Plüto (gezegen)

Plüton (küçük gezegen tanımı: 134340 Pluto; sembolleri: veya ), Kuiper Kuşağı'nda bulunan bir cüce gezegendir. Güneş Sistemi'nde bilinen en büyük cüce gezegen ve Neptün ötesi cisim ve doğrudan Güneş etrafında dolanan en büyük on altıncı cisimdir. 2006 yılına dek gezegen olarak sınıflandırılmaktaydı. Plüton, bünyesinde birçok cisim barındıran Kuiper Kuşağı'nın en belirgin üyelerinden biridir.

134340 Pluto

2015 yılında NASA'nın New Horizons sondası tarafından elde edilen Plüton'un kuzey yarım küresinin gerçek renkli görüntüsü.
Keşif
Keşfeden	Clyde W. Tombaugh
Keşif yeri	Lowell Gözlemevi
Keşif tarihi	18 Şubat 1930
Adlandırmalar
MPC belirtmesi	(134340) Pluto
Adın kaynağı	Plüton
Küçük gezegen kategorisi	Cüce gezegen Neptün ötesi cisim Kuiper Kuşağı cismi Plütino
Sıfatlar	Plutonian
Sembol	veya
Yörünge özellikleri
Dönem J2000
İlk önkeşif tarihi	20 Ağustos 1909
Günöte	49,305 AU (7,37593 milyar km) Şubat 2114
Günberi	29,658 AU (4,43682 milyar km) (5 Eylül 1989)
Yarı büyük eksen	39,482 AU (5,90638 milyar km)
Dış merkezlik	0,2488
Yörünge periyodu	247,94 yıl 90.560 g
Kavuşum dönemi	366,73 gün
Ortalama yörünge hızı	4,743 km/s
Ortalama ayrıklık	14,53 °
Eğiklik	17,16° (11,88° Güneş ekvatoruna)
Çıkış düğümü boylamı	110,299°
Perihelyon açısı	113,834°
Bilinen doğal uydusu	5
Fiziksel özellikler
Görünür büyüklük	13,65 - 16,3 (ortalama 15,1)
Mutlak parlaklık (H)	−0,44
Açısal çap	0,06″ - 0,11″
Boyutlar	2.376,6 ± 1,6 km
Ortalama yarıçap	1.188,3 ± 0,8 km 0,1868 (Dünya)
Basıklık	<1%
Yüzey alanı	1,774443×10^7 km^2 0,035 Dünya
Hacim	(7,057±0,004)×10^9 km^3 0,00651 Dünya
Kütle	(1,303±0,003)×10^22 kg 0.00218 Dünya 0,177 Ay
Ortalama yoğunluk	1,854±0,006 g/cm^3
Yüzey kütle çekimi	0,620 m/s^2 0,063 g
Kurtulma hızı	1,212 km/s
Sinodal dönme süresi	−6,38680 g −6 g, 9 sa, 17 d, 00 s
Yıldız dönme süresi	−6,387230 g −6 g, 9 sa, 17 d, 36 s
Ekvatoral dönme hızı	47,18 km/sa
Eksen eğikliği	122,53° (yörüngeye)
Kuzey kutbu sağ açıklık	132,993°
Kuzey kutbu dik açıklık	−6,163°
Albedo	0,52 geometrik 0,72 bond
Yüzey sıcaklığı min. ort. maks. Kelvin 33 K 44 K (−229 °C) 55 K
Atmosfer
Yüzey basıncı	1,0 Pa (2015)
Bileşimleri	Azot, metan, karbonmonoksit
Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Plüton, diğer Kuiper Kuşağı üyelerine benzer biçimde taş ve buzdan oluşmaktadır ancak bu kuşaktaki cüce gezegenlere nispeten oldukça küçüktür. Kütle ve hacim olarak Ay'ın yaklaşık olarak beşte biri kadardır. Plüton, eksenindeki dış merkezli eğim sayesinde yörüngesinin yaklaşık olarak 1/6'lık bir kısmında Güneş'e Neptün'den daha yakındır.

Plüton, 1930'da keşfedildiğinden 2006 yılına kadar, Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak değerlendirilmiştir. 1970'li yıllardan sonra Güneş Sistemi'nin dışında bir cüce gezegen olan 2060 Chiron saptanana kadar küçük bir gezegen olarak düşünülen Plüton'un gezegenlik durumu tartışılmaya başlanmıştır. 20. yüzyılın sonları ve 21. yüzyılın başlarında Güneş Sistemi'nin dışında Plüton'a benzeyen birçok nesne gözlemlenip 2005'te buna, o sırada Plüton'dan yaklaşık %27 daha büyük olarak değerlendirilen Eris de eklenmiştir. 24 Ağustos 2006'da, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU ya da UAB) Güneş Sistemi'nde bir gezegen olmanın koşullarını tanımlamıştır. Bu tanımlamaya göre Plüton kendi komşu bölgesini gezegenimsilerden temizleyemediği için gezegenlikten çıkartılmış,Eris ve Ceres ile birlikte yeni bir küme olan "Cüce Gezegenler" diğer bir adıyla "Kuiper Kuşağı" sınıfına dahil edilmiştir. Böylece Plüton yeniden sınıflandırılmış, küçük gezegenler dizinine eklenmiş ve astronomik adı yani numarası 134340 olarak değiştirilmiştir. Plüton, bazı araştırmacılar tarafından hâlâ gezegen olarak onaylanmaktadır.

Plüton'un en büyük uydusu Charon, Plüton'un yarısı büyüklüğündedir ve bazı bilim insanlarınca ikili sistem olarak gösterilir, çünkü yörüngesi başka bir ağırlık merkezinin içinde yer almaz. IAU tarafından Plüton cüce gezegen sınıfına alınana dek geçen sürede, Charon, Plüton'un uydusu olarak kabul edilmiştir. Plüton'un bilinen iki küçük uydusu daha vardır, bunlar Nix ve Hydra'dır. Bu uydular 2005'te saptanmıştır. Ayrıca New Horizons uzay aracı Plüton'un dağlarının 3.500 metre olduğunu bulmuştur ve uydunun içinde Plüton'u bulan kişinin (Clyde Tombaugh) külleri vardır. Bunun nedeni ise bu kişinin Plüton'a giden uydunun fırlatılışını görmeden önce ölmesidir.

Keşfi

Clyde Tombaugh, Plüton'un kâşifi

1840'ta, klasik mekaniğin kullanılmasıyla, Urbain Le Verrier tarafından Uranüs'ün yörüngesindeki kuşkular analiz edildi ve henüz saptanmamış bir gezegen olan Neptün'ün konumu tahmin edildi. 19. yüzyıldan sonra yapılan gözlemlerde, Uranüs'ün yörüngeleri üzerindeki kuramlar, Neptün'ün ayrı bir gezegen olarak kabul edilmesi konusunu tartışmaya açtı. 1894'te, varlıklı bir Bostonlı olan Percival Lowell, Lowell Gözlemevi'ni kurdu, Lowell'in 1894'te Flagstaff, Arizona'da başladığı astronomik arayışlar sonucunda, Neptün'ün gözlenmesi imkânlı hale geldi ve Neptün Lowell tarafından "X Gezegeni" olarak düşünüldü. Ancak yeni bir X gezegeninin (bilinmeyen gezegen) varlığından daha şüphe ediliyordu. 1909'da, Lowell ve böyle bir gezegen için çeşitli gök koordinatları önerdi. Lowell'in 1916'daki ölümüne dek yapılan çalışmalardan bir sonuç alınamadı. 19 Mart 1915'te, Lowell Gözlemevi'nde Plüton'un iki fotoğrafının çekilmesine rağmen, bu yeni cisim fark edilemedi.

Lowell'in ardından, Constance Lowell'in Percival'le on yıl süren miras hukuku mücadelesi nedeniyle, milyon dolarlık gözlemevi işleyemez duruma geldi. Özetle X Gezegeni 1929'a kadar aranamadı. Bu tarihten sonra , Clyde Tombaugh'a Plüton'u saptama görevini verdi. Kansas'tan gelen Tombaugh, Lowell Gözlemevi'nde Slipher'in yaptığı çizimlerden etkilendi.

Tombaugh iki hafta arayla çekilmiş fotoğraf çiftlerinde sistematik imajlama yoluyla, fotoğrafları karşılaştırarak, herhangi bir nesne değişikliği olup olmadığını araştırdı. Araştırmalarında kullanıyordu. Bu sistem levhaları hızla aşağı ve yukarı yönlerde değiştirerek değişiklikleri saptama metoduna göre işliyordu ve böylece fotoğraflar arasında konum ve görünüşü değişmiş olan herhangi bir nesnenin deviniminin sanal görüntüsü yaratılabiliyordu. 18 Şubat 1930'da Tombaugh, aynı yılın Ocak 23 ve 29'unda çektiği iki imaj arasında önemli bir görüntü devinimi olduğunu fark etti. 21 Ocak'ta çekilen çözünürlüğü iyi olmayan bir fotoğraf da bu yeni cismi onaylıyordu. Daha sonra yapılan dikkatli gözlemler de bu yeni cismi onayladı ve 13 Mart 1930'da Harvard Üniversitesi Gözlemevi Plüton'un saptandığını duyurdu.

Adlandırılışı

Bu keşif tüm dünyada yankı uyandırdı. Bu yeni cismi adlandırma hakkına sahip olan Lowell Gözlemevi'ne Atlas'tan Zymal'e kadar 1000'i aşkın isim önerisi geldi. Tombaugh başka bir isim bulunup kalıplaşmadan, bu yeni cismin adlandırılması gerektiğini Slipher'e bildirdi. Slipher önce Zeus adını teklif etti, ardından Percival ve son olarak da kendi ilk adı olan Constance'yi önerdi. Bu öneriler kabul görmedi.

Plüton adı o dönemde on bir yaşında Oxfordlu bir öğrenci olan Venetia Burney (1918–2009) tarafından ortaya atıldı. Venetia, gök bilimin yanı sıra klasik mitolojiyle de ilgileniyordu. Plüton'un da muhtemelen karanlık ve soğuk bir gök cismi olduğunu düşündüğü için bu yeni cisme klasik mitolojide yer altı dünyasının tanrısı olarak kabul edilen "Plüton" adını önerdi. Bu fikir Oxford Üniversitesinde eski bir kütüphaneci olan dedesi ile yaptığı bir sohbet sırasında aklına gelmişti. Madan bu düşünceyi, Profesör 'e aktardı. Turner de bu düşünceyi ABD'deki meslektaşlarına aktardı.

Cisim resmî olarak 24 Mart 1930'da kabul edildi. Lowell Gözlemevinin her üyesine üç isimden oluşan küçük bir liste sunuldu ve bu listeden bir ismi seçmeleri istendi. İsim adayları Minerva (başka bir astroitin ismi olarak kabul edildi), Kronos (döneminde pek sevilmeyen bir astronom olan tarafından önerildiği için değer yitirdi) ve Plüton'du. Plüton oy birliğiyle seçildi. Bu ad 1 Mayıs 1930'da duyuruldu. Bu duyurunun üzerine dedesi Madan, Venetia'ya 5 paund ödül verdi.

Yörünge ve dönme

Plüton yörüngesi - ekliptik görünüm. Plüton yörüngesinin bu "yandan görünüşü" (kırmızı) ekliptiğe olan eğilimini göstermektedir.

Plüton'un dönüş çizelgesi.

Plüton'un yörüngesi görece dış merkezlidir. Tutulum düzlemiyle 17 derecelik bir açı yapar ve günberide 29,7 AB'den (Neptün'ün yörüngesi içinde) günötede 49,5 AB'ye kadar uzanır. Plüton kendi ekseni etrafında 6,39 Dünya gününde döner. Plüton'un ekseni Uranüs ile benzerlik gösterir, yörüngesel eğimi 120° kadardır. Bu yüzden Plüton'daki mevsimsel değişim uç noktalara ulaşır. Plüton'da gün dönümlerinde yüzeyin dörtte biri aydınlıkken kalan kısım karanlıktır; dörtte üçü aydınlıkken ise dörtte biri karanlıktır. Gezegendeki bir yıl 248,3 Dünya yılına karşılık gelir, yani Plüton'un Güneş'in etrafındaki dönüşü yaklaşık 248 Dünya yılı sürer.

X Gezegeni ve Plüton'un gezegen olduğu düşüncesinin ortadan kalkması

Plüton'un küçük oluşu ve yörüngelerindeki çözümsüzlük, Lowell'in düşüncesi üzerinde kuşkuların ortaya çıkmasına neden oldu. 20. yüzyıl boyunca Plüton'un kütlesi gözden geçirildi. 1978'de, Plüton'un uydusu olan Charon'un keşfiyle Plüton'un kütlesinin ölçümü olası hale geldi. Plüton'un kütlesi Uranüs'ün yörüngelerindeki tutarsızlıklar nedeniyle net hesaplanamasa da kabaca Dünya'nın kütlesinin %0,2'si olarak kabul edildi. Sonraki dönemlerde, X Gezegeni üzerinde Robert Sutton Harrington tarafından önemli çalışmalar yapıldıysa da bu araştırmalar başarısızlıkla sonuçlandı. 1992'de , Voyager 2'nin 1989'da Neptün'e yaptığı uçuşta elde ettiği bilgileri kullanarak Uranüs'ün çekim gücünün Plüton'a etkisini saptadı ve bu bulgu Plüton'un kütlesinde %0,5'lik bir değişime gidilmesi gerektiğini gösterdi. Bu bilgiler, Güneş Sistemi'nde yeni bir X gezegeni olması gerektiği düşüncesini ortadan kaldırdı. Bugüne geldiğimizde, önemli bilim insanlarının çoğu, "X Gezegeni"ni kabul etmemektedir. Bunun yanında, Lowell'in 1915'te konumlandırdığı X Gezegeni'nin verileri; bugün Plüton'un konumlandırılışı ile tutarlılık göstermekte olsa da bunun bir rastlantıdan ibaret olduğunu ortaya koymuştur. Sonuç olarak, "X Gezegeni" Güneş Sistemi'ndeki olması varsayılan dokuzuncu gezegeni ifade eder. Plüton'un yörüngesinin Neptün'e tabii oluşu ve bu gezegenin diğer gezegenlere oranla oldukça küçük olması nedeniyle gezegen olarak görülmemesi, X Gezegeni fikrinin ortadan kalkmasına katkı sağlamıştır. Ayrıca Kuiper Kuşağı'nda 70.000'e yakın plütonsu gök cisminin bulunuşu da Plüton'u yalnızca Kuiper'in bir üyesi olarak görmek gerekliliğini doğurmuştur. Hatta 2005'te keşfedilen Eris adlı cismin, Plüton'dan daha büyük olduğu sonucuna varılmıştır. Tüm bunlardan sonra Plüton, 2006 Prag'da gerçekleştirilen Uluslararası Astronomi Birliği toplantısında gezegenlikten çıkarılmış ve cüce gezegen sınıfına koyulmuştur. Plüton 2008'de alınan yeni bir kararla bu sınıftan da alınarak Plütonumsu sınıfına yerleştirilmiştir.

Fiziksel özellikler

Hubble Uzay Teleskobu'ndan Plüton görünümü

Plüton'un yörünge hızı 4,666 km/s ve kütlesi 1,305×10²² kg'dır. Yüzey sıcaklığı yaklaşık -238 C'dir. Plüton'un yüzeyinin bu denli soğuk olmasının sonucunda; zaman zaman sahip olduğu ince atmosfer dahi buz tutar.

Plüton'un görsel kadri ortalama 15,1 olup, günberide bu rakam 13,65 olur. Plüton'u görüntülemek için yaklaşık 30 cm diyaframlı için teleskoplar kullanılır; çünkü açısal çapı yalnızca 0,11"'dir. Bugün bile, gelişkin teleskopların Plüton'un yüzey ayrıntılarını tam anlamıyla sunduğu söylenemez.

Plüton'dan alınan ilk görseller, 1980'li yıllardan sonra gerçekleşmiştir. Plüton'un büyük bir uydusu olan Charon'un keşfi, bu konudaki çalışmaların önünü açmıştır. Böylece Plüton-Charon sistemindeki tutulmalar sırasında, ortalama parlaklığın değişimi gözlenerek, analizler yapılmıştır. Plüton'da parlak bir ışın noktası yayılımı, tutulma sonrası oluşan karanlıktan daha büyük bir ışın farkı doğurur. Bilgisayarlarla yapılan gözlem işlemlerinin birçoğunda, ışın haritaları yaratılır ve bu yöntem sayesinde değişen parlaklık değerleri takip edilebilir.

Günümüzde bilgisayar destekli uzay gözlemlerinin önemli bir bölümü, güncel olarak en yüksek görsel çözünürlük kalitesini sunan Hubble Uzay Teleskobu tarafından yapılmakta, bu sayede birçok ayrıntı önemli oranda görüntülenebilmektedir. Bu haritalar, Hubble'nin çektiği görsellerden en uygun piksellerin seçilip, karmaşık bilgisayar işlemleriyle uyarlanmasıyla oluşturulmuştur. Plüton'un yüzeyi 1994 ve 2003-4 yılları arasında değişime uğramış; kuzey kutup bölgesi aydınlanıp, güney kutup bölgesi kararmıştır. Bunun yanında, Plüton'daki kırmızılık derecesi 2000-2002 arasında önemli ölçüde artmıştır. Bu değişimlerin kaynağının -bir yılı 248 Dünya yılına denk gelen bir cisimdeki- mevsimsel değişimlere bağlı olduğu düşünülmektedir. Plüton'un yörünge eğikliğinin ve yörüngesindeki dış merkezliliğin fazla oluşu; bu mevsimsel değişimin hızlanmasını sağlamıştır.

Plüton üzerinde yapılan çalışmalar, cisim yüzeyinin yaklaşık %98'ini karbon monoksit ve metanın da eklenmesiyle, nitrojen buzlarının oluşturduğunu ortaya koymuştur. Plüton'un Charon'a bakan yüzeyi daha çok buz haline gelmiş metan içerirken; diğer yüzü daha çok nitrojen ve karbon monoksit buzlarıyla kaplıdır.

Yapı

Plüton yapı teorisi (2006)
1. Azot buzulları
2. Buzullar
3. Kaya

Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler sonucunda, Plüton'un yoğunluğunun 1,8 ilâ 2,1 g/cm³ arasında değiştiği; yapısının %30-%50 arasında buz kütlelerinden, %50-%70 arasında ise kayalardan oluştuğu tahmin edilmektedir.Radyoaktif minerallerin ısı sonucunda ayrışmasıyla kayalarının çözünmesi, buz kütlelerinin oluşmasını sağlamıştır. Bilim insanlarına göre Plüton'un iç yapısı farklılıklar göstermektedir. Kayalıklar, buz örtüsüyle çevrilmiş yoğun bir yer çekirdeğinin etrafını sarmaktadır. Yani Plüton'da manto tabakası buzullardan oluşmaktadır. Yer kabuğunun merkezini oluşturan çekirdeğin çapıysa yaklaşık 1.700 km kadardır. Plüton yüzeyindeki ısınımın devam etmesiyle, manto-çekirdek sınırında 100-180 kilometre kadar kalın; bir yeraltı okyanus tabakası oluşmuştur.

Kütle

Plüton'un kütlesi 1.31×10²² kg'dır. Bu rakam Dünya'nın yaklaşık 0,002'sine tekabül eder; ayrıca çapı 2.306 (+/- 20) km olan Plüton; bu değerde Ay'ın %66'sı kadardır. Plüton'un atmosferi; katı kütlenin küçüklüğünden dolayı kesin olarak tahmin edilememektedir.

Önceleri astronomlar, Plüton'un X Gezegeni olduğunu varsaymıştır. Bunun bir sonucu olarak, başlangıçta Plüton'un kütlesi; Uranüs ve Neptün ile olan etkisi çerçevesinde hesaplanmaya çalışılmıştır. 1955'ten başlayarak Plüton'un kütlesiyle ilgili çeşitli veriler ortaya koyulmuş; 1971'deki çalışmalarda Plüton'un kütlesinin kabaca Mars'tan daha küçük olduğu sonucuna varılmıştır. Ayrıca 1976'da, Dale Cruikshank, Carl Pilcher ve David Morrison'un yaptıkları bir araştırmada, ilk kez Plüton'un yansıtabilirlik derecesini belirlemiştir. Bu da Plüton'un zemin sentezindeki metan buzu faktörünü ortaya çıkarmıştır. Bu, Plüton'un parlak bir gezegen olması anlamına gelmiş, bundan dolayı Plüton'un kütlesinin Dünya'nın kütlesinin %1'inden fazla olamayacağı anlaşılmıştır. -Plüton'un yansıtabilirlik derecesi Dünya'nınkinden 1,3-2,0 kat daha büyüktür.

1978'de Plüton'un uydusu olan Charon'un gözlenmesiyle Kepler'in gezegensel hareket yasalarından yararlanılarak, Plüton-Charon sisteminin kütlesinin hesaplanması olanaklı hale gelmiştir. Böylece Charon'un kütleçekim etkisi hesaplanarak, Plüton'un gerçek kütlesi saptanmıştır. Charon'un keşfi uyarlamalı optik çalışmalarına da izin verdiğinden; Plüton'un gerçek çapının hesaplanmasında da önemli rol oynamıştır.

Plüton, Güneş sistemi'ndeki karasal gezegenler dikkate alındığında küçük bir kütleye sahiptir. Hatta gezegenlere ait yedi uydudan da daha hafiftir. Kütlece Plüton'dan büyük olan uydular: Ganymede, Titan, Kalisto, İo, Ay, Europa ve Triton'dur. Plüton'un çapı bir cüce gezegen olan Ceres'ten yaklaşık iki kat daha uzundur. Bu oran, iki cismin kütlesel orantısında da yaklaşık olarak geçerlidir. 2005'te keşfedilen bir cüce gezegen olan Eris'in mi, yoksa Plüton'un mu çapının daha büyük olduğu tartışmalı bir konu olmakla birlikte; kütlesel olarak Plüton'un Eris'ten bir miktar büyük olduğu saptanmıştır.

Atmosfer

New Horizons'un (Yeni Ufuklar) Plüton'dan ayrılırken çektiği, Güneş tarafından arkadan aydınlatılan atmosferini gösteren fotoğraf. Mavi renk, bir insan gözünün görebileceğine yakındır ve atmosferdeki pus katmanlarından kaynaklanır.

Plüton'un atmosferi; yüzeyindeki buz kütlelerini oluşturan nitrojen, karbon monoksit ve metan gazlarıyla çevrilidir. Plüton'un yüzey basıncı 6,5-24 μbar değerleri arasında değişmektedir. Cismin yörüngesi; atmosferi üzerinde büyük bir etki yaratır. Bunun bir sonucu olarak, Plüton'un Güneş'e olan uzaklığı arttıkça, atmosferinde buz kütleleri oluşur; hatta oluşan bu kütleler yüzeye doğru düşer. Plüton Güneş'e yaklaştıkça, cismin katı yüzeyinin sıcaklığı artar. Böylece buzlar süblimleşmiş gazlar haline gelir. Yani sera etkisinin tersinde bir hareket oluşur ve yüzeydeki buharlaşma sonucu atmosferde yoğunluk meydana gelir. Oluşan süblimleşme sonucunda ise cismin yüzeyi soğur. Araştırmacılar, bu soğumayla Plüton'daki sıcaklığın 43 K (−230 °C) kadar olduğunu saptamıştır.

Güçlü bir sera gazı olan metanın varlığıyla, Plüton atmosferinde oluşan sıcaklık terselmesi sonucunda; Plüton yüzeyinden 10 km yukarı çıkıldığında sıcaklık yaklaşık 36 K daha fazla ölçülür, bununla birlikte cismin alt atmosferindeki metan yoğunluğu, üst atmosferinden daha fazladır.

Uydular

Plüton sistem diyagramı: Plüton, Niks, Hidra ve Charon

Plüton beş adet doğal uyduya sahip olduğu bir uydu sistemi bulunmaktadır. Uydulardan ilk keşfedileni Charon 1978'de tarafından keşfedilmiştir. Diğer küçük uyduları olan Niks ve Hidra ise 2005'te saptanmıştır. Ayrıca, Plüton-Charon sistemi Güneş Sistemi'nin birkaç ikili sisteminin en büyüğü olması bakımından dikkate değerdir. 2011 Temmuz'unda Hubble Uzay Teleskobu tarafından çapı 13 ile 34 km arasında olan Kerberos adında 4. uydu keşfedilmiştir. 7 Temmuz 2012'de Styx isimli 5. uydu da keşfedilmiştir. Çapı yaklaşık 10–25 km. arası olarak tespit edilmiştir.

Plüton'un uyduları, diğer gözlemlenen sistemler göz önüne alındığında Plüton'a oldukça yakındır. Bu özelliğinden dolayı Plüton sistemi, araştırmacılar tarafından: "Son derece yoğun ve büyük ölçüde boş" bir sistem olarak nitelendirilir.

Plüton sistemiyle Ay'ın karşılaştırılması.

Ad		Resim	Saptanma Yıl	Çap (km)	Kütle (kg)	Yörünge yarıçapı (km) (barisentrik)	Yörünge dönümü (d)
Plüton			1930	2,306 (%66 Ay)	13,050 ×10^18 (%18 Ay)	2,040 (%0,6 Ay)
Charon		,	1978	1,205 (%35 Ay)	1,520 ×10^18 (%2 Ay)	17,530 (%5 Ay)	6.3872 (%25 Ay)
Styx		—	2012	10-25	?	~47
Nix			2005	91	4 ×10^17	48,708	24.856
Kerberos		—	2011	13-34	?	~59	32.1 ± 0.3
Hydra			2005	114	8 ×10^17	64,749	38.206

Niks ve Hidra'nın kütlesinde gözenekli/buzlu yoğunluk 1.0 g/cm³ olarak kabul edilmektedir.

Galeri

Plüton New Horizons tarafından çekilmiş görüntüleri (Siyah Beyaz)

• New Horizons tarafından görüntülenmiş Plüton
  (9 Temmuz 2015)
• New Horizons tarafından görüntülenmiş Plüton
  (11 Temmuz 2015)
• New Horizons tarafından görüntülenmiş Plüton
  (11 Temmuz 2015)
• New Horizons tarafından görüntülenmiş Plüton
  (12 Temmuz 2015)
• New Horizons tarafından görüntülenmiş Plüton
  (13 Temmuz 2015)

(sol-üst), Hillary Montes (sol ufuk çizgisi) ve Sputnik Planum'un (sağ) görüntüsü

Sputnik Plenum'un genişliğini gösteren yeni ufuklarının küresel mozaik görüntüleri (10 Eylül 2015'te yayınlandı)

Plüton'un, NASA'nın New Horizons uzay aracı tarafından 14 Temmuz 2015'te 450.000 km uzaktan çekilen ve sonradan renklendirilen fotoğrafı

Plüton New Horizons tarafından çekilmiş görüntüleri (Renkli)

• New Horizons tarafından görüntülenmiş Pluton
  (Renkli; 11 Temmuz 2015)
• New Horizons tarafından görüntülenmiş Pluton
  (Renkli; 13 Temmuz 2015)

Videolar

Plüton Köprü Animasyonları (Temmuz 14, 2015)

(00:30; 18 Eylül 2015'te yayınlandı)

(00:50; 5 Aralık 2015'te yayınlandı)

Pluto Yeni ufuklar uzay aracının Plüton'da karşılaştığı yarım küre boyunca uzanan mozaik şerit (Sessiz - 1080p 60fps)

Kaynakça

1. ^ Simon, J.L.; Francou, G.; Fienga, A.; Manche, H. (Eylül 2013). "New analytical planetary theories VSOP2013 and TOP2013". Astronomy and Astrophysics. 557 (2): A49. Bibcode:2013A&A...557A..49S. doi:10.1051/0004-6361/201321843. 
2. ^ ^{a b c d e f g h i j k l m} D. R. Williams (7 Eylül 2006). "Pluto Fact Sheet". NASA. 2 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 24 Mart 2007. 
3. ^ . JPL Horizons On-Line Ephemeris System @ Solar System Dynamics Group. 4 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ocak 2011. 
4. ^ "AstDys (134340) Pluto Ephemerides". Department of Mathematics, University of Pisa, Italy. 17 Ocak 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Haziran 2010. 
5. ^ . 10 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Eylül 2022. 
6. ^ ^{a b} Nimmo, Francis (2017). "Mean radius and shape of Pluto and Charon from New Horizons images". Icarus. 287: 12-29. arXiv:1603.00821 $2. Bibcode:2017Icar..287...12N. doi:10.1016/j.icarus.2016.06.027. 
7. ^ ^{a b} Stern, S. A.; Grundy, W.; McKinnon, W. B.; Weaver, H. A.; Young, L. A. (2017). "The Pluto System After New Horizons". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2018: 357-392. arXiv:1712.05669 $2. Bibcode:2018ARA&A..56..357S. doi:10.1146/annurev-astro-081817-051935. 
8. ^ ^{a b c d} Stern, S. A. (2015). "The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons". Science. 350 (6258): 249-352. arXiv:1510.07704 $2. Bibcode:2015Sci...350.1815S. doi:10.1126/science.aad1815. (PMID) 26472913. 
9. ^ Seligman, Courtney. . 9 Mart 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Haziran 2021. 
10. ^ ^{a b} Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; Bowell, Edward G.; Conrad, Albert R.; Consolmagno, Guy J.; Courtin, Régis; Fukushima, Toshio; Hestroffer, Daniel; Hilton, James L.; Krasinsky, George A.; Neumann, Gregory A.; Oberst, Jürgen; Seidelmann, P. Kenneth; Stooke, Philip J.; Tholen, David J.; Thomas, Paul C.; Williams, Iwan P. (2010). (PDF). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 109 (2): 101-135. Bibcode:2011CeMDA.109..101A. doi:10.1007/s10569-010-9320-4. March 4, 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Eylül 2018. 
11. ^ Amos, Jonathan (23 Temmuz 2015). "New Horizons: Pluto may have 'nitrogen glaciers'". BBC News. 27 Ekim 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Temmuz 2015. 
12. ^ . Physorg.com. 19 Nisan 2011. 11 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Kasım 2011. 
13. ^ JPL/NASA (22 Nisan 2015). . Jet Propulsion Laboratory. 19 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2022. 
14. ^ ^{a b} John Lewis, (Ed.) (2004). Physics and chemistry of the solar system (2 bas.). Elsevier. s. 64. 
15. ^ "How Big Is Pluto? New Horizons Settles Decades-Long Debate". NASA. 2015. 5 Ekim 2015 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 13 Temmuz 2015. 
16. ^ "Astronomers Measure Mass of Largest Dwarf Planet". hubblesite. 2007. 25 Mart 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Kasım 2007. 
17. ^ A. Akwagyiram (2 Ağustos 2005). "Farewell Pluto?". BBC News. 15 Şubat 2009 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 5 Mart 2006. 
18. ^ T. B. Spahr (7 Eylül 2006). . Minor Planet Center. 10 Ekim 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2006. 
19. ^ "Pluto added to official "minor planet" list". NewScientist. 7 Eylül 2006. 6 Ocak 2009 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 8 Eylül 2006. 
20. ^ Richard Gray (10 Ağustos 2008). "Pluto should get back planet status, say astronomers". The Telegraph. 29 Ekim 2014 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 9 Ağustos 2008. 
21. ^ C.B. Olkin, L.H. Wasserman, O.G. Franz (2003). "The mass ratio of Charon to Pluto from Hubble Space Telescope astrometry with the fine guidance sensors" (PDF). Icarus. Cilt 164. Lowell Observatory. s. 254–259. doi:10.1016/S0019-1035(03)00136-2. 14 Haziran 2007 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 13 Mart 2007. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi ()
22. ^ "Pluto and the Developing Landscape of Our Solar System" 14 Haziran 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde . International Astronomical Union. 27 Ekim 2010 tarihinde erişilmiştir.
23. ^ B. Sicardy, W. Beisker; ve diğerleri. (2006). "Observing Two Pluto Stellar Approaches In 2006: Results On Pluto's Atmosphere And Detection Of Hydra". Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 38. s. 542. Bibcode:2006DPS....38.3106S. KB1 bakım: Diğerlerinin yanlış kullanımı ()
24. ^ Ian Ridpath (Aralık 1978). (PDF). Astronomi. ss. 6-11. 7 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Mart 2011. 
25. ^ Croswell, s. 43
26. ^ Tombaugh, C. W. (1946). "The Search for the Ninth Planet, Pluto". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. Cilt 5. ss. 73-80. Bibcode:1946ASPL....5...73T. 
27. ^ ^{a b c} W. G. Hoyt (1976). "W. H. Pickering's Planetary Predictions and the Discovery of Pluto". Cilt 67 (4 bas.). Isis. s. 551–564. doi:10.1086/351668. Erişim tarihi: 27 Haziran 2007. 
28. ^ Mark Littman (1990). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Wiley. s. 70. ISBN . 
29. ^ ^{a b} Croswell, p. 50
30. ^ Croswell p. 52
31. ^ ^{a b} J. Rao (11 Mart 2005). . SPACE.com. 23 Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Eylül 2006. 
32. ^ . Pluto: The Discovery of Planet X. B. Mager. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mart 2007. 
33. ^ ^{a b} P. Rincon (13 Ocak 2006). "The girl who named a planet". Pluto: The Discovery of Planet X. BBC News. 20 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Nisan 2007. 
34. ^ K. M. Claxton. . Parents' Union School Diamond Jubilee Magazine, 1891–1951 (Ambleside: PUS, 1951), p. 30–32. 5 Nisan 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ekim 2007. 
35. ^ "The Trans-Neptunian Body: Decision to call it Pluto". The Times. 27 Mayıs 1930. s. 15. 
36. ^ "Name Pluto Given to Body Believed to Be Planet X". New York City: The New York Times. The Associated Press. 25 Mayıs 1930. s. 1. 25 Nisan 2014 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 10 Haziran 2011. 
37. ^ Croswell pp. 54–55
38. ^ Pluto and Charon: The Odd Couple. Introduction to Planetary Science. SpringerLink. 2007. s. 401–408. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7. 
39. ^ . 9 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Haziran 2011. 
40. ^ . 3 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Haziran 2011. 
41. ^ P. K. Seidelmann and R. S. Harrington (1987). "Planet X—The current status". U. S. Naval Observatory. Erişim tarihi: 4 Kasım 2007. ^[]
42. ^ Myles Standish (1992). "Planet X—No dynamical evidence in the optical observations". Astronomical Journal. 105 (5). ss. 200-2006. Bibcode:1993AJ....105.2000S. doi:10.1086/116575. 
43. ^ . The Astronomical Society of the Pacific. 28 Haziran 1994. 14 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Mart 2006. 
44. ^ ^{a b c d} . 26 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Haziran 2011. 
45. ^ . Tübitak. 18 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Haziran 2011. 
46. ^ ^{a b} . 4 Nisan 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Haziran 2011. 
47. ^ . Singapore Science Centre. 11 Kasım 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Mart 2007. 
48. ^ E. F. Young; R. P. Binzel; K. Crane (2000). "A Two-Color Map of Pluto Based on Mutual Event Lightcurves". Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 32. s. 1083. Bibcode:2000DPS....32.4601Y. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi ()
49. ^ Buie, M. W. (1992). "Albedo maps of Pluto and Charon: Initial mutual event results". Icarus. Cilt 97. ss. 221-227. 22 Haziran 2011 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Haziran 2011. 
50. ^ Buie, Mark W. (2010). "Pluto and Charon with the Hubble Space Telescope: I. Resolving changes on Pluto's surface and a map for Charon". Astronomical Journal. 139 (3). ss. 1128-1143. Bibcode:2010AJ....139.1128B. doi:10.1088/0004-6256/139/3/1128. 7 Temmuz 2015 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Haziran 2011. 
51. ^ ^{a b} "New Hubble Maps of Pluto Show Surface Changes". News Release Number: STScI-2010-06. 4 Eylül 2010. 15 Mart 2010 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 10 Şubat 2010. 
52. ^ Tobias C. Owen, Ted L. Roush; ve diğerleri. (1993). "Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto". Science. 261 (5122). ss. 745-748. Bibcode:1993Sci...261..745O. doi:10.1126/science.261.5122.745. (PMID) 17757212. KB1 bakım: Diğerlerinin yanlış kullanımı ()
53. ^ Alan Boyle (11 Şubat 1999). "Pluto regains its place on the fringe". MSNBC. 20 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Mart 2007. 
54. ^ . SolStation. 2006. 10 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2007. 
55. ^ ^{a b} "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". 24 Eylül 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 13 Haziran 2011. 
56. ^ . New Horizons. 2007. 16 Mayıs 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Mart 2007. 
57. ^ J. Davies (2001). (PDF). Royal Observatory, Edinburgh. 29 Ekim 2008 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2007. 
58. ^ Young, Eliot F.; Young, L. A.; Buie, M. "Pluto's Radius". American Astronomical Society, DPS meeting #39, #62.05; Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 39. s. 541. Bibcode:2007DPS....39.6205Y. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi ()
59. ^ ^{a b} Croswell p. 57
60. ^ L. M. Close, W. J. Merline, D. J. Tholen, T. C. Owen, F. J. Roddier, C. Dumas, (2000). "Adaptive optics imaging of Pluto–Charon and the discovery of a moon around the Asteroid 45 Eugenia: the potential of adaptive optics in planetary astronomy". Proceedings of the International Society for Optical Engineering. Cilt 4007. European Southern Observatory. ss. 787-795,. Erişim tarihi: 26 Mart 2007. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi () ^[]
61. ^ Mike Brown (22 Kasım 2010). . Mike Brown's Planets. 31 Ekim 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Kasım 2010.  (Franck Marchis, 2010-11-08'de)
62. ^ Ken Croswell (1992). . 19 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2007. 
63. ^ Lellouch, E.; Sicardy, B.; de Bergh, C.; Käufl, H. -U.; Kassi, S.; Campargue, A. (2009), Pluto's lower atmosphere structure and methane abundance from high-resolution spectroscopy and stellar occultations, astro-ph.EP, arXiv:0901.4882 $2 
64. ^ T. Ker (2006). "Astronomers: Pluto colder than expected". Space.com (via CNN.com). 19 Ekim 2012 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 5 Mart 2006. 
65. ^ ^{a b} E. Lellouch, B. Sicardy, C. de Bergh (2009). "Pluto's lower atmosphere structure and methane abundance from high-resolution spectroscopy and stellar occultations 11 Haziran 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde ." (baskı). Astronomy & Astrophysics.
66. ^ Guy Gugliotta. "Possible New Moons for Pluto 20 Ekim 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde .." Washington Post. 1 Kasım, 2005. 10 Ekim, 2006'da erişilmiştir.
67. ^ . 3 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ağustos 2011. 
68. ^ S.A. Stern; ve diğerleri. (2006). "Characteristics and Origin of the Quadruple System at Pluto". Nature. 439 (7079). ss. 946-948. arXiv:astro-ph/0512599 $2. Bibcode:2006Natur.439..946S. doi:10.1038/nature04548. (PMID) 16495992. KB1 bakım: Diğerlerinin yanlış kullanımı ()
69. ^ Marc W. Buie, William M. Grundy, Eliot F. Young, Leslie A. Young, S. Alan Stern (2006). "Orbits and photometry of Pluto's satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005 P2". Astronomical Journal. 132 (1). s. 290. arXiv:astro-ph/0512491 $2. Bibcode:2006AJ....132..290B. doi:10.1086/504422. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi ()