İçeriğe atla

Ayrık cisim

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Neptün ötesi nesnelerin mesafelerine ve eğimlerine göre çizimi. 100 AU mesafesinin ötesindeki nesneler için tanımlar gösterilmiştir.
      Rezonant TNO & Plutino       Kubevanolar (klasik KBO)       Dağınık disk objeleri       Detached object

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.[1][2]

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.[3][4][5] 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.[6] Kuiper kuşağının ötesindeki bir enberiye sahip olan cisimler bu nedenle sednoitler olarak adlandırılmıştır. 2023 itibarıyla, dört adet tanımlanmış sednoid bulunmaktadır; Sedna, 2012 VP113, Leleākūhonua ve 2021 RR205'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.[7][8]

Yörüngeleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[4][9][10][11][12][13][14][15][16][17]

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.[5]

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.[18]

Sınıflandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]
Uzak küçük gezegen türleri

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.[6] İyi belirlenmiş bir yörüngeye sahip böyle bir ara cisim (120132) 2003 FY128'dir.

90377 Sedna'nın 2003 yılında keşfi ve o sıralarda keşfedilen (148209) 2000 CR105 ve 2004 XR190 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.[2]

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.[19] Sedna'nın ayrık bir nesne olarak bu sınıflandırması son yayınlarda kabul edilmektedir.[20]

Bu düşünce tarzı, dış gezegenlerle önemli bir kütleçekim etkileşiminin olmamasının, Sedna (enberisi 76 AU) ile Derin Ekliptik Araştırma tarafından saçılmış-yakın nesne olarak listelenen 1996 TL66 (enberisi 35 AU) gibi daha geleneksel SDO'lar arasında bir yerde başlayan genişletilmiş bir dış grup yarattığını öne sürmektedir.[21]

Neptün etkisi

[değiştir | kaynağı değiştir]

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 2000 CR105 adlı cisim  olasılıkla 20:1 rezonansta, 2003 QK91 adlı cisim 8 olasılıkla 10:3 rezononasta ve (82075) 2000 YW134 adlı cisim ise � olasılıkla 8:3 rezonansta olmak üzere bir ilişki içinde olabilir.[22] Bir cüce gezegen olduğu düşünülen (145480) 2005 TB190'nin ise Neptün ile 4:1 rezonansta olma olasılığı %1'den az olarak hesaplanmıştır.[22]

Neptün ötesindeki varsayımsal gezegenlerin etkisi

[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[23] 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)[24] olarak adlandırılan bir dizi nesne[a], yarı büyük ekseni ~700 AU olan varsayılan bir Dokuzuncu Gezegen ile 5:3 ve 3:1 ortalama hareket rezonanslarında sıkışmış olabilir.[27]

Olası ayrık nesneler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: Sednoidler ve Aşırı Neptün ötesi cisimler

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.[28][29][30][31][32][33]

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.[34]

Tanım Çap

(km)

H q(AU) a(AU) Q(AU) ω (°) Keşif yılı Kaşif Notlar ve Referanslar
2000 CR105 243 6,3 44,252 221,2 398 316,93 2000 M. W. Buie [35]
2000 YW134 216 4,7 41,207 57,795 74,383 316,481 2000 Spacewatch ≈3:8 Neptün rezonansı
2001 FL193 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
2001 KA77 634 5,0 43,41 47,74 52,07 120,3 2001 M. W. Buie klasik KBO sınırında
2002 CP154 222 6,5 42 52 62 50 2002 M. W. Buie yörünge oldukça zayıf, ama kesinlikle ayrık nesne
2003 UY291 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
2004 PD112 267 6,1 40 70 90 40 2004 M. W. Buie yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
2004 VN112 222 6,5 47,308 315 584 326,925 2004 Cerro Tololo (belirtilmemiş) [36][37][38]
2004 XR190 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.[35][39][40]
2005 CG81 267 6,1 41,03 54,10 67,18 57,12 2005 CFEPS —
2005 EO297 161 7,2 41,215 62,98 84,75 349,86 2005 M. W. Buie —
2005 TB190 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.[40]
2006 AO101 168 7,1 — — — — 2006 Mauna Kea (belirtilmemiş) yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir
2007 JJ43 558 4,5 40,383 48,390 56,397 6,536 2007 Palomar (belirtilmemiş) klasik KBO sınırında
2007 LE38 176 7,0 41,798 54,56 67,32 53,96 2007 Mauna Kea (belirtilmemiş) —
2008 ST291 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
2009 KX36 111 8,0 — 100 100 — 2009 Mauna Kea (belirtilmemiş) yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir
2010 DN93 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.[40]
2010 ER65 404 5,0 40,035 99,71 159,39 324,19 2010 D. L. Rabinowitz, S. W. Tourtellotte —
2010 GB174 222 6,5 48,8 360 670 347,7 2010 Mauna Kea (belirtilmemiş) —
2012 FH84 161 7,2 42 56 70 10 2012 Las Campanas (belirtilmemiş) —
2012 VP113 702 4,0 80,47 256 431 293,8 2012 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo Sednoid
2013 FQ28 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.[40]
2013 FT28 202 6,7 43,5 310 580 40,3 2013 S. S. Sheppard —
2013 GP136 212 6,6 41,061 155,1 269,1 42,38 2013 OSSOS —
2013 GQ136 222 6,5 40,79 49,06 57,33 155,3 2013 OSSOS klasik KBO sınırında
2013 GG138 212 6,6 46,64 47,792 48,946 128 2013 OSSOS klasik KBO sınırında
2013 JD64 111 8,0 42,603 73,12 103,63 178,0 2013 OSSOS —
2013 JJ64 147 7,4 44,04 48,158 52,272 179,8 2013 OSSOS klasik KBO sınırında
2013 SY99 202 6,7 50,02 694 1338 32,1 2013 OSSOS —
2013 SK100 134 7,6 45,468 61,61 77,76 11,5 2013 OSSOS —
2013 UT15 255 6,3 43,89 195,7 348 252,33 2013 OSSOS —
2013 UB17 176 7,0 44,49 62,31 80,13 308,93 2013 OSSOS —
2013 VD24 128 7,8 40 50 70 197 2013 Karanlık Enerji Araştırması yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
2013 YJ151 336 5,4 40,866 72,35 103,83 141,83 2013 Pan-STARRS —
2014 EZ51 770 3,7 40,70 52,49 64,28 329,84 2014 Pan-STARRS —
2014 FC69 533 4,6 40,28 73,06 105,8 190,57 2014 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
2014 FZ71 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.[40]
2014 FC72 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.[40]
2014 JM80 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.[40]
2014 JS80 306 5,5 40,013 48,291 56,569 174,5 2014 Pan-STARRS klasik KBO sınırında
2014 OJ394 423 5,0 40,80 52,97 65,14 271,60 2014 Pan-STARRS in 3:7 Neptün rezonansı
2014 QR441 193 6,8 42,6 67,8 93,0 283 2014 Karanlık Enerji Araştırması —
2014 SR349 202 6,6 47,6 300 540 341,1 2014 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo —
2014 SS349 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.[41]
2014 ST373 330 5,5 50,13 104,0 157,8 297,52 2014 Karanlık Enerji Araştırması —
2014 UT228 154 7,3 43,97 48,593 53,216 49,9 2014 OSSOS klasik KBO sınırında
2014 UA230 222 6,5 42,27 55,05 67,84 132,8 2014 OSSOS —
2014 UO231 97 8,3 42,25 55,11 67,98 234,56 2014 OSSOS —
2014 WK509 584 4,0 40,08 50,79 61,50 135,4 2014 Pan-STARRS —
2014 WB556 147 7,4 42,6 280 520 234 2014 Karanlık Enerji Araştırması —
2015 AL281 293 6,1 42 48 54 120 2015 Pan-STARRS klasik KBO sınırında

yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir

2015 AM281 486 4,8 41,380 55,372 69,364 157,72 2015 Pan-STARRS —
2015 BE519 352 5,5 44,82 47,866 50,909 293,2 2015 Pan-STARRS klasik KBO sınırında
2015 FJ345 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.[40]
2015 GP50 222 6,5 40,4 55,2 70,0 130 2015 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo —
2015 KH162 671 3,9 41,63 62,29 82,95 296,805 2015 S. S. Sheppard, D. J. Tholen, C. A. Trujillo —
2015 KG163 101 8,3 40,502 826 1610 32,06 2015 OSSOS —
2015 KH163 117 7,9 40,06 157,2 274 230,29 2015 OSSOS ≈1:12 Neptün rezonansı
2015 KE172 106 8,1 44,137 133,12 222,1 15,43 2015 OSSOS 1:9 Neptün rezonansı
2015 KG172 280 6,0 42 55 69 35 2015 R. L. Allen

D. James D. Herrera

yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
2015 KQ174 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.[40]
2015 RX245 255 6,2 45,5 410 780 65,3 2015 OSSOS —
541132 Leleākūhonua 300 5,5 65,02 1042 2019 118,0 2015 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. Tholen Sednoid
2017 DP121 161 7,2 40,52 50,48 60,45 217,9 2017 —
2017 FP161 168 7,1 40,88 47,99 55,1 218 2017 borderline klasik KBO
2017 SN132 97 5,8 40,949 79,868 118,786 148,769 2017 S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. Tholen
2018 VM35 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
2003 HB57 147 7,4 38,116 166,2 294 11,082 2003 Mauna Kea (belirtilmemiş) —
2003 SS422 168 >7,1 39 200 400 210 2003 Cerro Tololo (belirtilmemiş) yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
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 (belirtilmemiş) 1:9 Neptün rezonansı
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 (belirtilmemiş) —
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 —

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Yarı büyük ekseni 150 AU'dan büyük ve enberisi 30 AU'dan büyük olan on iki küçük gezegen bilinmektedir.[25] 2003 SS422 yalnızca 76 günlük bir gözlem yayına sahip olduğu ve bu nedenle yarı ana ekseni yeterince iyi bilinmediği için sayımdan çıkarıldı.[26]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Lykawka, P.S.; Mukai, T. (2008). "An outer planet beyond Pluto and the origin of the trans-Neptunian belt architecture". Astronomical Journal. 135 (4): 1161-1200. arXiv:0712.2198 $2. Bibcode:2008AJ....135.1161L. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1161. 
  2. ^ a b Jewitt, D.; Delsanti, A. (2006). "The Solar System Beyond the Planets". Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (PDF) (Springer-Praxis bas.). ISBN 3-540-26056-0. 29 January 2007 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  3. ^ Gladman, B. (2002). "Evidence for an extended scattered disk". Icarus. 157 (2): 269-279. arXiv:astro-ph/0103435 $2. Bibcode:2002Icar..157..269G. doi:10.1006/icar.2002.6860. 
  4. ^ a b Gomes, Rodney S.; Matese, J.; Lissauer, Jack (2006). "A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects". Icarus. Elsevier. 184 (2): 589-601. Bibcode:2006Icar..184..589G. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026. 
  5. ^ a b Elliot, J.L.; Kern, S.D.; Clancy, K.B.; Gulbis, A.A.S.; Millis, R.L.; Buie, M.W.; Wasserman, L.H.; Chiang, E.I.; Jordan, A.B.; Trilling, D.E.; Meech, K.J. (2006). "The Deep Ecliptic Survey: A search for Kuiper belt objects and centaurs. II. Dynamical classification, the Kuiper belt plane, and the core population" (PDF). The Astronomical Journal. 129 (2): 1117-1162. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395. 21 Temmuz 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 31 Mayıs 2023. 
  6. ^ a b Lykawka, Patryk Sofia; Mukai, Tadashi (July 2007). "Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation". Icarus. 189 (1): 213-232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001. 
  7. ^ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (1 Eylül 2021). "Peculiar orbits and asymmetries in extreme trans-Neptunian space". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 506 (1): 633-649. arXiv:2106.08369 $2. Bibcode:2021MNRAS.506..633D. doi:10.1093/mnras/stab1756. 19 Ekim 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2023. 
  8. ^ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (1 Mayıs 2022). "Twisted extreme trans-Neptunian orbital parameter space: statistically significant asymmetries confirmed". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. 512 (1): L6-L10. arXiv:2202.01693 $2. Bibcode:2022MNRAS.512L...6D. doi:10.1093/mnrasl/slac012. 9 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2023. 
  9. ^ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (November 2004). "Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12". The Astronomical Journal. 128 (5): 2564-2576. arXiv:astro-ph/0403358 $2. Bibcode:2004AJ....128.2564M. doi:10.1086/424617.2000 CR105 and 2003 VB12&rft.pages=2564-2576&rft.date=2004-11&rft_id=info:arxiv/astro-ph/0403358&rft_id=info:doi/10.1086/424617&rft_id=info:bibcode/2004AJ....128.2564M&rft.aulast=Morbidelli&rft.aufirst=Alessandro&rft.au=Levison, Harold F.&rft_id=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2004-11_128_5/page/2564&rfr_id=info:sid/tr.wikipedia.org:Ayrık cisim" class="Z3988"> 
  10. ^ Gladman, B.; Holman, M.; Grav, T.; Kavelaars, J.; Nicholson, P.; Aksnes, K.; Petit, J.-M. (2002). "Evidence for an extended scattered disk". Icarus. 157 (2): 269-279. arXiv:astro-ph/0103435 $2. Bibcode:2002Icar..157..269G. doi:10.1006/icar.2002.6860. 
  11. ^ "Mankind's Explanation: 12th Planet". 31 Ocak 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  12. ^ "A comet's odd orbit hints at hidden planet". 4 Nisan 2001. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2023. 
  13. ^ "Is There a Large Planet Orbiting Beyond Neptune?". [ölü/kırık bağlantı]
  14. ^ "Signs of a Hidden Planet?". 31 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  15. ^ Mozel, Phil (2011). "Dr. Brett Gladman". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. A moment with ... 105 (2): 77. Bibcode:2011JRASC.105...77M. 
  16. ^ Gladman, Brett; Chan, Collin (2006). "Production of the Extended Scattered Disk by Rogue Planets". The Astrophysical Journal. 643 (2): L135-L138. Bibcode:2006ApJ...643L.135G. CiteSeerX 10.1.1.386.5256 $2. doi:10.1086/505214. 
  17. ^ "The long and winding history of Planet X". 15 Şubat 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Şubat 2016. 
  18. ^ Batygin (20 Ocak 2016). "Evidence for a distant giant planet in the Solar system". The Astronomical Journal. 151 (2): 22. arXiv:1601.05438 $2. doi:10.3847/0004-6256/151/2/22. 
  19. ^ Brown, Michael E. "Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud)". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. 23 March 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 July 2008. 
  20. ^ Jewitt, D.; Moro-Martın, A.; Lacerda, P. (2009). "The Kuiper belt and other debris disks". Astrophysics in the Next Decade (PDF). Springer Verlag. 18 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 31 Mayıs 2023. 
  21. ^ Buie, Marc W. (28 Aralık 2007). "Orbit fit and astrometric record for 15874". SwRI. 18 Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Kasım 2011. 
  22. ^ a b Emel'yanenko, V.V. (2008). "Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits". Astronomy Letters. 34 (4): 271-279. Bibcode:2008AstL...34..271E. doi:10.1134/S1063773708040075. (subscription required)
  23. ^ Mike Brown. "Why I believe in Planet Nine". 14 Şubat 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  24. ^ C. de la Fuente Marcos; R. de la Fuente Marcos (1 Eylül 2014). "Extreme trans-Neptunian objects and the Kozai mechanism: Signalling the presence of trans-Plutonian planets". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (1): L59-L63. arXiv:1406.0715 $2. Bibcode:2014MNRAS.443L..59D. doi:10.1093/mnrasl/slu084. 
  25. ^ "Minor Planets with semi-major axis greater than 150 AU and perihelion greater than 30 AU". 28 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  26. ^ "2003 SS422 semi-major axis". 12 Nisan 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi.2003 SS422 semi-major axis.&rft_id=https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2003SS422&rfr_id=info:sid/tr.wikipedia.org:Ayrık cisim" class="Z3988"> 
  27. ^ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (21 Temmuz 2016). "Commensurabilities between ETNOs: a Monte Carlo survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 460 (1): L64-L68. arXiv:1604.05881 $2. Bibcode:2016MNRAS.460L..64D. doi:10.1093/mnrasl/slw077. 
  28. ^ Michael E. Brown (10 Eylül 2013). "How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily)". California Institute of Technology. 18 October 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mayıs 2013. Diameter: 242km 
  29. ^ "objects with perihelia between 40–55 AU and aphelion more than 60 AU". 5 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  30. ^ "objects with perihelia between 40–55 AU and aphelion more than 100 AU". 5 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  31. ^ "objects with perihelia between 40–55 AU and semi-major axis more than 50 AU". 5 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  32. ^ "objects with perihelia between 40–55 AU and eccentricity more than 0.5". 5 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  33. ^ "objects with perihelia between 37–40 AU and eccentricity more than 0.5". 3 Aralık 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2023. 
  34. ^ "MPC list of q > 40 and a > 47.7". Küçük Gezegen Merkezi. 5 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2018. 
  35. ^ a b E. L. Schaller (2007). "Volatile loss and retention on Kuiper belt objects" (PDF). Astrophysical Journal. 659 (1): I.61-I.64. doi:10.1086/516709. 14 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 2 Nisan 2008. 
  36. ^ "Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112". SwRI (Space Science Department). 8 Kasım 2007. 18 Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2008.  Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım)
  37. ^ "JPL Small-Body Database Browser: (2004 VN112)". 12 Nisan 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Şubat 2015. 
  38. ^ "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2011. Discoverer: CTIO 
  39. ^ R. L. Allen (2006). "Discovery of a low-eccentricity, high-inclination Kuiper Belt object at 58 AU". The Astrophysical Journal. 640 (1): L83-L86. arXiv:astro-ph/0512430 $2. doi:10.1086/503098. 
  40. ^ a b c d e f g h i Sheppard (July 2016). "Beyond the Kuiper Belt Edge: New High Perihelion Trans-Neptunian Objects with Moderate Semimajor Axes and Eccentricities". The Astrophysical Journal Letters. 825 (1): L13. arXiv:1606.02294 $2. doi:10.3847/2041-8205/825/1/L13. 
  41. ^ Sheppard (August 2016). "New Extreme Trans-Neptunian Objects: Towards a Super-Earth in the Outer Solar System". Astrophysical Journal. 152 (6): 221. arXiv:1608.08772 $2. doi:10.3847/1538-3881/152/6/221. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Ayrık_cisim&oldid=33772723" sayfasından alınmıştır