdot \varpi }}}}}}}}}$

Bu halde rezonans açısının önemi ${\displaystyle \phi \,}$ nesne günberi noktasında olduğunda, yani ${\displaystyle \lambda =\varpi }$ iken,

${\displaystyle \phi =q\cdot (\varpi -\lambda _{\rm {N}})}$

burada ${\displaystyle \phi \,}$ nesnenin günberi noktasının Neptün'den uzaklığının bir ölçüsünü göstermektedir. Nesne, günberi noktasını Neptün'den uzak kalarak kendini tedirginlikten korumaktadır. ${\displaystyle \phi \,}$ 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 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. 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. 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.

Kaynakça

1. ^ Hahn, Joseph M.; (November 2005). "Neptune's Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations". . 130 (5): 2392-2414. arXiv:astro-ph/0507319 $2. Bibcode:2005AJ....130.2392H. doi:10.1086/452638. 
2. ^ (January 1996). "The Phase Space Structure Near Neptune Resonances in the Kuiper Belt" (PDF). (preprint). 111: 504. arXiv:astro-ph/9509141 $2. Bibcode:1996AJ....111..504M. doi:10.1086/117802. hdl:2060/19970021298. 23 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından (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". . 124 (6): 3430-3444. arXiv:astro-ph/0210440 $2. Bibcode:2002AJ....124.3430C. doi:10.1086/344605. 
4. ^ ^{a b c} (July 1995). "The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune". . 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. ^ ; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (May 2000). "Dynamics of the Kuiper Belt" (PDF). Mannings, Vincent; ; (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 . LCCN 99050922. 11 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından (PDF) – the vasıtasıyla. 
6. ^ ^{a b c d e f g} Johnston's Archive (27 Aralık 2019). . 13 Mart 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
7. ^ ^{a b c d e f g h i} . www.boulder.swri.edu. 1 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2023. 
8. ^ . 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 .
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/aaadb3 . 14 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından . 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). . Southwest Research Institute (Space Science Department). 18 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ekim 2008. 
15. ^ . 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 .
18. ^ Mark Buie (12 Kasım 2019), Orbit Fit and Astrometric record for 134340, 11 Kasım 2019 tarihinde kaynağından  
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 . 

Konuyla ilgili yayınlar

• John K. Davies; Luis H. Barrera, (Ed.) (3 Ağustos 2004). The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt. Springer. ISBN . KB1 bakım: Editörler parametresini kullanan ()
• E. I. Chiang (June 2003). "Resonant and Secular Families of the Kuiper Belt". Earth, Moon, and Planets. Springer Netherlands. 92 (1–4): 49-62. arXiv:astro-ph/0309250 $2. doi:10.1023/B:MOON.0000031924.20073.d0. 
• E. I. Chiang (21 Ocak 2003). "Resonance occupation in the Kuiper Belt: case examples of the 5:2 and trojan resonances". . 126 (1): 430-443. arXiv:astro-ph/0301458 $2. doi:10.1086/375207. 
• Renu Malhotra. (PDF). 22 Ekim 2005 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi.  ()