Ayın düzensizliği

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
Bu taslak Satürn'ün düzensiz uydularının yörüngesini gösterir. Merkezinde,Titan'ın yörüngesi, bir düzenli uydu, kıyasalamalarda kırmızıyla vurgulanır.

Astronomi de, düzensiz ay,düzensiz yörünge veya  düzensiz doğal yörünge uzaklığı takip eden, eğimli ve sıklıkla dışmerkezli ve gerici uzaklığı takip eden, birer doğal yörüngedir . Düzenli uyduların aksine  onların esas gezegenleri tarafından bunlar çekim alanına alındı ve yörünge etrafında oluştular.

113 düzensiz uydu keşfedildi , tüm 4 büyük yörüngenin büyük gezegenlerinde  (Jüpiter,Satürn,Uranüs,Neptün)[kaynak belirtilmeli] Gezegenlerin en büyüğü Jüpiter'in Himalia ,Satürn'ün Phoebe, Uranüs'ün Sycorax,ve Neptün'ün Triton. 1997'de, ilk iki düzensiz Uranüs keşfedildi , Caliban ve Sycorax. Güncel olarak düşünülen düzensiz uydular güneşmerkezli yörüngenin yakınlarındaki güncel yerlerinden yakın gezegenlerinin oluşumundan sonra alıkonuldu. Alternatif teoride, kökeninden daha dışarıda olan  Kuiper belt, güncel gözlemler tarafından desteklenmedi.

Tanım[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegenler rH, 106 km[1] rmin, km[1] Numaralar
Jüpiter 51 1.5 59
Satürn 69 3 38
Uranüs 73 7 9
Neptün 116 16 7 (Triton içerir)

Düzensiz uydunun geniş ölçüde kesin onaylanmış tanımı yoktur. Gayri resmi olarak, eğer onlar gezegenden yeterince uzaklıktaysa uydular düzensiz olarak düşünülür.  Yörünge düzleminin devinimi temelde Güneş tarafından kontrol edilir.

Pratikte, uyduların yarı büyük ekseni gezegenin tepe küresiyle karşılaştırıldı. (bu şu demek , bu küre gravitasyonal etkidir.) .Düzensiz uyduların yarı büyük ekseni 0.05  dan büyüktür, apoapses in genişlemesi 0.65  kadardır.[1] Tepe kürenin yarıçapı yandaki tablo da verilmiştir.

Yörüngeler[değiştir | kaynağı değiştir]

Güncel Dağılım[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter'in düzensiz uydusu (kırmızı), Satürn'ün (sarı), Uranüs'ün  (yeşil) ve  Neptun'ün (mavi) (Triton harici). Yatay eksenin gezegenden uzaklığı gösteriyor ki (yarı büyük eksen) uzayın tepe küresinin çapının bölümüdür.Dikey eksen onların yörünge eğilimlerini gösteriyor.Nokta veya çember onların göreceli büyüjlüklerini gösteriyor.

Düzensiz uyduların bilinen yörüngeleri aşırı çeşitlidir, fakat kesin kurallar vardır. Tersine giden yörüngeler prograd yörüngelerden daha yaygındır(83%) .Uyduları olmayanlar yörünge eğilimleri olarak bilinir ve 55° den büyüktür (veya 130°den küçük retrograd uyduları için).Ek olarak, bazı gruplar tanımlanabilir,bir büyük uydu benzer yörüngeyle birlikte benzerlerinden paylaşabilir.

Gezegenlerden uzaklığı verildiğinde, Güneş sayesinde dıştaki uydunun yörüngesi baya sıkıntılı  ve yörüngelerinin elementleri kısa aralıklarda genişçe değişebilir. Pasiphae nın yarı büyük ekseni ,örneğin , 2 yıl içinde 1.5 gm kadar değişirler  (yalnız yörüngelerde) ,eğilimi 10°civarındadır , dışmerkezlilik eğilimide 24 yılda 0.4 kadardır.[2] Sonuç olarak, verilen tarihte dokunumlu elementlerden ziyada ortalama yörünge elementleri grupları tanımlamakta kullanılırdı. (Benzer olarak, uygun yörünge elementleri astroidlerin yakınlarını tanımlamak için kullanılırdı.)

Köken[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş merkezli yörüngelerden düzensiz uydular yakalanmış. (Aslında, büyük gezegenlerin düzensiz ayları  görünür. ), Jovian ve Neptunian trojans, ve gri Kuiper belt nasneleri aynı kökene aittir.[3]) Bunun oluşması için, şu üç şeyin gerçekleşmesi gerekir:

  • Enerji dağıtımı (örneğin ilkel gaz bulutlarının etkileşimi)
  • Kısa bir süre içinde bir gezegenin tepe küresinin önemli bir oranda genişlemesi (40%) (binlerce yıl içinde)
  • Üç cisim etkileşiminde enerji aktarılması. Bu şunları  içerir :
    • Bir çarpışma (veya yakın karşılaşma) yeni cismin veya bir uydunun , sonucunda gelen cisim enerji kaybeder ve yakalanır. 
    • Gelen çift maddenin aralarındaki yakın karşılaşma ve bir gezegenin (veya muhtemel varolan ay), sonucu alınan ikilinin bileşenleri. Bu tür rota önerildi çoğunlukla Triton için.[4]

Yakalandıktan sonra , küçük ayların benzeri uydular onları takip eder ve uyduların birkaçı ayrılabilir ve bu gruplaşmaya sebep olur. Rezonans ayrıca değiştirilebilir  ve yörüngeler grup yapılarak daha az tanınabilir.

Uzun vadeli stabillik[değiştir | kaynağı değiştir]

Phoebe, Satürn'ün en büyük düzensiz uydusu

Apocenter in yakınlarındaki önemli karışıklıklara rağmen , düzensiz ayların güncel yörüngeleri düzenlidir.[5] Birçok düzensizin sürekliliğinin sebebi  şudur yörüngeler secular veya Kozai resonance ile birliktedir.[6]

Ek olarak, Taklit şunları gösteriyor:

  • Yörüngenin eğimi 50° ve 130° arasında oldukça süreksizdir : Dış merkezlilik hızlıca artar ve sonuç olarak uydusunu kaybeder. [2]
  • Ters yönde giden uydular prograddan fazlaca düzenli (sürekli) (ters yönde giden düzenli uydular gezegenden çok daha uzakta bulunur.)

Dışmerkezliliğin artışı sonuçları gökada enberilerinden ve büyük gökada ötesinden küçüktür.  Uyduların girişi düzenli kuşağın ayları ve kayıbı veya kazanın çıkarılması vasıtasıyla  ve yakın yüzleşmedir. Bundan farklı olarak, Güneş aracılığıyla artan karışıklık büyüyen gökada enötesi tepe küresinden uzağa itilir. 

Tersine giden uydular, progradlarla karşılaştırıldığında gezegenlerden uzakta bulunur . Entegrasyonların sayısal olarak incelenmesiasimetri ile gösterilir. Eğimin ve dışmerkezlilik kompleks fonksiyonlarının sınırları vardır, fakat genel olarak, prograd yörüngeleri yarı büyük eksen ile  0.47 rH (Tepe küresi yarıçapı) süreklidir, halbuki tersine giden yörüngelerin düzenliliği 0.67 rH a kadar genişleyebilir.

Prograd uydular için ana eksenin sınırı şaşırtıcı bir şekilde keskindir .Prograd uydusu , dairesel yörünge (eğim=0°) 0.5 rH  a yerleşen 40 yıldan kısa süre içinde Jüpiter'den ayrılabilir .Etki ay tedirginliği rezonansı şeklinde açıklanabilir.Uydunun galaktik enötesinde , gezegenlerin ayın durumunu kontrol altına almak ve Güneş'e olan pozisyonunu sabit tutmak.Biriken karışıklığın etkisi her itişte dışarı daha da itilen uydulardır.[5]

Dönen gezegen eksen takımında prograd eden ve geriye doğru giden uyduların arasındaki asimetrisi Coriolis ivmesiyle sezgisel olarak açıklanabilir.Uyduların dengelenmesi için prograd uydular için ivme noktası dışarı doğru ve geriye doğru giden uydular için nokta içeri doğru .[7]

Fiziksel Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyüklük[değiştir | kaynağı değiştir]

Güç yasasının ekleri Objelerin sayıları büyüklüklerinede bağlıdır.

Dünya'dan çok uzaktakiler için verilen Uranüs'ün ve Neptün'ün bilinen düzensiz uyduları Jüpiter ve Satürn'ünkilerden büyüktür; küçük olanların varlığı var olarak düşünülüyor fakat daha gözlem yapılmamıştır. Ancak, bu kafadaki gözlemsel önyargılar ile, dağılımın büyüklüğü dört büyük gezegeninkiyle benzerdir.

Genellikle,güç yasasına göre objenin sayısal olarak dışavurum çapı yaklaşık olarak D den küçük veya D ye eşittir:

n q ile tanımlanan eğim

Yüzeysel olarak güç yasasında  (q~2) büyüklük gözlemlendi 10 dan 100 km ye kadar fakat daha dik 10 km den küçük olanlar için (q~3.5).

Karşılaştırmalara göre, Kuiper kuşağı objelerinin dağılımı  daha dik (q~4), 1000 km nin bir obje için , çapı 100 km olan yüzlerce obje vardır. Dağılım büyüklüğü muhtemel kökene kayrayış sağlar (esir alma , çarpışma / parçalanma veya yapışma gibi..).

 Her 100 km lik obje için , 10 km lik 10 obje bulunabilir. Bir 10 km lik obje için,bazı 1 km lik 140 obje bulunabilir.

Renkler[değiştir | kaynağı değiştir]

Şema gezegenlerin düzensiz uydularının renk farklılıklarını örnekliyor.Jüpiter kırmızı,Satürn sarı ve Uranüs yeşil. Yalnız düzensizlerin bilinen renk indeksleri gösterilmiştir . Referans için, centaur ve üç klasik Kuiper kuşağı objesi ayrıca çizilmiştir (gridir , büyüklüğü ölçülmemiştir). Karşılaştırmalara göre, centaurs ın rengi ve KBOs görünüyor..

Düzensiz uyduların renkleri renklerin indüksiyonu üzerinden çalışılabilir : maviden oluşan objenin belli büyüklüklerin farklılıklarının basit ölçümleri, görünebilir mesela yeşil-sarı ve kırmızı filtreler ile . Düzensiz uuyduların gözlemlenen renkleri birçok renksizden  (grimsi) den (kırmızımsıya) ( fakat bazı kuiper kuşağı objeleri kırmızı kadar değil ) 

beyazlık[8] renksiz kırmızımsı kırmızı
düşük C 3–8% P 2–6% D 2–5%
orta M 10–18% A 13–35%
yüksek E 25–60%

Her gezegen in sistemi az da olsa farklı özellikler gösterir. Jüpiter'in düzensizlerigriden biraz kırmızıya kadar, C ile birlikte, P ve D tipi astroitler.[9] Bazı uydu grupları benzer renklerde gözlemlenebilir (diğer bölümlerde göreceksiniz). Saturn'ün düzensizleri Jüpiter'den biraz daha kırmızıdır.

Uranüs'ün büyük düzensiz uyduları (Sycorax ve Caliban) ışıkları kırmızı, halbuki küçükleri Prospero ve Setebos gri, Neptün'ün uyduları Nereid ve Halimede gibi .[10]

Spektrumlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Güncel kararlarla birlikte, birçok uydunun görünebilir ve  yakın kızılötesi spektrumları özelliksiz görünür. Şimdiye kadar , Phoebe ve Nereid üzerinde su buzu anlamına geldi ve özellikleri sulu değişikliklere katkıları Himalia da bulundu . 

Rotasyon[değiştir | kaynağı değiştir]

Düzenli uydular  gelgit arasında sıkıştı (bu şu demek,  uyduların kendi gruplarına yalnızca bir taraflarını göstermeleri amacıyla,uyduların rotasyonlarıyla birlikte yörüngelerinin eş uyumluluğu vardır. Aksine, düzensiz uyduların üzerindeki gelgit kuvveti , gezegenler arası verilen uzaklığa göre önemsizdir, ve sadece 10 saatlik rotasyon periyodu arasında  Himalia, Phoebe ve Nereid in büyük aylarının ölçümü sağlandı. (öbür yörünge periyotlarıyla kıyaslanınca diğerleri yüzlerce gün aldı ). Bu rotasyon oranı genel olarak astroitler için aynı aralıktadır.

Genel kökenleriyle birlikte aileleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı düzensiz uyudular yörüngelerinde grup şeklinde görülürler, bu şekilde birçok uydu aynı yörüngeyi paylaşır. Ana teoride bu objeler çarpışma aileleridir,ayrılan büyük bir objenin parçalarıdır.

Dinamik grupları[değiştir | kaynağı değiştir]

Verilen hız itmesinin Δv  yörünge çapınının muhtemel dağılımı tahmin etmek için basit çarpışma modelleri kullanılır .Bu modelin onaylanması bilinen yörünge çapları Δv gözlemlenen gerekli sağılım yaratımının tahminini mümkün kılar. Δv dakikada on metrenin  (5–50 m/s) ayrılma sonucuna sebep olur. Düzensiz uyduların dinamik grupları bu kriterler kullanılarak tanımlanabilr ve  ayrılınan değerlendirmeden genel kökenin muhtemelliğidir .[11]

Yörüngenin dağılımı çok geniş olduğunda ( mesela yüzlerce hız için gereken itme)

  • Ya bir çarpışmadan fazlası düşünülmeli, mesela kümeler yarıya bölünmeli ve gruplar oluşmalı gibi.
  • veya kayda değer bir direk çarpışma değişimi , mesela  rezonansdan dolayı oluşan , kabul edilmiş olması gerek.

Renk grupları[değiştir | kaynağı değiştir]

*8 Uyduların spektrumları ve renkleri bilindiğinde,verilen gruplarda bu bilgilerin tüm üyeler için homojenliğinin yaygın köken için olan önemli tartışmalarıdır. Ancak,  uygun data da kesinliğinin eksikliğinde istatistiklerin kesin sonuçlarını çizmek zorlaşır .Ek olarak , gözlemlenen renkler uyduların yığın birleşimlerinin gerekli olmayan sembolüdür.

Gözlemlenmiş Gruplar[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter'in düzensiz uyduları[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter'in yörüngesindeki düzensiz uydular, nasıl kümelerin içinde grupların olduğunu gösteriyor. Gösterilen büyüklüklerdeki çemberler aracılığıyla uydular gösterilir . Yatay eksende ki objenin bulunduğu yer onun Jüpiter'e olan uzaklığını gösteriyor. Dikey eksendeki yerleşkesi yörüngesel eğimi gösteriyor. Sarı çizgiler yörüngesel dışmerkezliliği gösteriyor. (mesela,Jüpiter'den olan kapsamlı uzaklığı yörünge sırasında çeşitlidir).

Genel olarak, devam eden gruplar listelenmiştir (dinamik olarak dar gruplar homojen renkler gösterir,göze çarpanlar listelenmiştir.)

  • Prograd uydular
    • Himalia grupları ortalama eğimini 28° olarak paylaşırlar. Onlar dinamik olarak sınırlanmış (Δv ≈ 150 m/s). Görünen dalgalarda homojen olarak dağılmışlardır. (şeffaf renkler C-tipi astroidlere benzerdir) ve kızılötesi dalgalarının yanında bulunur. s[12]
    • Themisto bilinen herhangi bir grubun parçası değildir . 
    • Carpo bilinen herhangi bir grubun parçası değildir.
  • Ters yöne giden uydular
    • Carme grubu   ortalama eğimini 165° olarak  paylaşırlar . Bu dinamik olarak sıkıdır(5 < Δv < 50 m/s). Renkleri fazlasıyla homojen olarak dağılmıştır, her üyesi kırmızı renk ortaya çıkarırve atalarından  D-tipi asteroit içerir.
    • Ananke grubu ortalama eğimini 148°  olarak paylaşırlar . Yörüngenin parametresi küçük dağınıklıklar gösterir (15 < Δv < 80 m/s). Ananke kendi kendine kırmızı ışık saçar fakat diğer grup üyeleri giri ışık saçar.
    • Pasiphae grubu oldukça dağınıktır. Pasiphae kendi kendine gri olarak gözükür, halbuki diğer üyeler (Callirrhoe, Megaclite) kırmızı ışık saçar.

Sinope, bazen Pasiphae grubunun içinde bulunur, kırmızıdır ve verilen eğim farkı,ve bu bağımsızca ele geçirilir.[9][13] Pasiphae ve Sinope Jüpiter ile birlikte ayrıca dünyasal rezonansın içinde yakalanır .[5][11]

Satürn'ün düzensiz uyduları[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn'ün düzensiz uyduları, gruplarının içinde nasıl küme oluşturulacağını göstermiştir. Bu açıklama için, Jüpiter şemasını görün

Satürn'ün uyduları için genellikle devaö eden grupları listelenmiştir:

  • Prograd uydular
    • Gallic grubu  ortalama eğimini 34° olarak paylaşırlar.Yörüngeler dinamik olarak sıkıdır (Δv ≈ 50 m/s),ve kırmızı ışık saçarlar; renkleri hem görünür kısımda hem kızılötesi dalgalarında kırmızıdır.[12]
    •  Inuit grubu  ortalama eğimini 46° olarak  paylaşırlar . Yörüngeleri geniş bir bölgede dağınık olarak bulunur  (Δv ≈ 350 m/s) fakat kırmızı ışık yayarak fiziksel olarak homojen dağılmışlardır 
  • Ters yöne giden uydular
    •  Norse grubu genellikle amaçları isimlendirmede kullanılır; yörünge çapı genişçe dağılmıştır.Alt bölünme keşfedilmiştir, bu şunları içerir
      • Phoebe grubu ortalama eğimini 174°olarak paylaşırlar;bu alt grup çok geniş dağılmıştır, ve belki de uzakta en az alt alt iki grup vardırç
      • Skathi grubu muhtemelen Norse grubunun alt grubudur.

Uranüs'ün ve Neptün'ün düzensizleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Uranüs'ün düzensiz uydusu (yeşil) ve Neptün'ün (mavi) (Triton hariç). Açıklama için Jüpiter grafiği.
Gezegenler rmin[1]
Jüpiter 1.5 km
Satürn 3 km
Uranüs 7 km
Neptün 16 km

Güncel bilgilere göre ,Uranüs ve Neptün'ün yörüngesinde ki düzensiz uyduların sayısı Jüpiter'in ve Satürn'ün kilerden düşüktür. Ancak , bu şu şekilde düşünülebilir ;Uranüs ve Neptün'ün arasındaki büyük uzaklıktan dolayı gözlemsel zorlukların basit bir sonucudur .Yukarıdaki tablo güncel teknoloji ile saptanmış uyduların en düşük yarıçaplarını gösteriyor,farzedelim ki 0.04 beyazlık derecesi;sonuç olarak , şüphesiz ki herhangi bir yerde henüz gözlemlenmeyen birçok küçük Uranian ve Neptünian uyduları vardır.

Küçük numaralardan dolayı, istatistikler sonuçlardan çıkartarak belirtiyor ki gruplaşmak çok zordur.Dağınık yüksek itmenin gerekli orbital katsayılarının aksine gerici Uranüs uydularının yalnız kökeni görünür (Δv ≈ 300 km), çarpmanın büyük yarıçapını gösterir (395 km), bu parçaların büyüklük dağılımlarıyla uyumsuzluk gösterir. . Onun yerine, iki grubun varlığı hakkında kuramsal olarak düşünülüyor:[9]

Bu iki grup Uranüs' e olan uzaklıklarına göre (3σ itimat ile birlikte ) ve dışmerkezliliğine göre farklıdır.[14] Fakat, bu gruplar gözlemlenen renkler tarafından tam olarak desteklenmemiştir: Caliban ve Sycorax açık kırmızı olarak gözükür, halbuki küçük uydular gri olarak gözükür.[10]

Neptün için, Psamathe ve Neso nun yaygın olabilecek kökenleri kaydedildi.[15] Verilen gri benzeri renkler, Halimede Nereid 'in parçaları olarak ayrıca önerildi [10] Bu iki uydu Güneş sisteminin yaşından yüksek çarpışma nın olma olasılığı (41%)dir.[16]

Araştırmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Distant Cassini image of Himalia

Şimdiye dek , yalnızca düzensiz uydular uzay aracı ile  ziyaret edildi, bunlar Triton ve Phoebe, ve bunlar eğer bir karşılaştırma yapılırsa Neptün'ün ve Satürn'ün en büyük düzensizleridir.  Triton  Voyager 2tarafından 1989 da tasvir edildi ve Phoebe 2004 te Cassini aracılığıyla derinlemesine incelendi.  Cassini ayrıca uzakta alıkonuldu,Jüpiter'in Himalia 2000 de.Gelecekte ziyaret edilmesi beklenilen herhangi bir düzensiz uydu yoktur.  

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c d Sheppard, S. S. (2006). "Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects". Proceedings of the International Astronomical Union 1: 319. arXiv:astro-ph/0605041. DOI:10.1017/S1743921305006824. 
  2. ^ a b Carruba, V.; Burns, J. A.; Nicholson, P. D.; Gladman, B. J.; On the Inclination Distribution of the Jovian Irregular Satellites, Icarus, 158 (2002), pp. 434–449 (pdf)
  3. ^ Sheppard, S. S.; Trujillo, C. A. (2006). "A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors" (PDF). Science 313 (5786): 511–514. Bibcode 2006Sci...313..511S. DOI:10.1126/science.1127173. PMID 16778021. http://www.ciw.edu/users/sheppard/pub/Sheppard06NepTroj.pdf. 
  4. ^ Agnor, C. B. and Hamilton, D. P. (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter". Nature 441 (7090): 192–4. Bibcode 2006Natur.441..192A. DOI:10.1038/nature04792. PMID 16688170. 
  5. ^ a b c Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; and Levison, H. F.; Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites, The Astronomical Journal,126 (2003), pp. 398–429. [1]
  6. ^ Ćuk, M. and Burns, J. A.; A New Model for the Secular Behavior of the Irregular Satellites, American Astronomical Society, DDA meeting #35, #09.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 36, p. 864 (preprint)
  7. ^ Hamilton, D. P.; and Burns, J. A.; Orbital Stability Zones about Asteroids, Icarus 92 (1991), pp. 118–131D.
  8. ^ Based on the definitions from Oxford Dictionary of Astronomy, ISBN 0-19-211596-0
  9. ^ a b c Grav, T.; Holman, M. J.; Gladman, B. J.; and Aksnes, K.; Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166 (2003), pp. 33–45 (preprint).
  10. ^ a b c Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Fraser, Wesley C. (2004-09-20). "Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune". The Astrophysical Journal 613 (1): L77–L80. arXiv:astro-ph/0405605. Bibcode 2004ApJ...613L..77G. DOI:10.1086/424997. 
  11. ^ a b Nesvorný, D.; Beaugé, C.; and Dones, L.; Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 (pdf)
  12. ^ a b Grav, T.; and Holman, M. J.; Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn,The Astrophysical Journal, 605, (2004), pp.
  13. ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C. (2003). "An abundant population of small irregular satellites around Jupiter" (pdf). Nature 423 (6937): 261–263. Bibcode 2003Natur.423..261S. DOI:10.1038/nature01584. PMID 12748634. http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/sheppardjupiter.pdf. 
  14. ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal 129: 518. arXiv:astro-ph/0410059. Bibcode 2005AJ....129..518S. DOI:10.1086/426329. 
  15. ^ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.; Kleyna, Jan (2006). "A Survey for "Normal" Irregular Satellites around Neptune: Limits to Completeness". The Astronomical Journal 132: 171–176. arXiv:astro-ph/0604552. Bibcode 2006AJ....132..171S. DOI:10.1086/504799. 
  16. ^ Holman, M. J.; Kavelaars, J. J.; Grav, T. ve diğ. (2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune" (PDF). Nature 430 (7002): 865–867. Bibcode 2004Natur.430..865H. DOI:10.1038/nature02832. PMID 15318214. https://www.cfa.harvard.edu/~mholman/nature_final.pdf. Erişim tarihi: 24 October 2011. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]