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 itibarıyla, 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.
TanımÇap
(km)Hq(AU)a(AU)Q(AU)ω (°)Keşif yılıKaşifNotlar ve Referanslar2436,344,252221,2398316,932000M. W. Buie2164,741,20757,79574,383316,4812000Spacewatch≈3:8 Neptün rezonansı818,740,2950,2660,23108,62001R. L. Allen, G. Bernstein, R. Malhotrayörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir6345,043,4147,7452,07120,32001M. W. Buieklasik KBO sınırında2226,5425262502002M. W. Buieyörünge oldukça zayıf, ama kesinlikle ayrık nesne1477,441,1948,9556,7215,62003M. W. Buieklasik KBO sınırındaSedna9951,576,072483,3890311,612003M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. L. RabinowitzSednoid2676,1407090402004M. W. Buieyörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir2226,547,308315584326,9252004Cerro Tololo (belirtilmemiş)6124,151,08557,33663,586284,932004R. L. Allen, B. J. Gladman, J. J. Kavelaars
J.-M. Petit, J. W. Parker, P. Nicholsonsözde-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.2676,141,0354,1067,1857,122005CFEPS—1617,241,21562,9884,75349,862005M. W. Buie—3724,546,19775,546104,896171,0232005A. C. Becker, A. W. Puckett, J. M. KubicaNeptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi.1687,1————2006Mauna Kea (belirtilmemiş)yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir5584,540,38348,39056,3976,5362007Palomar (belirtilmemiş)klasik KBO sınırında1767,041,79854,5667,3253,962007Mauna Kea (belirtilmemiş)—6404,242,2799,3156,4324,372008M. E. Schwamb, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz≈1:6 Neptün rezonansı1118,0—100100—2009Mauna Kea (belirtilmemiş)yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir4864,745,10255,50165,9033,012010Pan-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.4045,040,03599,71159,39324,192010D. L. Rabinowitz, S. W. Tourtellotte—2226,548,8360670347,72010Mauna Kea (belirtilmemiş)—1617,2425670102012Las Campanas (belirtilmemiş)—7024,080,47256431293,82012S. S. Sheppard, C. A. TrujilloSednoid2806,045,963,180,32302013S. 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.2026,743,531058040,32013S. S. Sheppard—2126,641,061155,1269,142,382013OSSOS—2226,540,7949,0657,33155,32013OSSOSklasik KBO sınırında2126,646,6447,79248,9461282013OSSOSklasik KBO sınırında1118,042,60373,12103,63178,02013OSSOS—1477,444,0448,15852,272179,82013OSSOSklasik KBO sınırında2026,750,02694133832,12013OSSOS—1347,645,46861,6177,7611,52013OSSOS—2556,343,89195,7348252,332013OSSOS—1767,044,4962,3180,13308,932013OSSOS—1287,84050701972013Karanlık Enerji Araştırmasıyörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir3365,440,86672,35103,83141,832013Pan-STARRS—7703,740,7052,4964,28329,842014Pan-STARRS—5334,640,2873,06105,8190,572014S. S. Sheppard, C. A. Trujillo1856,955,976,296,52452014S. S. Sheppard, C. A. TrujilloSözde 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.5094,551,67076,329100,9932,852014Pan-STARRSSözde 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.3525,546,0063,0080,0196,12014Pan-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.3065,540,01348,29156,569174,52014Pan-STARRSklasik KBO sınırında4235,040,8052,9765,14271,602014Pan-STARRSin 3:7 Neptün rezonansı1936,842,667,893,02832014Karanlık Enerji Araştırması—2026,647,6300540341,12014S. S. Sheppard, C. A. Trujillo—1347,6451402401482014S. 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.3305,550,13104,0157,8297,522014Karanlık Enerji Araştırması—1547,343,9748,59353,21649,92014OSSOSklasik KBO sınırında2226,542,2755,0567,84132,82014OSSOS—978,342,2555,1167,98234,562014OSSOS—5844,040,0850,7961,50135,42014Pan-STARRS—1477,442,62805202342014Karanlık Enerji Araştırması—2936,14248541202015Pan-STARRSklasik KBO sınırında
yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir4864,841,38055,37269,364157,722015Pan-STARRS—3525,544,8247,86650,909293,22015Pan-STARRSklasik KBO sınırında1177,95163,075,2782015S. S. Sheppard, C. A. TrujilloSözde 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.2226,540,455,270,01302015S. S. Sheppard, C. A. Trujillo—6713,941,6362,2982,95296,8052015S. S. Sheppard, D. J. Tholen, C. A. Trujillo—1018,340,502826161032,062015OSSOS—1177,940,06157,2274230,292015OSSOS≈1:12 Neptün rezonansı1068,144,137133,12222,115,432015OSSOS1:9 Neptün rezonansı2806,0425569352015R. L. Allen
D. James
D. Herrerayörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir1547,349,3155,4061,48294,02015Mauna 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.2556,245,541078065,32015OSSOS—541132 Leleākūhonua3005,565,0210422019118,02015S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. TholenSednoid1617,240,5250,4860,45217,92017—1687,140,8847,9955,12182017borderline klasik KBO975,840,94979,868118,786148,7692017S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. Tholen1347,645,289240,575435,861302,0082018 ???
Aşağıdaki nesnelerin de, 38-40 AU'luk biraz daha düşük perihelion mesafelerine sahip olmalarına rağmen, genel olarak bağımsız nesneler olduğu düşünülebilir.
TanımÇap
(km)Hq(AU)a(AU)Q(AU)ω (°)Keşif yılıKaşifNotlar ve Referanslar1477,438,116166,229411,0822003Mauna Kea (belirtilmemiş)—168>7,1392004002102003Cerro Tololo (belirtilmemiş)yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir1287,838,957152,6266,332,2852005CFEPS—1687,039,577128,41217,23351,0102007Las Campanas (belirtilmemiş)1:9 Neptün rezonansı2126,638,607106,25173,89141,8662012Pan-STARRS—1936,838,1104170259,492014Cerro Tololo (belirtilmemiş)—3525,538,161142,62247,1131,612014Pan-STARRS—2935,638,972120,52202,1169,312014Pan-STARRS—888,638,46333627129,32015OSSOS—

 Ayrıca bakınız 

 Klasik Kuiper kuşağı nesnesi
 En büyük günöteye göre Güneş Sistemi nesnelerinin listesi
 Neptün ötesi cisimler listesi
 Aşırı Neptün ötesi cisim
 Neptün'ün ötesindeki gezegenler
 Sednoid

 Notlar 

 Kaynakça 

Kategori:Oort bulutu
Kategori:Dağınık disk cisimleri