En astronomía , los plutinos son un grupo dinámico de objetos transneptunianos que orbitan en resonancia de movimiento medio 2: 3 con Neptuno . Esto significa que por cada dos órbitas que hace un plutino, Neptuno orbita tres veces. El planeta enano Plutón es el miembro más grande y el homónimo de este grupo. Los plutinos llevan el nombre de criaturas mitológicas asociadas con el inframundo.
Los plutinos forman la parte interior del cinturón de Kuiper y representan aproximadamente una cuarta parte de los objetos conocidos del cinturón de Kuiper . También son la clase conocida más poblada de objetos transneptunianos resonantes (ver también el cuadro adjunto con una lista jerárquica) . Aparte del propio Plutón, el primer plutino, (385185) 1993 RO , fue descubierto el 16 de septiembre de 1993.
Órbitas
Origen
Se cree que los objetos que se encuentran actualmente en resonancia orbital media con Neptuno inicialmente siguieron una variedad de trayectorias heliocéntricas independientes. A medida que Neptuno emigró hacia el exterior al principio de la historia del Sistema Solar (ver orígenes del cinturón de Kuiper ), los cuerpos a los que se acercó se habrían dispersado; durante este proceso, algunos de ellos habrían sido capturados en resonancias. [1] La resonancia 3: 2 es una resonancia de orden bajo y, por lo tanto, es la más fuerte y estable entre todas las resonancias. [2] Esta es la razón principal por la que tiene una población más grande que las otras resonancias neptunianas encontradas en el Cinturón de Kuiper. La nube de cuerpos de baja inclinación más allá de 40 AU es la familia cubewano , mientras que los cuerpos con excentricidades más altas (0.05 a 0.34) y semiejes mayores cercanos a la resonancia de Neptuno 3: 2 son principalmente plutinos. [3]
Características orbitales
Si bien la mayoría de los plutinos tienen inclinaciones orbitales relativamente bajas , una fracción significativa de estos objetos sigue órbitas similares a las de Plutón, con inclinaciones en el rango de 10-25 ° y excentricidades alrededor de 0.2-0.25; Tales órbitas dan como resultado que muchos de estos objetos tengan perihelia cerca o incluso dentro de la órbita de Neptuno, mientras que simultáneamente tienen afelios que los acercan al borde exterior del cinturón de Kuiper principal (donde los objetos en una resonancia 1: 2 con Neptuno, los Twotinos, se encuentran).
Los períodos orbitales de los plutinos se agrupan alrededor de 247,3 años (1,5 × período orbital de Neptuno), variando como máximo unos pocos años a partir de este valor.
Los plutinos inusuales incluyen:
- 2005 TV 189 , que sigue la órbita más inclinada (34,5 °)
- (15875) 1996 TP 66 , que tiene la órbita más elíptica (su excentricidad es 0.33), con el perihelio a medio camino entre Urano y Neptuno
- (470308) 2007 JH 43 siguiendo una órbita cuasi circular
- 2002 VX 130 descansando casi perfectamente sobre la eclíptica (inclinación inferior a 1,5 °)
Véase también la comparación con la distribución de los cubewanos .
Estabilidad a largo plazo
La influencia de Plutón sobre los otros plutinos se ha descuidado históricamente debido a su masa relativamente pequeña. Sin embargo, el ancho de resonancia (el rango de semiejes compatibles con la resonancia) es muy estrecho y solo unas pocas veces más grande que la esfera de Plutón Hill (influencia gravitacional). En consecuencia, dependiendo de la excentricidad original, algunos plutinos eventualmente serán expulsados de la resonancia por interacciones con Plutón. [4] Las simulaciones numéricas sugieren que las órbitas de los plutinos con una excentricidad entre un 10% y un 30% más pequeñas o más grandes que las de Plutón no son estables en escalas de tiempo de Ga . [5]
Diagramas orbitales
Los movimientos de Orcus y Plutón en un bastidor giratorio con un período igual a Neptuno 's período orbital (manteniendo estacionaria Neptuno.)
Órbitas y tamaños de los plutinos más grandes (y la referencia no plutina 2002 KX 14 ). La excentricidad orbitaria está representada por segmentos que se extienden horizontalmente desde el perihelio al afelio ; la inclinación se muestra en el eje vertical.
La distribución de plutinos (y la referencia no plutina 2002 KX 14 ). Los insertos pequeños muestran histogramas para las distribuciones de inclinación y excentricidad orbital.
Objetos más brillantes
Los plutinos más brillantes que H V = 6 incluyen:
Objeto | a (AU) | q (AU) | yo (°) | H [ cita requerida ] | Diámetro (km) [ cita requerida ] | Masa (10 20 kg) [ cita requerida ] | Albedo [ cita requerida ] | V − R [ cita requerida ] | Año de descubrimiento | Descubridor | Refs |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
134340 Plutón | 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 | Estudio de la eclíptica profunda | JPL |
2017 DE 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 | ORDENADO | 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 Ferrín | 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 (triple) | 0,1275 ± 0,0006 | 0,079+0.013 −0.011 | 0,70 ± 0,03 | 1999 | EP Rubenstein, L.-G. Cochecito | JPL |
(307463) 2002 VU 130 | 39,3 | 31,2 | 14.0 | 5,47 ± 0,83 | 252,933.6 -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 | ORDENADO | 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 | ORDENADO | JPL |
Referencias
- ^ Malhotra, Renu (1995). "El origen de la órbita de Plutón: implicaciones para el sistema solar más allá de Neptuno". Revista astronómica . 110 : 420. arXiv : astro-ph / 9504036 . Código bibliográfico : 1995AJ .... 110..420M . doi : 10.1086 / 117532 . S2CID 10622344 .
- ^ Almeida, AJC; Peixinho, N .; Correia, ACM (diciembre de 2009). "Neptune Trojans & Plutinos: colores, tamaños, dinámica y sus posibles colisiones" . Astronomía y Astrofísica . 508 (2): 1021–1030. arXiv : 0910.0865 . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200911943 . S2CID 53772214 . Consultado el 20 de julio de 2019 .
- ^ Lewis, John S. (2004). Física y Química del Sistema Solar . Centauros y objetos transneptunianos. Prensa académica. págs. 409–412. ISBN 012446744X. Consultado el 21 de julio de 2019 .
- ^ Wan, X.-S; Huang, T.-Y. (2001). "La evolución de la órbita de 32 plutinos durante 100 millones de años" . Astronomía y Astrofísica . 368 (2): 700–705. Bibcode : 2001A y A ... 368..700W . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20010056 .
- ^ Yu, Qingjuan; Tremaine, Scott (1999). "La dinámica de los plutinos". Revista astronómica . 118 (4): 1873–1881. arXiv : astro-ph / 9904424 . Código bibliográfico : 1999AJ .... 118.1873Y . doi : 10.1086 / 301045 . S2CID 14482507 .
- D. Jewitt, A.Delsanti El sistema solar más allá de los planetas en la actualización del sistema solar: revisiones actuales y oportunas en las ciencias del sistema solar , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006). Preimpresión del artículo (pdf)
- Bernstein GM, Trilling DE, Allen RL, Brown KE, Holman M., Malhotra R. La distribución de tamaño de los cuerpos transneptunianos. The Astronomical Journal, 128 , 1364-1390. preimpresión en arXiv
- Base de datos de Minor Planet Center Orbit (MPCORB) a partir del 2008-10-05.
- La Circular de Planetas Menores 2008-S05 (octubre de 2008) Se utilizó planetas menores distantes para la clasificación de la órbita.
enlaces externos
- David Jewitt sobre Plutinos
- Minor Planet Center, Lista de TNO
- Lista MPC de planetas menores distantes