Objeto separado - Detached object
Objetos destacados são uma classe dinâmica de planetas menores nos confins do Sistema Solar e pertencem à família mais ampla de objetos transnetunianos (TNOs). Esses objetos têm órbitas cujos pontos de abordagem mais próxima do Sol ( periélio ) estão suficientemente distantes da influência gravitacional de Netuno que são apenas moderadamente afetados por Netuno e outros planetas conhecidos: Isso os faz parecer "destacados" do resto do Sistema Solar, exceto por sua atração pelo sol.
Desta forma, objetos destacados diferem substancialmente da maioria dos outros TNOs conhecidos, que formam um conjunto vagamente definido de populações que foram perturbadas em vários graus em sua órbita atual por encontros gravitacionais com planetas gigantes , predominantemente Netuno. Objetos destacados têm periélios maiores do que essas outras populações de TNO, incluindo os objetos em ressonância orbital com Netuno, como Plutão , os objetos clássicos do cinturão de Kuiper em órbitas não ressonantes como Makemake e os objetos de disco dispersos como Eris .
Objetos destacados também têm sido referidos na literatura científica como objetos de disco dispersos estendidos (E-SDO), objetos destacados distantes (DDO) ou dispersos-estendidos , como na classificação formal do Deep Ecliptic Survey . Isso reflete a gradação dinâmica que pode existir entre os parâmetros orbitais do disco espalhado e a população destacada.
Pelo menos nove desses corpos foram identificados com segurança, dos quais o maior, mais distante e mais conhecido é Sedna . Aqueles com periélios muito além do penhasco de Kuiper são chamados de sednóides . Em 2018, havia três sednoides conhecidos, Sedna, 2012 VP 113 e Leleākūhonua .
Órbitas
Objetos separados têm periélios muito maiores do que o afélio de Netuno. Eles costumam ter órbitas altamente elípticas e muito grandes com semi-eixos maiores de até algumas centenas de unidades astronômicas (UA, o raio da órbita da Terra). Essas órbitas não podem ter sido criadas por espalhamento gravitacional pelos planetas gigantes , nem mesmo Netuno. Em vez disso, uma série de explicações foram apresentadas, incluindo um encontro com uma estrela passando ou um objeto do tamanho de um planeta distante , ou o próprio Netuno (que pode ter tido uma órbita muito mais excêntrica, da qual poderia ter puxado os objetos para sua órbita atual) ou planetas ejetados (presentes no início do Sistema Solar que foram ejetados).
A classificação sugerida pela equipe Deep Ecliptic Survey introduz uma distinção formal entre objetos próximos espalhados (que poderiam ser espalhados por Netuno) e objetos estendidos espalhados (por exemplo, 90377 Sedna ) usando um valor de parâmetro de Tisserand de 3.
A hipótese do Planeta Nove sugere que as órbitas de vários objetos destacados podem ser explicadas pela influência gravitacional de um grande planeta não observado entre 200 UA e 1200 UA do Sol e / ou a influência de Netuno.
Classificação
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Objetos destacados são uma das cinco classes dinâmicas distintas de TNO; os outros quatro classes são objectos clássicos Kuiper-correia , objetos ressonantes , objectos de disco dispersa (SDO), e sednoids . Objetos destacados geralmente têm uma distância do periélio maior que 40 UA, impedindo fortes interações com Netuno, que tem uma órbita aproximadamente circular a cerca de 30 UA do sol. No entanto, não há limites claros entre as regiões dispersas e destacadas, uma vez que ambas podem coexistir como TNOs em uma região intermediária com distância do periélio entre 37 e 40 UA. Um desses corpos intermediários com uma órbita bem determinada é (120132) 2003 FY 128 .
A descoberta de 90377 Sedna em 2003, juntamente com alguns outros objetos descobertos naquela época, como (148209) 2000 CR 105 e 2004 XR 190 , motivou a discussão de uma categoria de objetos distantes que também podem ser objetos da nuvem interna de Oort ou ( mais provavelmente) objetos de transição entre o disco espalhado e a nuvem interna de Oort.
Embora Sedna seja oficialmente considerado um objeto de disco espalhado pelo MPC, seu descobridor Michael E. Brown sugeriu que, como sua distância do periélio de 76 UA é muito distante para ser afetada pela atração gravitacional dos planetas externos, ele deve ser considerado um objeto interno Objeto de nuvem externa em vez de um membro do disco espalhado. Esta classificação de Sedna como um objeto destacado é aceita em publicações recentes.
Esta linha de pensamento sugere que a falta de uma interação gravitacional significativa com os planetas externos cria um grupo externo estendido começando em algum lugar entre Sedna (periélio 76 AU) e SDOs mais convencionais como 1996 TL 66 (periélio 35 AU), que é listado como um objeto próximo espalhado pelo Deep Ecliptic Survey.
Influência de Netuno
Um dos problemas com a definição desta categoria estendida é que ressonâncias fracas podem existir e seriam difíceis de provar devido a perturbações planetárias caóticas e a atual falta de conhecimento das órbitas desses objetos distantes. Eles têm períodos orbitais de mais de 300 anos e a maioria só foi observada durante um curto arco de observação de alguns anos. Devido à sua grande distância e movimento lento contra estrelas de fundo, pode levar décadas até que a maioria dessas órbitas distantes seja determinada bem o suficiente para confirmar ou descartar uma ressonância com segurança . Melhorias adicionais na órbita e ressonância potencial desses objetos ajudarão a entender a migração dos planetas gigantes e a formação do Sistema Solar. Por exemplo, as simulações de Emel'yanenko e Kiseleva em 2007 mostram que muitos objetos distantes podem estar em ressonância com Netuno . Eles mostram uma probabilidade de 10% de que 2000 CR 105 está em uma ressonância de 20: 1, uma probabilidade de 38% de que 2003 QK 91 está em uma ressonância de 10: 3 e uma probabilidade de 84% de que (82075) 2000 YW 134 está em uma 8 : 3 ressonância. O provável planeta anão (145480) 2005 TB 190 parece ter menos de 1% de probabilidade de estar em uma ressonância de 4: 1.
Influência de planeta (s) hipotético (s) além de Netuno
Mike Brown - que fez a hipótese do Planeta Nove - faz uma observação que "todos os objetos distantes conhecidos que são puxados mesmo um pouco para longe do Kuiper parecem estar agrupados sob a influência deste planeta hipotético (especificamente, objetos com semi-eixo maior > 100 UA e periélio> 42 UA). " Carlos de la Fuente Marcos e Ralph de la Fuente Marcos calcularam que algumas das comensurabilidades estatisticamente significativas são compatíveis com a hipótese do Planeta Nove; em particular, uma série de objetos que são chamados de objetos trans Neptunianos extremos ( ETNOs ). pode estar preso nas ressonâncias de movimento médio 5: 3 e 3: 1 com um suposto Planeta Nove com um semieixo maior ∼700 UA.
Possíveis objetos separados
Esta é uma lista de objetos conhecidos por periélio decrescente , que não poderiam ser facilmente espalhados pela órbita atual de Netuno e, portanto, são provavelmente objetos destacados, mas que se encontram dentro da lacuna do periélio de ≈50-75 UA que define os sednóides :
Os objetos listados abaixo têm um periélio de mais de 40 UA e um semieixo maior de mais de 47,7 UA (a ressonância 1: 2 com Netuno e o limite externo aproximado do Cinturão de Kuiper)
Designação | Diâmetro (km) |
H |
q (AU) |
a (AU) |
Q (AU) |
ω (°) | Ano da Descoberta |
Descobridor | Notas e referências |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
2000 CR 105 | 243 | 6,3 | 44,252 | 221,2 | 398 | 316,93 | 2000 | MW Buie | |
2000 YW 134 | 216 | 4,7 | 41.207 | 57.795 | 74.383 | 316,481 | 2000 | Spacewatch | ≈3: 8 ressonância de Netuno |
2001 FL 193 | 81 | 8,7 | 40,29 | 50,26 | 60,23 | 108,6 | 2001 | RL Allen , G. Bernstein , R. Malhotra | órbita extremamente pobre, pode não ser um TNO |
2001 KA 77 | 634 | 5.0 | 43,41 | 47,74 | 52,07 | 120,3 | 2001 | MW Buie | KBO clássico limítrofe |
2002 CP 154 | 222 | 6,5 | 42 | 52 | 62 | 50 | 2002 | MW Buie | órbita bastante pobre, mas definitivamente um objeto destacado |
2003 UY 291 | 147 | 7,4 | 41,19 | 48,95 | 56,72 | 15,6 | 2003 | MW Buie | KBO clássico limítrofe |
Sedna | 995 | 1,5 | 76.072 | 483,3 | 890 | 311,61 | 2003 | ME Brown , CA Trujillo , DL Rabinowitz | Sednoid |
2004 PD 112 | 267 | 6,1 | 40 | 70 | 90 | 40 | 2004 | MW Buie | órbita muito pobre, pode não ser um objeto destacado |
2004 VN 112 | 222 | 6,5 | 47,308 | 315 | 584 | 326.925 | 2004 | Cerro Tololo (não especificado) | |
2004 XR 190 | 612 | 4,1 | 51,085 | 57,336 | 63.586 | 284,93 | 2004 |
RL Allen , BJ Gladman , JJ Kavelaars J.-M. Petit , JW Parker , P. Nicholson |
pseudo-Sednoid, inclinação muito alta; Neptune Mean Motion Resonance (MMR) junto com a Kozai Resonance (KR) modificou a excentricidade e inclinação de 2004 XR 190 para obter um periélio muito alto |
2005 CG 81 | 267 | 6,1 | 41,03 | 54,10 | 67,18 | 57,12 | 2005 | CFEPS | - |
2005 EO 297 | 161 | 7,2 | 41,215 | 62,98 | 84,75 | 349,86 | 2005 | MW Buie | - |
2005 TB 190 | 372 | 4,5 | 46,197 | 75.546 | 104,896 | 171,023 | 2005 | AC Becker , AW Puckett , JM Kubica | A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um alto periélio |
2006 AO 101 | 168 | 7,1 | - | - | - | - | 2006 | Mauna Kea (não especificado) | órbita extremamente pobre, pode não ser um TNO |
2007 JJ 43 | 558 | 4,5 | 40.383 | 48.390 | 56,397 | 6,536 | 2007 | Palomar (não especificado) | KBO clássico limítrofe |
2007 LE 38 | 176 | 7,0 | 41,798 | 54,56 | 67,32 | 53,96 | 2007 | Mauna Kea (não especificado) | - |
2008 ST 291 | 640 | 4,2 | 42,27 | 99,3 | 156,4 | 324,37 | 2008 | ME Schwamb , ME Brown , DL Rabinowitz | ≈1: 6 ressonância de Netuno |
2009 KX 36 | 111 | 8,0 | - | 100 | 100 | - | 2009 | Mauna Kea (não especificado) | órbita extremamente pobre, pode não ser um TNO |
2010 DN 93 | 486 | 4,7 | 45,102 | 55,501 | 65,90 | 33,01 | 2010 | Pan-STARRS | ≈2: 5 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um alto periélio |
2010 ER 65 | 404 | 5.0 | 40.035 | 99,71 | 159,39 | 324,19 | 2010 | DL Rabinowitz , SW Tourtellotte | - |
2010 GB 174 | 222 | 6,5 | 48,8 | 360 | 670 | 347,7 | 2010 | Mauna Kea (não especificado) | - |
2012 FH 84 | 161 | 7,2 | 42 | 56 | 70 | 10 | 2012 | Las Campanas (não especificado) | - |
2012 VP 113 | 702 | 4,0 | 80,47 | 256 | 431 | 293,8 | 2012 | SS Sheppard , CA Trujillo | Sednoid |
2013 FQ 28 | 280 | 6,0 | 45,9 | 63,1 | 80,3 | 230 | 2013 | SS Sheppard , CA Trujillo | ≈1: 3 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um alto periélio |
2013 FT 28 | 202 | 6,7 | 43,5 | 310 | 580 | 40,3 | 2013 | SS Sheppard | - |
2013 GP 136 | 212 | 6,6 | 41.061 | 155,1 | 269,1 | 42,38 | 2013 | OSSOS | - |
2013 GQ 136 | 222 | 6,5 | 40,79 | 49,06 | 57,33 | 155,3 | 2013 | OSSOS | KBO clássico limítrofe |
2013 GG 138 | 212 | 6,6 | 46,64 | 47,792 | 48.946 | 128 | 2013 | OSSOS | KBO clássico limítrofe |
2013 JD 64 | 111 | 8,0 | 42,603 | 73,12 | 103,63 | 178,0 | 2013 | OSSOS | - |
2013 JJ 64 | 147 | 7,4 | 44,04 | 48,158 | 52,272 | 179,8 | 2013 | OSSOS | KBO clássico limítrofe |
2013 SY 99 | 202 | 6,7 | 50,02 | 694 | 1338 | 32,1 | 2013 | OSSOS | - |
2013 SK 100 | 134 | 7,6 | 45,468 | 61,61 | 77,76 | 11,5 | 2013 | OSSOS | - |
2013 UT 15 | 255 | 6,3 | 43,89 | 195,7 | 348 | 252,33 | 2013 | OSSOS | - |
2013 UB 17 | 176 | 7,0 | 44,49 | 62,31 | 80,13 | 308,93 | 2013 | OSSOS | - |
2013 VD 24 | 128 | 7,8 | 40 | 50 | 70 | 197 | 2013 | Pesquisa de energia escura | órbita muito pobre, pode não ser um objeto destacado |
2013 YJ 151 | 336 | 5,4 | 40.866 | 72,35 | 103,83 | 141,83 | 2013 | Pan-STARRS | - |
2014 EZ 51 | 770 | 3,7 | 40,70 | 52,49 | 64,28 | 329,84 | 2014 | Pan-STARRS | - |
2014 FC 69 | 533 | 4,6 | 40,28 | 73,06 | 105,8 | 190,57 | 2014 | SS Sheppard , CA Trujillo | |
2014 FZ 71 | 185 | 6,9 | 55,9 | 76,2 | 96,5 | 245 | 2014 | SS Sheppard , CA Trujillo | pseudo-Sednoid; ≈1: 4 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um periélio muito alto |
2014 FC 72 | 509 | 4,5 | 51.670 | 76,329 | 100,99 | 32,85 | 2014 | Pan-STARRS | pseudo-Sednoid; ≈1: 4 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um periélio muito alto |
2014 JM 80 | 352 | 5,5 | 46,00 | 63,00 | 80,01 | 96,1 | 2014 | Pan-STARRS | ≈1: 3 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um alto periélio |
2014 JS 80 | 306 | 5,5 | 40.013 | 48,291 | 56.569 | 174,5 | 2014 | Pan-STARRS | KBO clássico limítrofe |
2014 JO 394 | 423 | 5.0 | 40,80 | 52,97 | 65,14 | 271,60 | 2014 | Pan-STARRS | em 3: 7 ressonância de Netuno |
2014 QR 441 | 193 | 6,8 | 42,6 | 67,8 | 93,0 | 283 | 2014 | Pesquisa de energia escura | - |
2014 SR 349 | 202 | 6,6 | 47,6 | 300 | 540 | 341,1 | 2014 | SS Sheppard , CA Trujillo | - |
2014 SS 349 | 134 | 7,6 | 45 | 140 | 240 | 148 | 2014 | SS Sheppard , CA Trujillo | ≈2: 10 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um alto periélio |
2014 ST 373 | 330 | 5,5 | 50,13 | 104,0 | 157,8 | 297,52 | 2014 | Pesquisa de energia escura | - |
2014 UT 228 | 154 | 7,3 | 43,97 | 48.593 | 53,216 | 49,9 | 2014 | OSSOS | KBO clássico limítrofe |
2014 UA 230 | 222 | 6,5 | 42,27 | 55.05 | 67,84 | 132,8 | 2014 | OSSOS | - |
2014 UO 231 | 97 | 8,3 | 42,25 | 55,11 | 67,98 | 234,56 | 2014 | OSSOS | - |
2014 WK 509 | 584 | 4,0 | 40,08 | 50,79 | 61,50 | 135,4 | 2014 | Pan-STARRS | - |
2014 WB 556 | 147 | 7,4 | 42,6 | 280 | 520 | 234 | 2014 | Pesquisa de energia escura | - |
2015 AL 281 | 293 | 6,1 | 42 | 48 | 54 | 120 | 2015 | Pan-STARRS | orbita de KBO clássica limítrofe muito pobre, pode não ser um objeto destacado |
2015 AM 281 | 486 | 4,8 | 41.380 | 55,372 | 69.364 | 157,72 | 2015 | Pan-STARRS | - |
2015 BE 519 | 352 | 5,5 | 44,82 | 47.866 | 50,909 | 293,2 | 2015 | Pan-STARRS | KBO clássico limítrofe |
2015 FJ 345 | 117 | 7,9 | 51 | 63,0 | 75,2 | 78 | 2015 | SS Sheppard , CA Trujillo | pseudo-Sednoid; ≈1: 3 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um periélio muito alto |
2015 GP 50 | 222 | 6,5 | 40,4 | 55,2 | 70,0 | 130 | 2015 | SS Sheppard , CA Trujillo | - |
2015 KH 162 | 671 | 3,9 | 41,63 | 62,29 | 82,95 | 296,805 | 2015 | SS Sheppard , DJ Tholen , CA Trujillo | - |
2015 KG 163 | 101 | 8,3 | 40,502 | 826 | 1610 | 32,06 | 2015 | OSSOS | - |
2015 KH 163 | 117 | 7,9 | 40,06 | 157,2 | 274 | 230,29 | 2015 | OSSOS | ≈1: 12 ressonância de Netuno |
2015 KE 172 | 106 | 8,1 | 44,137 | 133,12 | 222,1 | 15,43 | 2015 | OSSOS | 1: 9 ressonância de Netuno |
2015 KG 172 | 280 | 6,0 | 42 | 55 | 69 | 35 | 2015 |
RL Allen D. James D. Herrera |
órbita bastante pobre, pode não ser um objeto destacado |
2015 KQ 174 | 154 | 7,3 | 49,31 | 55,40 | 61,48 | 294,0 | 2015 | Mauna Kea (não especificado) | pseudo-Sednoid; ≈2: 5 ressonância de Netuno; A ressonância de movimento médio de Netuno (MMR) junto com a ressonância de Kozai (KR) modificou a excentricidade e inclinação para obter um periélio muito alto |
2015 RX 245 | 255 | 6,2 | 45,5 | 410 | 780 | 65,3 | 2015 | OSSOS | - |
Leleākūhonua | 300 | 5,5 | 65,02 | 1042 | 2019 | 118,0 | 2015 | SS Sheppard , CA Trujillo , DJ Tholen | Sednoid |
2017 DP 121 | 161 | 7,2 | 40,52 | 50,48 | 60,45 | 217,9 | 2017 | - | |
2017 FP 161 | 168 | 7,1 | 40,88 | 47,99 | 55,1 | 218 | 2017 | KBO clássico limítrofe | |
2017 SN 132 | 97 | 5,8 | 40.949 | 79.868 | 118,786 | 148,769 | 2017 | SS Sheppard , CA Trujillo , DJ Tholen | |
2018 VM 35 | 134 | 7,6 | 45,289 | 240.575 | 435.861 | 302,008 | 2018 | ??? |
Os objetos a seguir também podem ser geralmente considerados objetos destacados, embora com distâncias de periélio ligeiramente mais baixas de 38-40 UA.
Designação | Diâmetro (km) |
H |
q (AU) |
a (AU) |
Q (AU) |
ω (°) | Ano da Descoberta |
Descobridor | Notas e referências |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
2003 HB 57 | 147 | 7,4 | 38,116 | 166,2 | 294 | 11.082 | 2003 | Mauna Kea (não especificado) | - |
2003 SS 422 | 168 | > 7,1 | 39 | 200 | 400 | 210 | 2003 | Cerro Tololo (não especificado) | órbita muito pobre, pode não ser um objeto destacado |
2005 RH 52 | 128 | 7,8 | 38,957 | 152,6 | 266,3 | 32,285 | 2005 | CFEPS | - |
2007 TC 434 | 168 | 7,0 | 39.577 | 128,41 | 217,23 | 351,010 | 2007 | Las Campanas (não especificado) | 1: 9 ressonância de Netuno |
2012 FL 84 | 212 | 6,6 | 38,607 | 106,25 | 173,89 | 141.866 | 2012 | Pan-STARRS | - |
2014 FL 72 | 193 | 6,8 | 38,1 | 104 | 170 | 259,49 | 2014 | Cerro Tololo (não especificado) | - |
2014 JW 80 | 352 | 5,5 | 38.161 | 142,62 | 247,1 | 131,61 | 2014 | Pan-STARRS | - |
2014 YK 50 | 293 | 5,6 | 38.972 | 120,52 | 202,1 | 169,31 | 2014 | Pan-STARRS | - |
2015 GT 50 | 88 | 8,6 | 38,46 | 333 | 627 | 129,3 | 2015 | OSSOS | - |
Veja também
- Objeto clássico do cinturão de Kuiper
- Lista de objetos do Sistema Solar por maior afélio
- Lista de objetos transnetunianos
- Objeto transnetuniano extremo
- Planetas além de Netuno
Notas
Referências