Los objetos separados son una clase dinámica de planetas menores en los confines del Sistema Solar y pertenecen a la familia más amplia de objetos transneptunianos (TNO). Estos objetos tienen órbitas cuyos puntos de acercamiento más cercano al Sol ( perihelio ) están lo suficientemente alejados de la influencia gravitacional de Neptuno que solo se ven afectados moderadamente por Neptuno y los otros planetas conocidos: esto los hace parecer "separados" del resto. del Sistema Solar, excepto por su atracción por el Sol. [1] [2]
| TNO resonante y Plutino Cubewanos (KBO clásico) | Objeto de disco disperso Objeto separado |
De esta manera, los objetos desprendidos difieren sustancialmente de la mayoría de los otros TNO conocidos, que forman un conjunto poco definido de poblaciones que han sido perturbadas en diversos grados en su órbita actual por encuentros gravitacionales con los planetas gigantes , predominantemente Neptuno. Los objetos desprendidos tienen perihelia más grande que estas otras poblaciones de TNO, incluidos los objetos en resonancia orbital con Neptuno, como Plutón , los objetos clásicos del cinturón de Kuiper en órbitas no resonantes como Makemake y los objetos de disco dispersos como Eris .
Los objetos desprendidos también se han referido en la literatura científica como objetos de disco dispersos extendidos (E-SDO), [3] objetos separados distantes (DDO), [4] o dispersos-extendidos , como en la clasificación formal de Deep Ecliptic Survey. . [5] Esto refleja la gradación dinámica que puede existir entre los parámetros orbitales del disco disperso y la población separada.
Al menos nueve de estos cuerpos han sido identificados de forma segura [6], de los cuales el más grande, más distante y más conocido es Sedna . Aquellos con perihelia mucho más allá del acantilado de Kuiper se denominan sednoides . A partir de 2018, hay tres sednoides conocidos, Sedna, 2012 VP 113 y Leleākūhonua .
Órbitas
Los objetos desprendidos tienen perihelia mucho más grande que el afelio de Neptuno. A menudo tienen órbitas muy elípticas y muy grandes con ejes semi-principales de hasta unos pocos cientos de unidades astronómicas (AU, el radio de la órbita de la Tierra). Tales órbitas no pueden haber sido creadas por la dispersión gravitacional de los planetas gigantes , ni siquiera Neptuno. En cambio, se han presentado una serie de explicaciones, incluido un encuentro con una estrella que pasa [7] o un objeto distante del tamaño de un planeta , [4] o el propio Neptuno (que alguna vez pudo haber tenido una órbita mucho más excéntrica, desde la cual podría haber arrastrado los objetos a su órbita actual) [8] [9] [10] [11] [12] o planetas expulsados (presentes en los inicios del Sistema Solar que fueron expulsados). [13] [14] [15]
La clasificación sugerida por el equipo de Deep Ecliptic Survey introduce una distinción formal entre objetos cercanos dispersos (que podrían ser dispersados por Neptuno) y objetos extendidos dispersos (por ejemplo, 90377 Sedna ) usando un valor de parámetro de Tisserand de 3. [5]
La hipótesis del Planeta Nueve sugiere que las órbitas de varios objetos desprendidos pueden explicarse por la influencia gravitacional de un gran planeta no observado entre 200 AU y 1200 AU del Sol y / o la influencia de Neptuno. [dieciséis]
Clasificación
Los objetos separados son una de las cinco clases dinámicas distintas de TNO; las otras cuatro clases son objetos clásicos Kuiper-correa , objetos resonantes , objetos de discos dispersos (SDO), y sednoids . Los objetos desprendidos generalmente tienen una distancia de perihelio superior a 40 AU, lo que disuade las interacciones fuertes con Neptuno, que tiene una órbita aproximadamente circular a unas 30 AU del Sol. Sin embargo, no hay límites claros entre las regiones dispersas y separadas, ya que ambas pueden coexistir como TNO en una región intermedia con una distancia de perihelio entre 37 y 40 AU. [6] Uno de esos cuerpos intermedios con una órbita bien determinada es (120132) 2003 FY 128 .
El descubrimiento de 90377 Sedna en 2003, junto con algunos otros objetos descubiertos en esa época, como (148209) 2000 CR 105 y 2004 XR 190 , ha motivado la discusión de una categoría de objetos distantes que también pueden ser objetos internos de la nube de Oort o ( más probablemente) objetos de transición entre el disco disperso y la nube interna de Oort. [2]
Aunque Sedna es considerado oficialmente un objeto de disco disperso por el MPC, su descubridor Michael E. Brown ha sugerido que debido a que su distancia de perihelio de 76 AU es demasiado distante para verse afectada por la atracción gravitacional de los planetas exteriores, debería considerarse un objeto interno. -Oort-objeto de nube en lugar de un miembro del disco disperso. [17] Esta clasificación de Sedna como objeto separado se acepta en publicaciones recientes. [18]
Esta línea de pensamiento sugiere que la falta de una interacción gravitacional significativa con los planetas exteriores crea un grupo externo extendido que comienza en algún lugar entre Sedna (perihelio 76 AU) y SDO más convencionales como 1996 TL 66 (perihelio 35 AU), que se enumera como un objeto disperso cerca de Deep Ecliptic Survey. [19]
Influencia de Neptuno
Uno de los problemas con la definición de esta categoría extendida es que pueden existir resonancias débiles y sería difícil de probar debido a perturbaciones planetarias caóticas y la falta actual de conocimiento de las órbitas de estos objetos distantes. Tienen períodos orbitales de más de 300 años y la mayoría solo se han observado durante un breve arco de observación de un par de años. Debido a su gran distancia y movimiento lento contra las estrellas de fondo, pueden pasar décadas antes de que la mayoría de estas órbitas distantes se determinen lo suficientemente bien como para confirmar o descartar con seguridad una resonancia . Una mayor mejora en la órbita y la resonancia potencial de estos objetos ayudará a comprender la migración de los planetas gigantes y la formación del Sistema Solar. Por ejemplo, las simulaciones de Emel'yanenko y Kiseleva en 2007 muestran que muchos objetos distantes podrían estar en resonancia con Neptuno . Muestran una probabilidad del 10% de que 2000 CR 105 esté en una resonancia de 20: 1, una probabilidad del 38% de que 2003 QK 91 esté en una resonancia de 10: 3 y una probabilidad del 84% de que (82075) 2000 YW 134 esté en una resonancia de 8 : 3 resonancia. [20] El probable planeta enano (145480) 2005 TB 190 parece tener menos del 1% de probabilidad de estar en una resonancia de 4: 1. [20]
Influencia de planetas hipotéticos más allá de Neptuno
Mike Brown, quien hizo la hipótesis del Planeta Nueve , hace una observación de que "todos los objetos distantes conocidos que se alejan incluso un poco del Kuiper parecen estar agrupados bajo la influencia de este planeta hipotético (específicamente, objetos con semieje mayor > 100 AU y perihelio> 42 AU) ". [21] Carlos de la Fuente Marcos y Ralph de la Fuente Marcos han calculado que algunas de las conmensurabilidades estadísticamente significativas son compatibles con la hipótesis del Planeta Nueve; en particular, una serie de objetos [a] que se denominan objetos neptunianos trans extremos ( ETNO ). [24] puede quedar atrapado en las resonancias de movimiento medio 5: 3 y 3: 1 con un supuesto Planeta Nueve con un semieje mayor ∼700 AU. [25]
Posibles objetos desprendidos
Esta es una lista de objetos conocidos por disminución del perihelio , que no podrían ser fácilmente dispersados por la órbita actual de Neptuno y, por lo tanto, es probable que sean objetos desprendidos, pero que se encuentran dentro del espacio del perihelio de ≈50-75 AU que define los sednoides : [26 ] [27] [28] [29] [30] [31]
Los objetos que se enumeran a continuación tienen un perihelio de más de 40 AU y un semieje mayor de más de 47,7 AU (la resonancia 1: 2 con Neptuno y el límite exterior aproximado del Cinturón de Kuiper) [32]
| Designacion | Diámetro [33] (km) | H | q (AU) | a (AU) | Q (AU) | ω (°) | Año de descubrimiento | Descubridor | Notas y referencias |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 2000 CR 105 | 243 | 6.3 | 44.252 | 221,2 | 398 | 316,93 | 2000 | MW Buie | [34] |
| 2000 YW 134 | 216 | 4,7 | 41.207 | 57.795 | 74.383 | 316.481 | 2000 | Spacewatch | ≈3: 8 resonancia de Neptuno |
| 2001 FL 193 | 81 | 8.7 | 40,29 | 50,26 | 60,23 | 108,6 | 2001 | RL Allen , G. Bernstein , R. Malhotra | órbita extremadamente pobre, podría no ser un TNO |
| 2001 KA 77 | 634 | 5,0 | 43,41 | 47,74 | 52.07 | 120,3 | 2001 | MW Buie | KBO clásico limítrofe |
| 2002 CP 154 | 222 | 6.5 | 42 | 52 | 62 | 50 | 2002 | MW Buie | órbita bastante pobre, pero definitivamente un objeto desprendido |
| 2003 UY 291 | 147 | 7.4 | 41.19 | 48,95 | 56,72 | 15,6 | 2003 | MW Buie | KBO clásico limítrofe |
| Sedna | 995 | 1,5 | 76.072 | 483,3 | 890 | 311,61 | 2003 | ME Brown , CA Trujillo , DL Rabinowitz | Sednoide |
| 2004 PD 112 | 267 | 6.1 | 40 | 70 | 90 | 40 | 2004 | MW Buie | órbita muy pobre, puede que no sea un objeto desprendido |
| 2004 VN 112 | 222 | 6.5 | 47.308 | 315 | 584 | 326,925 | 2004 | Cerro Tololo (sin especificar) | [35] [36] [37] |
| 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-sednoide, inclinación muy alta; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación de 2004 XR 190 para obtener un perihelio muy alto [34] [38] [39] |
| 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 | La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio alto [39] |
| 2006 AO 101 | 168 | 7.1 | - | - | - | - | 2006 | Mauna Kea (sin especificar) | órbita extremadamente pobre, podría no ser un TNO |
| 2007 JJ 43 | 558 | 4.5 | 40.383 | 48.390 | 56.397 | 6.536 | 2007 | Palomar (no especificado) | KBO clásico limítrofe |
| 2007 LE 38 | 176 | 7.0 | 41.798 | 54,56 | 67,32 | 53,96 | 2007 | Mauna Kea (sin especificar) | - |
| 2008 ST 291 | 640 | 4.2 | 42,27 | 99,3 | 156,4 | 324,37 | 2008 | ME Schwamb , ME Brown , DL Rabinowitz | ≈1: 6 resonancia de Neptuno |
| 2009 KX 36 | 111 | 8.0 | - | 100 | 100 | - | 2009 | Mauna Kea (sin especificar) | órbita extremadamente pobre, podría no ser un TNO |
| 2010 DN 93 | 486 | 4,7 | 45.102 | 55.501 | 65,90 | 33.01 | 2010 | Pan-STARRS | ≈2: 5 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio alto [39] |
| 2010 ER 65 | 404 | 5,0 | 40.035 | 99,71 | 159,39 | 324.19 | 2010 | DL Rabinowitz , suroeste de Tourtellotte | - |
| 2010 GB 174 | 222 | 6.5 | 48,8 | 360 | 670 | 347,7 | 2010 | Mauna Kea (sin especificar) | - |
| 2012 FH 84 | 161 | 7.2 | 42 | 56 | 70 | 10 | 2012 | Las Campanas (sin especificar) | - |
| 2012 VP 113 | 702 | 4.0 | 80,47 | 256 | 431 | 293,8 | 2012 | SS Sheppard , CA Trujillo | Sednoide |
| 2013 FQ 28 | 280 | 6.0 | 45,9 | 63,1 | 80,3 | 230 | 2013 | SS Sheppard , CA Trujillo | ≈1: 3 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio alto [39] |
| 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 clásico limítrofe |
| 2013 GG 138 | 212 | 6.6 | 46,64 | 47.792 | 48,946 | 128 | 2013 | OSSOS | KBO clásico 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 clásico 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 | Encuesta de energía oscura | órbita muy pobre, puede que no sea un objeto desprendido |
| 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-sednoide; ≈1: 4 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio muy alto [39] |
| 2014 FC 72 | 509 | 4.5 | 51.670 | 76.329 | 100,99 | 32,85 | 2014 | Pan-STARRS | pseudo-sednoide; ≈1: 4 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio muy alto [39] |
| 2014 JM 80 | 352 | 5.5 | 46,00 | 63,00 | 80.01 | 96,1 | 2014 | Pan-STARRS | ≈1: 3 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio alto [39] |
| 2014 JS 80 | 306 | 5.5 | 40.013 | 48.291 | 56.569 | 174,5 | 2014 | Pan-STARRS | KBO clásico limítrofe |
| 2014 DO 394 | 423 | 5,0 | 40,80 | 52,97 | 65,14 | 271.60 | 2014 | Pan-STARRS | en 3: 7 resonancia de Neptuno |
| 2014 QR 441 | 193 | 6,8 | 42,6 | 67,8 | 93,0 | 283 | 2014 | Encuesta de energía oscura | - |
| 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 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio alto [40] |
| 2014 ST 373 | 330 | 5.5 | 50,13 | 104,0 | 157,8 | 297,52 | 2014 | Encuesta de energía oscura | - |
| 2014 UT 228 | 154 | 7.3 | 43,97 | 48.593 | 53.216 | 49,9 | 2014 | OSSOS | KBO clásico 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 | Encuesta de energía oscura | - |
| 2015 AL 281 | 293 | 6.1 | 42 | 48 | 54 | 120 | 2015 | Pan-STARRS | órbita clásica límite de KBO muy pobre, podría no ser un objeto separado |
| 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 clásico limítrofe |
| 2015 FJ 345 | 117 | 7,9 | 51 | 63,0 | 75,2 | 78 | 2015 | SS Sheppard , CA Trujillo | pseudo-sednoide; ≈1: 3 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio muy alto [39] |
| 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 KILOGRAMOS 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 resonancia de Neptuno |
| 2015 KE 172 | 106 | 8.1 | 44.137 | 133,12 | 222.1 | 15.43 | 2015 | OSSOS | 1: 9 resonancia de Neptuno |
| 2015 KG 172 | 280 | 6.0 | 42 | 55 | 69 | 35 | 2015 | RL Allen D. James D. Herrera | órbita bastante pobre, puede que no sea un objeto desprendido |
| 2015 KQ 174 | 154 | 7.3 | 49,31 | 55,40 | 61,48 | 294,0 | 2015 | Mauna Kea (sin especificar) | pseudo-sednoide; ≈2: 5 resonancia de Neptuno; La resonancia de movimiento medio de Neptuno (MMR) junto con la resonancia de Kozai (KR) modificaron la excentricidad y la inclinación para obtener un perihelio muy alto [39] |
| 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 | Sednoide |
| 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 clásico 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 | ??? |
En general, también se puede pensar que los siguientes objetos son objetos desprendidos, aunque con distancias de perihelio ligeramente más bajas de 38-40 AU.
| Designacion | Diámetro [33] (km) | H | q (AU) | a (AU) | Q (AU) | ω (°) | Discovery Year | Discoverer | Notes & Refs |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 2003 HB57 | 147 | 7.4 | 38.116 | 166.2 | 294 | 11.082 | 2003 | Mauna Kea (unspecified) | — |
| 2003 SS422 | 168 | >7.1 | 39 | 200 | 400 | 210 | 2003 | Cerro Tololo (unspecified) | orbit very poor, might not be a detached object |
| 2005 RH52 | 128 | 7.8 | 38.957 | 152.6 | 266.3 | 32.285 | 2005 | CFEPS | — |
| 2007 TC434 | 168 | 7.0 | 39.577 | 128.41 | 217.23 | 351.010 | 2007 | Las Campanas (unspecified) | 1:9 Neptune resonance |
| 2012 FL84 | 212 | 6.6 | 38.607 | 106.25 | 173.89 | 141.866 | 2012 | Pan-STARRS | — |
| 2014 FL72 | 193 | 6.8 | 38.1 | 104 | 170 | 259.49 | 2014 | Cerro Tololo (unspecified) | — |
| 2014 JW80 | 352 | 5.5 | 38.161 | 142.62 | 247.1 | 131.61 | 2014 | Pan-STARRS | — |
| 2014 YK50 | 293 | 5.6 | 38.972 | 120.52 | 202.1 | 169.31 | 2014 | Pan-STARRS | — |
| 2015 GT50 | 88 | 8.6 | 38.46 | 333 | 627 | 129.3 | 2015 | OSSOS | — |
Ver también
- Classical Kuiper belt object
- List of Solar System objects by greatest aphelion
- List of trans-Neptunian objects
- Extreme trans-Neptunian object
- Planets beyond Neptune
Notas
- ^ Twelve minor planets with a semi-major axis greater than 150 AU and perihelion greater than 30 AU are known.[22] 2003 SS422 is excluded from the count because it has an observation arc of only 76 days and hence its semi-major axis is not known well enough.[23]
Referencias
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