# جرم وراء نبتوني رنان

في علم الفلك الجرم وراء نبتوني الرنان (بالإنجليزية: Resonant TNOs )‏ هو جرم وراء نبتوني حركتة المتوسطة في رنين مداري مع كوكب نبتون. الفترات المدارية للأجسام الرنانة في عدد صحيح بسيط في علاقة مع فترة نبتون المدارية على سبيل المثال. 1: 2، 2: 3 . يمكن أن تكون الأجرم وراء نبتونية الرنانة جزءا من جمهرة أجرام حزام كايبر الرئيسي، أو جزء من جمهرة أجرام القرص المتفرق.

## مناطق الإنتشار

يوضح الرسم البياني توزيع الأجرم الوراء نبتونية المعروفة. الأجرم وراء نبتونية الرنانة باللون الأحمر. وضعت علامة الرنين المدارية مع نبتون مع الأشرطة العمودية. 1: 1 يمثل موقع مدار نبتون والطروادة النبتونية، 2: 3 علامات مدار بلوتو والبلوتينوات، و 1: 2، 2: 5 الخ علامة عدد من الأسر الصغيرة.
ويشير التعيين 2: 3 أو 3: 2 إلى نفس الرنين بالنسبة إلى الأجرم الوراء نبتونية. ولا يوجد أي التباس، لأن الأجرم الوراء نبتونية بحكم تعريفها لها فترات مدارية أطول من نبتون. يعتمد الاستخدام على المؤلف ومجال البحث.

## المنشأ

الدراسات التحليلية الرقمية المفصلة للأجرم وراء نبتونية الرنانة أظهرت أن هذة الأجرم يجب أن يكون لها نطاقات نسبية ضيقة جدا. إذا كان محور الجرم شبه الرئيسي خارج هذه النطاقات الضيقة، يصبح المدار فوضويا، مع العناصر المدارية المتغيرة على نطاق واسع.
عند اكتشاف الأجرم وراء نبتونية وجد أن أكثر من 10٪ في رنين 2: 3، بعيدا عن التوزيع العشوائي.ويعتقد الآن أن الأجرم جمعت من مسافات أوسع من خلال الرنين الكاسح خلال هجرة نبتون.
قبل فترة طويلة من اكتشاف أول جرم وراء نبتوني، اقترح أن التفاعل بين الكواكب العملاقة وقرص الجسيمات الصغيرة الضخم من من شأنه إن يجعل المشتري يهاجر إلى الداخل وزحل، أورانوس وخاصة نبتون تهاجر إلى الخارج وذلك بفعل نقل الزخم الزاوي وخلال هذه الفترة القصيرة نسبيا من الزمن، سوف تجتاح فيها الأجرم وراء نبتونية الرنانة الفضاء، محاصرة الأجرم في مدارات رنانة أولية متفاوتة المركزية الشمسية.

## الأجرم وراء نبتونية الرنانة المعروفة
### الرنين 2: 3 («بلوتينوات»، فترة ~ 250 سنة)

أجرام الرنين 2: 3 عند 39.4 وحدة فلكية هي إلى حد بعيد الفئة المهيمنة بين الأجرم الرنانة، وتشمل 92 جرم مؤكد و 104 جرم عبارة عن الأعضاء المحتملة. تسمى الأجرم التالية في هذا الرنين المداراي بلوتينوات نسبة لبلوتو أول جرم اكتشف من هذا النوع. وتشمل البلوتينوات الكبيرة والمرقمة:
* الغول
* (84922) 2003 VS$_2$
* (208996) 2003 AZ$_{84}$
* 28978 إكسيون
* 38628 هويا

### الرنين 3: 5 (الفترة ~ 275 سنة)

جمهرة من 10 أجرام عند 42.3 وحدة فلكية اعتبارا من أكتوبر 2008، بما في ذلك:
* 126154$_{2001YH}$
* (15809) 1994 JS
* (143751) 2003 US$_{292}$

### الرنين 4: 7 (الفترة ~ 290 سنة)

وهناك عدد مهم آخر من الأجرم (20 جرم حددت اعتبارا من أكتوبر 2008) تدور حول الشمس عند 43.7 وحدة فلكية (في خضم الأجسام الكلاسيكية).هذة الأجرم صغيرة نوعا ما ومعظمها يتبع مدارات قريبة من مسار الشمس. وتشمل الأجرم ذات المدارات المعروفة جيدا:
* 1999 CD$_{158}$, الأكبر
* (119956) 2002 PA$_{149}$
* (160147) 2001 KN$_{76}$
* (119067) 2001 KP$_{76}$
* (119066) 2001 KJ$_{76}$
* (135024) 2001 KO$_{76}$
* (119070) 2001 KP$_{77}$
* (135742) 2002 PB$_{171}$
* (118378) 1999 HT$_{11}$
* (134568) 1999 RH$_{215}$
* (118698) 2000 OY$_{51}$

### الرنين 1: 2 («توتينوس»، الفترة ~ 330 سنة)

هذا الرنين عند 47.8 وحدة فلكية غالبا ما يعتبر الطرف الخارجي لحزام كايبر، الأجرم في هذا الرنين يشار إليها أحيانا باسم توتينوس.. ولهذة الأجرم ميل أقل من 15 درجة ومتوسط انحراف معتدل عموما (0.1 <e <0.3) عدد هذة الأجرم غير معروف وعلى الأرجح لم تنشأ في قرص الكواكب المصغرة الذي اجتاحة رنين هجرة نبتون، ولكن تم القبض عليها عندما كانت متناثرة بالفعل. وتشمل الأجرم ذات المدارات المعروفة (بالترتيب بحسب قدرها المطلق):
* (119979) 2002 WC$_{19}$
* (26308) 1998 SM$_{165}$
* (137295) 1999 RB$_{216}$
* (20161) 1996 TR$_{66}$
* (130391) 2000 JG$_{81}$
(ما مجموعه 14 جرم اعتبارا من أكتوبر 2008).

### الرنين 2: 5 (الفترة ~ 410 سنوات)

وتشمل الأجرم ذات المدارات المعروفة عند 55,4 وحدة فلكية:
* (84522) 2002 TC$_{302}$ كوكب قزم مرشح.
* (143707) 2003 UY$_{117}$
* (119068) 2001 KC$_{77}$
* (135571) 2002 GG$_{32}$
* (69988) 1998 WA$_{31}$
إجمالا، تصنف مدارات 11 جرم على أنها في رنين 2: 5 اعتبارا من أكتوبر 2008.

### رنين أعلى

ما يسمى بالرنين الأعلى لعدد محدود من الأجرم المعروفة، بما في ذلك الأجرم المرقمة التالية:
* 4:5 (35 AU, ~205 سنة) 131697$_{2001XH}$
* 3:4 (36.5 AU, ~220 سنة) (143685) 2003 SS$_{317}$, 15836$_{1995DA}$
* 5:9 (44.5 AU, ~295 سنة) 2002 GD$_{32}$
* 4:9 (52 AU, ~370 سنة) 42301$_{2001UR}$, (182397) 2001 QW$_{297}$
* 3:7 (53 AU, ~385 سنة) 131696$_{2001XT}$, 95625$_{2002GX}$, (183964) 2004 DJ$_{71}$, (181867) 1999 CV$_{118}$
* 5:12 (55 AU, ~395 سنة) 79978$_{1999CC}$, (119878) 2001 CY$_{224}$ (84% probability according to Emel’yanenko)
* 3:8 (57 AU, ~440 سنة) 82075$_{2000YW}$ (84% probability according to Emel’yanenko)
* 3:10 (67 AU, ~549 سنة) 225088$_{2007OR}$
* 2:7 (70 AU, ~580 سنة) 2010 EK$_{139}$, 2006 HX$_{122}$

### رنين بعيد وبسيط

وهناك عدد قليل من الأجرم المعروفة ذات رنين بعيد وبسيط
* 1:3 (62.5 AU, ~495 years) 136120$_{2003LG}$, (385607) 2005 EO$_{297}$
* 1:4 (76 AU, ~660 years) 2003 LA$_7$
* 1:5 (88 AU, ~820 years) 2003 YQ$_{179}$ O

### الرنين 1: 1 (طروادة نبتونية، الفترة ~ 165 سنة)

اكتشف عدد قليل من الأجرم تتبع مدرات محورها شبه الرئيسي مماثل لنبتون، بالقرب من نقاط لاغرانج لنبتون والشمس تسمى طروادة نبتونية، قياسا على طروادة (المشتري)، وهي في رنين 1: 1 مع نبتون. ويعرف منها تسعة اعتبارا من أكتوبر 2012:
* 2001 QR$_{322}$
* 385571 أوتريرا
* 2005 TN$_{53}$
* {(385695) 2005 تي أو74
* 2006 RJ$_{103}$
* 2007 VL$_{305}$
* 2008 LC$_{18}$
* 2004 KV$_{18}$
* 2011 إم إتش$_{102}$
فقط الأجسام الثلاثة الأخيرة بالقرب من نقاط لاغرانج نبتون L5 ؛ وتقع الأخرى في نقاط لاغرانج نبتون L4

## التماسك التزامني العرضي مقابل الرنين الحقيقي

أحد المخاوف هو أن الضعف الرنيني قد يكون موجود وسيكون من الصعب إثباتة بسبب عدم دقة المدارات الحالية لهذه الأجسام البعيدة. العديد من الأجسام لها فترات مدارية أكثر من 300 سنة، وقد رصدت معظمها خلال قوس مراقبة قصير مدتة بضع سنوات فقط ونظرا لبعدها الكبير وحركتها البطيئة مقابل النجوم في الخلفية. قد تمر عقود قبل أن يتم تحديد العديد من هذه المدارات البعيدة بدقة كافية للتأكد من ما إذا كان الرنين صحيحا أو عرضي. (أجسام الرنين الحقيقي تتأرجح بسلاسة في حين أن أجسام الرنين العرضي سوف تتفرق).
تبين عمليات المحاكاة التي قام بها إميلينينكو وكيسليفا في عام 2007 . تذبذب الجرم (131696) 2001 XT$_{254}$ في رنين 3: 7 مع نبتون. ويمكن أن يكون هذا التذبذب مستقرا لأقل من 100 مليون سنة إلى مليارات السنين.
ويظهر إميلينانكو وكيسليفا أيضا أن الجرم (48639) 1995 TL$_8$ لة احتمال أقل من 1٪ ليكون في رنين 3: 7 مع نبتون.

## نحو تعريف رسمي

فئات الجرم وراء نبتوني لا تحتوي على تعريفات دقيقة متفق عليها عالميا، وغالبا ما تكون الحدود غير واضحة ولا يعرف مفهوم الرنين بدقة. عرف مسح دائرة البروج العميق رسميا فئات ديناميكية محددة على أساس تكامل مدارات أمامية طويلة الأجل في ظل اضطرابات مجتمعة من جميع الكواكب العملاقة الأربعة.
بشكل عام، متوسط حركة الرنين قد لا يقتصر على فترات مدارية من الصيغة:
    $mp\cdot \lambda -mq\cdot \lambda _{mN}$
حيث p و q هي أعداد صحيحة صغيرة.λ و λ$_N$ هي على التوالي متوسط خط الطول الجرم ونبتون ولكن يمكن أن تشمل أيضا خط الطول الحضيضي وخطوط طول العقد المدارية.
الجرم الفلكي يرن إذا كانت بعض الأعداد الصحيحة الصغيرة (p، q، n، m، r، s)، فإن الحجة (الزاوية) المحددة أدناه متذبذبة:
    $\phi ={\rm {p\cdot \lambda -{\rm {q\cdot \lambda _{\rm {N}}-{\rm {m\cdot \varpi -{\rm {n\cdot \Omega -{\rm {r\cdot \varpi _{\rm {N}}-{\rm {s\cdot \Omega _{\rm {N}}}}}}}}}}}}}}$
* $\varpi$ خط الطول (الحضيضي)
* $\Omega$ خطوط الطول تمييز العقد الصاعدة
ويشير مصطلح «ميسان (libration )» هنا إلى التذبذب الدوري للزاوية حول بعض القيم ويعارض الدوران حيث يمكن للزاوية أن تأخذ جميع القيم من صفر إلى 360 درجة. على سبيل المثال، في حالة بلوتو، ترتفع الزاوية الرنانة $\phi$ librates . حوالي 180 درجة مع سعة (السعة في الفلكبعد جرم سماوى عن الأفق) 82 درجة، أي ان الزاوية تتغير دوريا من 180 درجة -82 درجة إلى 180 درجة + 82 درجة.
كل البلوتينوات الجديدة التي اكتشفت خلال مسح دائرة البروج العميق ثبت أنها من النوع
    $\phi ={\rm {3\cdot \lambda -{\rm {2\cdot \lambda _{\rm {N}}-\varpi }}}}$
على غرار متوسط حركة رنين بلوتو.
وبصورة أعم، فإن الرنين 2: 3 هو مثال على الرنين p: (p + 1) (على سبيل المثال 1: 2، 2: 3، 3: 4) التي أثبت أنه يؤدي إلى مدارات مستقرة. زاوية الرنين:
    $\phi ={\rm {p\cdot \lambda -{\rm {q\cdot \lambda _{\rm {N}}-({\rm {p-{\rm {q)\cdot \varpi }}}}}}}}$
في هذه الحالة، يمكن فهم أهمية زاوية الرنين $\phi \,$ ، من خلال ملاحظة إلى أنه عندما يكون الجرم في الحضيض، على سبيل المثال:$\lambda =\varpi$, ثم:$\phi =q\cdot (\varpi -\lambda _{\rm {N}})$
$\phi \,$ يعطي قياسا لمسافة حضيض الجرم من نبتون. ويتم حماية الجرم من الاضطراب عن طريق الحفاظ على الحضيض بعيدا عن نبتون في حال $\phi \,$ التذبذب (ميسان) حول زاوية بعيدة من 0 درجة.

## أساليب التصنيف

بما أن العناصر المدارية غير معروفة بدقة، فقد يؤدي عدم التيقن إلى خطأ إيجابي زائف (على سبيل المثال تصنيف مدار على أنه رنان وهو ليس كذلك).
النهج الحديث لا يراعي المدار الحالي الأنسب فحسب بل أيضا مداريين إضافيين يقابلان الشك في بيانات الرصد. وبعبارات بسيطة، تحدد الخوارزمية ما إذا كان الجرم الفلكي سيظل مصنفا على أنه رنان إذا كان مداره الفعلي مختلفا عن أفضل مدار مناسب، نتيجة للأخطاء في الرصد.
والمدارات الثلاث متكاملة عدديا على مدى فترة 10 ملايين سنة. إذا ظلت المدارات الثلاث رنانة (أي أن حجة الرنين هي متذبذبة)، يعتبر تصنيف الجرم رنان سليم.

## مراجع

* ↑ Hahn J. Malhotra R.Neptune's migration into a stirred-up Kuiper Belt The Astronomical Journal, 130, pp.2392-2414, Nov.2005.Full text on arXiv. نسخة محفوظة 23 يوليو 2018 على موقع واي باك مشين.
* ↑ Malhotra, Renu The Phase Space Structure Near Neptune Resonances in the Kuiper Belt. Astronomical Journal v.111, p.504 preprint نسخة محفوظة 20 أبريل 2017 على موقع واي باك مشين.
* ↑ E. I. Chiang and A. B. Jordan, On the Plutinos and Twotinos of the Kuiper Belt, The Astronomical Journal, 124 (2002), pp.3430–3444. (html) "نسخة مؤرشفة". مؤرشف من الأصل في 2020-08-14. اطلع عليه بتاريخ 2021-08-11.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: BOT: original URL status unknown (link)
* 1 2 3 Renu Malhotra, The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune, The Astronomical Journal, 110 (1995), p. 420 Preprint. نسخة محفوظة 05 نوفمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
* 1 2 Malhotra, R.; Duncan, M. J.; Levison, H. F. Dynamics of the Kuiper Belt. Protostars and Planets IV, University of Arizona Press, p. 1231 preprint نسخة محفوظة 19 أبريل 2017 على موقع واي باك مشين.
* ↑ Trans-Neptunian objects نسخة محفوظة 27 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
* 1 2 3 4 5 6 7 List of the classified orbits from MPC October, 2008 نسخة محفوظة 9 فبراير 2021 على موقع واي باك مشين.
* 1 2 M. Tiscareno؛ R. Malhotra (أبريل 2008). "Chaotic Diffusion of Resonant Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. ج. 194 ع. 3: 827–837. arXiv:0807.2835. Bibcode:2009AJ....138..827T. DOI:10.1088/0004-6256/138/3/827.
* ↑ Lykawka, Patryk Sofia؛ Mukai, Tadashi (يوليو 2007). "Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation" (PDF). Icarus. ج. 189 ع. 1: 213–232. Bibcode:2007Icar..189..213L. DOI:10.1016/j.icarus.2007.01.001. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2015-09-24. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |lastauthoramp= تم تجاهله يقترح استخدام |name-list-style= (مساعدة)
* ↑ مارك ويليام بوي. "Orbit Fit and Astrometric record for 02GD32" (2005-04-11 using 20 observations). SwRI (Space Science Department). مؤرشف من الأصل في 2012-02-24.
* ↑ مارك ويليام بوي. "Orbit Fit and Astrometric record for 182397" (2007-11-09 using 23 observations). SwRI (Space Science Department). مؤرشف من الأصل في 2018-02-04.
* ↑ مارك ويليام بوي. "Orbit Fit and Astrometric record for 119878" (2005-12-06 using 41 observations). SwRI (Space Science Department). مؤرشف من الأصل في 2018-02-04.
* ↑ مارك ويليام بوي. "Orbit Fit and Astrometric record for 82075" (2004-04-16 using 62 of 63 observations). SwRI (Space Science Department). مؤرشف من الأصل في 2018-02-04.
* ↑ "MPEC 2008-K28 : 2006 HX122". Minor Planet Center. 23 مايو 2008. مؤرشف من الأصل في 2010-04-11.
* ↑ The Scattered Disk: Origins, Dynamics, and End States. Gomes, R. S.; Fernández, J. A.; Gallardo, T.; Brunini, A. نسخة محفوظة 03 يونيو 2016 على موقع واي باك مشين.
* ↑ مارك ويليام بوي. "Orbit Fit and Astrometric record for 03LA7" (2007-04-21 using 13 of 14 observations). SwRI (Space Science Department). مؤرشف من الأصل في 2018-02-04.
* ↑ مارك ويليام بوي. "Orbit Fit and Astrometric record for 03YQ179" (2008-03-03 using 23 of 24 observations). SwRI (Space Science Department). مؤرشف من الأصل في 2018-02-05.
* ↑ "List Of Neptune Trojans". Minor Planet Center. مؤرشف من الأصل في 2017-07-29.
* 1 2 3 Emel’yanenko، V. V؛ Kiseleva, E. L. (2008). "Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits". Astronomy Letters. ج. 34 ع. 4: 271–279. Bibcode:2008AstL...34..271E. DOI:10.1134/S1063773708040075.
* ↑ 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 نسخة محفوظة 4 يوليو 2009 على موقع واي باك مشين.
* 1 2 بريت جلادمان، برايان مارسدن, سي. فانليرهوفن (2008). "Nomenclature in the Outer Solar System". In The Solar System Beyond Neptune, ISBN 978-0-8165-2755-7. {{استشهاد بدورية محكمة}}: استعمال الخط المائل أو الغليظ غير مسموح: |صحيفة= (مساعدة)
* بوابة المجموعة الشمسية
* بوابة علم الفلك