Ayrık cisim

Ayrık cisimler, Güneş sisteminin dış bölgelerinde yer alan dinamik bir küçük gezegen sınıfıdır. Neptün ötesi cisimler (TNO) olarak adlandırılan geniş bir ailenin mensubudurlar. Bu nesneler Güneş'e olan en yakın konumları Neptün'ün kütleçekimsel kuvvetinden yeterli bir uzaklıkta bulunan yörüngelere sahiptir. Bu nedenle Neptün ve bilinen diğer gezegenlerden sınırlı olarak etkilenirler. Bu durum nedeniyle Güneş sisteminden ayrık bir durumda bulunmakta, ancak Güneş'in etkisinden de kaçamamaktadırlar. Bu şekilde, ayrık cisimler, bilinen diğer TNO'ların çoğundan önemli ölçüde farklılık göstermektedir. Bunlar, ağırlıklı olarak Neptün olmak üzere dev gezegenlerle kütleçekimsel karşılaşmalar sonucu mevcut yörüngelerinde değişen derecelerde pertürbasyona uğramış, gevşek bir şekilde tanımlanmış bir popülasyon kümesi oluşturmaktadır. Ayrık cisimler, Plüton gibi Neptün'le yörüngesel rezonansta olan cisimler, Makemake gibi rezonanssız yörüngelerdeki klasik Kuiper kuşağı cisimleri ve Eris gibi dağınık disk cisimleri gibi diğer tüm TNO popülasyonlarından daha büyük bir enberiye sahiplerdir. Ayrık cisimler, bilimsel literatürde genişletilmiş dağınık disk cisimleri (E-SDO), uzak ayrık cisimler (DDO) veya genişletilmiş dağınıklar şeklinde adlandırılabilmektedir. Bu durum ayrık cisim popülasyonu ve dağınık disk cisimlerinin yörüngesel parametreleri arasında kalan dinamik derecelendirmenin bir yansımasıdır. Günümüze kadar en az dokuz cisim kesin şekilde tanımlanmıştır ki bunların en büyük, en uzak ve en bilineni Sedna'dır. Kuiper kuşağının ötesindeki bir enberiye sahip olan cisimler bu nedenle sednoitler olarak adlandırılmıştır. 2023 itibariyle, dört adet tanımlanmış sednoid bulunmaktadır; Sedna, , Leleākūhonua ve 'dir. Bu nesneler, küçük yükselen ve alçalan düğüm mesafelerine sahip nesne çiftlerinin dağılımları arasında, dış kaynaklı sapmalara verilen bir tepkinin göstergesi olabilecek, istatistiksel olarak oldukça anlamlı bir asimetri sergilemektedir; bunun gibi asimetriler bazen görünmeyen gezegenlerin neden olduğu bozulmalara atfedilir. == Yörüngeleri == Ayrık cisimlerin enberileri Neptün'ün enötelerinden çok daha büyüktür. Sıklıkla yüksek derecede eliptik olan, yarı büyük eksenleri birkaç yüz astronomik birime varan çok geniş yörüngelere sahiptirler. Bu tarz yörüngeler Neptün gibi dev gezegenlerin neden olduğu kütleçekimsel savrulma tarafından meydana getirilmiş olamaz. Öte yandan, yakınlardan geçen bir yıldızla ya da uzak bir gezegen büyüklüğünde bir cisimle karşılaşma, Neptün'ün kendisi (bir zamanlar çok daha eksantrik bir yörüngeye sahip olabilir ve bu cisimleri şimdiki yörüngelerine çekmiş olabilir) ya da fırlatılmış gezegenler (Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde var olan ve fırlatılmış olan) gibi bir dizi açıklama öne sürülmüştür. Derin Ekliptik Araştırması ekibi tarafından önerilen sınıflandırma, 3 Tisserand parametresi değeri kullanılarak saçılmış-yakın nesneler (Neptün tarafından saçılmış olabilir) ve saçılmış-uzatılmış nesneler (örneğin 90377 Sedna) arasında resmi bir ayrım getirmektedir. Dokuzuncu Gezegen hipotezi, ayrık cisimlerin yörüngelerinin, Güneş'ten 200 ila 1200 AU arasındaki bir mesafe uzaklıkta bulunan, henüz gözlemlenmemiş bir gezegenin yerçekimi etkisiyle açıklanabileceğini öne sürmektedir. == Sınıflandırma == Ayrık cisimler TNO'nun beş farklı dinamik sınıfından biridir; diğer dört sınıf klasik Kuiper kuşağı cisimleri, rezonans cisimleri, dağınık disk cisimleri (SDO) ve Sednoitler'dir. Ayrık cisimler genellikle 40 AU'dan daha büyük bir enberi mesafesine sahiptir, bu da Güneş'ten yaklaşık 30 AU uzaklıkta neredeyse dairesel bir yörüngeye sahip olan Neptün ile güçlü etkileşimleri engeller. Bununla birlikte, dağılmış ve ayrılmış bölgeler arasında net sınırlar yoktur, çünkü her ikisi de 37 ila 40 AU arasında enberi mesafesine sahip bir ara bölgede TNO'lar olarak bir arada bulunabilir. İyi belirlenmiş bir yörüngeye sahip böyle bir ara cisim 'dir. 90377 Sedna'nın 2003 yılında keşfi ve o sıralarda keşfedilen ve gibi diğer birkaç cisimle birlikte, iç Oort bulutu cisimleri veya (daha büyük olasılıkla) dağınık disk ile iç Oort bulutu arasındaki geçiş cisimleri olabilecek bir uzak cisimler kategorisinin tartışılmasına neden olmuştur. Sedna, MPC tarafından resmi olarak bir dağınık disk nesnesi olarak kabul edilmesine rağmen, kaşifi Michael E. Brown, 76 AU'luk enberi mesafesinin dış gezegenlerin çekim gücünden etkilenmeyecek kadar uzak olması nedeniyle, dağınık diskin bir üyesinden ziyade bir iç-Oort-bulut nesnesi olarak kabul edilmesi gerektiğini öne sürmüştür. Sedna'nın ayrık bir nesne olarak bu sınıflandırması son yayınlarda kabul edilmektedir. Bu düşünce tarzı, dış gezegenlerle önemli bir kütleçekim etkileşiminin olmamasının, Sedna (enberisi 76 AU) ile Derin Ekliptik Araştırma tarafından saçılmış-yakın nesne olarak listelenen (enberisi 35 AU) gibi daha geleneksel SDO'lar arasında bir yerde başlayan genişletilmiş bir dış grup yarattığını öne sürmektedir. === Neptün etkisi === Bu geniş kategoriyi belirlemekteki sorunlardan birisi de zayıf rezonansların var olabileceği ve bunları kanıtlamanın kaotik gezegensel etkiler ve söz konusu uzak cisimlerin yörüngelerine ilişkin halihazırda elde olan bilgilerin yetersizliği nedeniyle zor olabileceğidir. 300 yıldan fazla süren yörünge periyotlarına sahip olan bu cisimlerin çoğunun gözlem yayları birkaç yıl ile sınırlıdır. Arka plan yıldızlarına karşın yavaş hareketleri devasa mesafeler kat etmeleri nedeniyle bu cisimlerin çoğunun yörüngelerinin belirli bir güven aralığında tespit edilerek onaylanabilmesi veya yörüngesel rezonans kanunlarına uygun olarak belirlenebilmesi onlarca yıl sürebilir. Bu nesnelerin potansiyel ve yörüngesel rezonanslarında yaşanacak ilave gelişmeler dev gezegenlerin göçü ve Güneş sisteminin oluşumunun anlaşılmasına yardımcı olacaktır. Örneğin, Emel'yanenko ve Kiseleva tarafından 2007 yılında yapılan bir simülasyon çoğu uzak cismin Neptün ile rezonans halinde olabileceğini göstermiştir. Çalışma neticesinde, Neptün ile adlı cisim %10 olasılıkla 20:1 rezonansta, adlı cisim %38 olasılıkla 10:3 rezononasta ve adlı cisim ise %84 olasılıkla 8:3 rezonansta olmak üzere bir ilişki içinde olabilir.(subscription required) Bir cüce gezegen olduğu düşünülen 'nin ise Neptün ile 4:1 rezonansta olma olasılığı %1'den az olarak hesaplanmıştır. === Neptün ötesindeki varsayımsal gezegenlerin etkisi === Dokuzuncu gezegen hipotezini ortaya atan Mike Brown "Kuiper kuşağından birazcık bile uzaklaşmış olan bilinen tüm uzak nesnelerin bu varsayımsal gezegenin etkisi altında kümelendiğine (özellikle, yarı büyük ekseni >100 AU ve enberisi >42 AU olan nesneler)" ilişkin gözlemlerde bulunmuştur. Carlos de la Fuente Marcos ve Ralph de la Fuente Marcos, istatistiksel olarak anlamlı olan bazı orantıların Dokuzuncu Gezegen hipoteziyle uyumlu olduğunu hesaplamışlardır; özellikle, Aşırı Neptün ötesi nesneler (ETNO'lar) olarak adlandırılan bir dizi nesne, yarı büyük ekseni ~700 AU olan varsayılan bir Dokuzuncu Gezegen ile 5:3 ve 3:1 ortalama hareket rezonanslarında sıkışmış olabilir. == Olası ayrık nesneler == Aşağıda, Neptün'ün mevcut yörüngesi tarafından kolayca dağıtılamayan ve bu nedenle ayrılmış nesneler olması muhtemel olan, ancak sednoidleri tanımlayan ≈50-75 AU'luk enberi boşluğu içinde yer alan, azalan enberilere göre bilinen nesnelerin bir listesi yer almaktadır. Aşağıda listelenen cisimlerin perihelion'u 40 AU'dan, yarı büyük ekseni 47,7 AU'dan (Neptün ile 1:2 rezonans ve Kuiper Kuşağı'nın yaklaşık dış sınırı) fazladır. Tanım Çap (km) H q(AU) a(AU) Q(AU) ω (°) Keşif yılı Kaşif Notlar ve Referanslar 243 6,3 44,252 221,2 398 316,93 2000 M. W. Buie 216 4,7 41,207 57,795 74,383 316,481 2000 Spacewatch ≈3:8 Neptün rezonansı 81 8,7 40,29 50,26 60,23 108,6 2001 R. L. Allen, G. Bernstein, R. Malhotra yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir 634 5,0 43,41 47,74 52,07 120,3 2001 M. W. Buie klasik KBO sınırında 222 6,5 42 52 62 50 2002 M. W. Buie yörünge oldukça zayıf, ama kesinlikle ayrık nesne 147 7,4 41,19 48,95 56,72 15,6 2003 M. W. Buie klasik KBO sınırında Sedna 995 1,5 76,072 483,3 890 311,61 2003 M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. L. Rabinowitz Sednoid 267 6,1 40 70 90 40 2004 M. W. Buie yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir 222 6,5 47,308 315 584 326,925 2004 Cerro Tololo (belirtilmemiş) 612 4,1 51,085 57,336 63,586 284,93 2004 R. L. Allen, B. J. Gladman, J. J. Kavelaars J.-M. Petit, J. W. Parker, P. Nicholson sözde-Sednoid, çok yüksek eğim; Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) 2004 XR190'ın dışmerkezliğini ve eğimini değiştirerek çok yüksek bir enberi elde etmiştir. 267 6,1 41,03 54,10 67,18 57,12 2005 CFEPS — 161 7,2 41,215 62,98 84,75 349,86 2005 M. W. Buie — 372 4,5 46,197 75,546 104,896 171,023 2005 A. C. Becker, A. W. Puckett, J. M. Kubica Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi. 168 7,1 — — — — 2006 Mauna Kea (belirtilmemiş) yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir 558 4,5 40,383 48,390 56,397 6,536 2007 Palomar (belirtilmemiş) klasik KBO sınırında 176 7,0 41,798 54,56 67,32 53,96 2007 Mauna Kea (belirtilmemiş) — 640 4,2 42,27 99,3 156,4 324,37 2008 M. E. Schwamb, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz ≈1:6 Neptün rezonansı 111 8,0 — 100 100 — 2009 Mauna Kea (belirtilmemiş) yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir 486 4,7 45,102 55,501 65,90 33,01 2010 Pan- STARRS ≈2:5 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi. 404 5,0 40,035 99,71 159,39 324,19 2010 D. L. Rabinowitz, S. W. Tourtellotte — 222 6,5 48,8 360 670 347,7 2010 Mauna Kea (belirtilmemiş) — 161 7,2 42 56 70 10 2012 Las Campanas (belirtilmemiş) — 702 4,0 80,47 256 431 293,8 2012 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo Sednoid 280 6,0 45,9 63,1 80,3 230 2013 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo ≈1:3 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi. 202 6,7 43,5 310 580 40,3 2013 S. S. Sheppard — 212 6,6 41,061 155,1 269,1 42,38 2013 OSSOS — 222 6,5 40,79 49,06 57,33 155,3 2013 OSSOS klasik KBO sınırında 212 6,6 46,64 47,792 48,946 128 2013 OSSOS klasik KBO sınırında 111 8,0 42,603 73,12 103,63 178,0 2013 OSSOS — 147 7,4 44,04 48,158 52,272 179,8 2013 OSSOS klasik KBO sınırında 202 6,7 50,02 694 1338 32,1 2013 OSSOS — 134 7,6 45,468 61,61 77,76 11,5 2013 OSSOS — 255 6,3 43,89 195,7 348 252,33 2013 OSSOS — 176 7,0 44,49 62,31 80,13 308,93 2013 OSSOS — 128 7,8 40 50 70 197 2013 Karanlık Enerji Araştırması yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir 336 5,4 40,866 72,35 103,83 141,83 2013 Pan-STARRS — 770 3,7 40,70 52,49 64,28 329,84 2014 Pan-STARRS — 533 4,6 40,28 73,06 105,8 190,57 2014 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo 185 6,9 55,9 76,2 96,5 245 2014 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo Sözde Sednoid; ≈1:4 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir enberi elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi. 509 4,5 51,670 76,329 100,99 32,85 2014 Pan-STARRS Sözde Sednoid; ≈1:4 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir enberi elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi. 352 5,5 46,00 63,00 80,01 96,1 2014 Pan-STARRS ≈1:3 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi. 306 5,5 40,013 48,291 56,569 174,5 2014 Pan-STARRS klasik KBO sınırında 423 5,0 40,80 52,97 65,14 271,60 2014 Pan-STARRS in 3:7 Neptün rezonansı 193 6,8 42,6 67,8 93,0 283 2014 Karanlık Enerji Araştırması — 202 6,6 47,6 300 540 341,1 2014 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo — 134 7,6 45 140 240 148 2014 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo ≈2:10 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi. 330 5,5 50,13 104,0 157,8 297,52 2014 Karanlık Enerji Araştırması — 154 7,3 43,97 48,593 53,216 49,9 2014 OSSOS klasik KBO sınırında 222 6,5 42,27 55,05 67,84 132,8 2014 OSSOS — 97 8,3 42,25 55,11 67,98 234,56 2014 OSSOS — 584 4,0 40,08 50,79 61,50 135,4 2014 Pan-STARRS — 147 7,4 42,6 280 520 234 2014 Karanlık Enerji Araştırması — 293 6,1 42 48 54 120 2015 Pan-STARRS klasik KBO sınırında yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir 486 4,8 41,380 55,372 69,364 157,72 2015 Pan-STARRS — 352 5,5 44,82 47,866 50,909 293,2 2015 Pan-STARRS klasik KBO sınırında 117 7,9 51 63,0 75,2 78 2015 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo Sözde Sednoid; ≈1:3 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir perihelion elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi. 222 6,5 40,4 55,2 70,0 130 2015 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo — 671 3,9 41,63 62,29 82,95 296,805 2015 S. S. Sheppard, D. J. Tholen, C. A. Trujillo — 101 8,3 40,502 826 1610 32,06 2015 OSSOS — 117 7,9 40,06 157,2 274 230,29 2015 OSSOS ≈1:12 Neptün rezonansı 106 8,1 44,137 133,12 222,1 15,43 2015 OSSOS 1:9 Neptün rezonansı 280 6,0 42 55 69 35 2015 R. L. Allen D. James D. Herrera yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir 154 7,3 49,31 55,40 61,48 294,0 2015 Mauna Kea (belirtilmemiş) Sözde Sednoid; ≈2:5 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir perihelion elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi. 255 6,2 45,5 410 780 65,3 2015 OSSOS — Leleākūhonua 300 5,5 65,02 1042 2019 118,0 2015 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. Tholen Sednoid 161 7,2 40,52 50,48 60,45 217,9 2017 — 168 7,1 40,88 47,99 55,1 218 2017 borderline klasik KBO 97 5,8 40,949 79,868 118,786 148,769 2017 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. Tholen 134 7,6 45,289 240,575 435,861 302,008 2018 ??? Aşağıdaki nesnelerin de, 38-40 AU'luk biraz daha düşük perihelion mesafelerine sahip olmalarına rağmen, genel olarak bağımsız nesneler olduğu düşünülebilir. Tanım Çap (km) H q(AU) a(AU) Q(AU) ω (°) Keşif yılı Kaşif Notlar ve Referanslar 147 7,4 38,116 166,2 294 11,082 2003 Mauna Kea (belirtilmemiş) — 168 >7,1 39 200 400 210 2003 Cerro Tololo (belirtilmemiş) yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir 128 7,8 38,957 152,6 266,3 32,285 2005 CFEPS — 168 7,0 39,577 128,41 217,23 351,010 2007 Las Campanas (belirtilmemiş) 1:9 Neptün rezonansı 212 6,6 38,607 106,25 173,89 141,866 2012 Pan-STARRS — 193 6,8 38,1 104 170 259,49 2014 Cerro Tololo (belirtilmemiş) — 352 5,5 38,161 142,62 247,1 131,61 2014 Pan-STARRS — 293 5,6 38,972 120,52 202,1 169,31 2014 Pan-STARRS — 88 8,6 38,46 333 627 129,3 2015 OSSOS — == Ayrıca bakınız == * Klasik Kuiper kuşağı nesnesi * En büyük günöteye göre Güneş Sistemi nesnelerinin listesi * Neptün ötesi cisimler listesi * Aşırı Neptün ötesi nesne * Neptün'ün ötesindeki gezegenler * Sednoid == Notlar == == Kaynakça == Kategori:Oort bulutu Kategori:Dağınık disk cisimleri