Klâsik Kuiper Kuşağı cismi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
Muhtelif kubvano yörüngelerinin Neptün (mavi) ve Plüton (pembe) yörüngeleriyle kıyası

Klâsik Kuiper Kuşağı cismi (aynı zamada kubvano (İng. cubewano (/ˌkjuːbˈwʌn/ "QB1-o") da denir),[1] düşük dış merkezlikli Kuiper Kuşağı cisimlerinden (KKC; İng. Kuiper belt object) olup yörüngesi Neptün'ün dışında ve onunla yörüngesel rezonans hâlinde olmayan gök cisimlerine verilen addır. Kubvano yörüngelerinin ana eksenleri 40–50 AB cıvarında oyup Plüton'nun hilafına Neptün’ün yörüngesini geçmezler. Başka bir ifadeyle düşük dış merkezlikleri ve bazen klâsik gezegenler gibi düşük eğimli yörüngeleri vardır.

"Kubvano" adı, Plüton ve Charon'dan sonra keşfedilen ilk Neptün ötesi cisim (İng. trans-Neptunian object, TNO) olan (15760) 1992 QB1'dan gelmektedir.[2] Daha sonra bulunan benzer cisimler, İngilizcede sık sık bu ilk cisimden hareketle "QB1-o's" veya "cubewanos" diye adlandırıldı. Buna rağmen bu tür gök cisimleri için "klâsik" kavramı bilimsel literatürde çok daha fazla kullanılmaktadır.

Kubvano olarak tarif edilen cisimler arasında şunlar bulunmaktadır:

Haumea, geçici olarak Minor Planet Center tarafından 2006'da bir kubvano olarak sıralanmasına rağmen[4] sonradan rezonans hâlinde olduğu anlaşıldı.[3]

Büyük kubvanoların (mavi) yörüngeleri, büyük resonans hâlindeki Neptün ötesi cisimlerle (kırmızı) kıyası (H < 4,5; plütinolar dahil). Apsis ana ekseni gösterir. Yörüngelerin dış merkezlikleri bölümlerle (günberiden günöteye doğru) yörünge eğiklikleri ordinata yansıtılarak gösterilmiştir .

Yörüngeler: 'sıcak' ve 'soğuk' popülasyonlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Çoğu kubvanolar, Neptün'le (plütinolarca doldurulmuş olarak) 2:3 yörüngesel rezonans hâlindedir ve 1:2 rezonansında bulunur. Mesela 50000 Quaoar'ın yörüngesi dairesel şekilde olup ekliptiğe yakındır. Diğer taraftan plütino yörüngelerinin dış merkezliği daha fazla olduğundan bazıları Güneş'e Neptün'den daha fazla yaklaşırlar.

'Soğuk popülasyon' diye anılan cisimlerin çoğunluğunun düşük eğimleri ve dairesele yakın yörüngeleri vardır. Daha küçük bir popülasyonunu ('sıcak popülasyon') yüksek eğimli ve daha dış merkezlikli yörüngeler karakterise eder.[5]

Deep Ecliptic Survey (derin tutulum anketi) iki popülasyonun dağılımını gösterir; birinin eğim merkezi 4.6°'de (Core), diğerinkiyse 30°'nin üstündedir (Halo).[6]

Dağılımları[değiştir | kaynağı değiştir]

KKC'lerinin büyük çoğunluğunun eğimleri (üçte ikiden fazlası) 5°'den az olup dış merkezlikleri 0,1'den azdır. Ana eksenleri kuşağın ortasını tercih ettiklerini gösterir; rezonans limitine yakın küçük cisimlerin ya rezonansa girmiş ya da yörüngeleri Neptün tarafından değiştirilmiş olduğu tartışmalıdır.

'Sıcak' ve 'soğuk' popülasyonlar çok farklıdır: kubvanoların %30'dan fazlası düşük eğimli dairesele yakın yörüngelerdedirler. Plütino yörüngelerinin parametreleri daha benzer oranlarda paylaştırılmış olup ılımlı dış merkezliklerdeki bölgesel maksimumu 0,15 ilâ 0,2 arası olup düşük eğimleri 5 ilâ 10° arasındadır. Ayrıca dağınık disk cisimleriyle karşılaştırmaya bakınız.

Klâsik cisimlerin (mavi) kırmızı olarak gösterilen plütinolar ve Neptün'le (sarı) (hizalanmış) yörüngelerine kutupsal ve ekliptik bakış.

Kubvanoların yörüngesel dış merkezlikleri kıyaslandığındı onların Neptün'ün yörüngesinin dışında bariz bir 'kuşak' oluşturduğu görülürken plütinoların Neptün'ün yörüngesine yaklaştığı, hatta onu geçtikleri görülür. 'Sıcak' kubvanoların yörüngesel eğimleri tipik olarak 20°'nin altında kalan plütinolarla kıyaslandığında kolayca yüksek eğimleriyle ayırd edilirler. (Hâlihazırda 'sıcak' kubvanoların eğimleri için bariz bir izah mevcut değildir.[7])

Sıcak ve soğuk popülasyonların fiziksel karakteristikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Farklı yörünge karakteristiklerinin yanında her iki popülasyonun fizikî karakteristikleri de farklıdır.

Kırmızı soğuk popülasyonla daha heterojen olan sıcak popülasyon arasındaki renk farklılığı ilk defa 2002'de gözlemlendi.[8] Daha büyük bir veri setine dayalı yeni çalışmalar, sıcak ve soğuk popülasyonlar arasındaki kesim eğiminin 5° yerine 12° olduğunu gösterdi ve homojen, kırmızı popülasyonla mavimtrak sıcak popülasyon arasındaki farkı teyit etti.[9]

Düşük eğimli (soğuk) ve yüksek eğimli (sıcak) klâsik cisimler arasında mevcut olan başka bir fark, gözlemlenen ikili cisimlerin sayısıdır. İkili cisimler düşük eğimli yörüngelerde oldukça yaygın olup tipik olarak elemanları benzer kadirde olan sistemlerdedirler. Yüksek eğimli yörüngelerde ikili sistemler daha ender olup bileşenlerinin kadiri tipik olarak farklıdır. Renk farklılıklarının yanında bu bağıntı, şimdi gözlemlenen klâsik cisimlerin en az iki farklı ve kesişen popülasyondan meydana geldiği ve bunların fizikî özellikleriyle yörüngesel geçmişlerinin farklı olduğu görüşünü destekler.[10]

Resmî bir tanıma doğru[değiştir | kaynağı değiştir]

'Kubvano' veya 'klâsik NÖC' için resmî bir tarif yoktur. Buna rağmen bu kavram, normalde Neptün'den kaynaklanmış hatırı sayılır düzensilikleri olmayan cisimler için kullanılırken Neptün'le yörüngesel rezonansta olan KKC'ler (rezonans hâlindeki Neptün ötesi cisimler) buna dahil edilmez. Minor Planet Center (MPC) ve Deep Ecliptic Survey (DES), aynı kritere dayanarak kubvanoları (yani klâsik cisimleri) listelemez. MPC tarafından kubvano olarak tasnif edilen birçok NÖC, DES tarafandan ScatNear (İng. scattered near; "muhtemelen Neptün'ce tedirgin edilmiş") olarak sınıflandırılır. Cüce gezegen Makemake, böyle sınırda olan klâsik bir kubvano/ScatNear cismidir. (119951) 2002 KX14, muhtemelen plütinolara yakın bir iç kubvano olabilir. Bundan başka Kuiper Kuşağı'nın 47–49 AB'den daha uzaklarda düşük eğiklikli cisimler olmaması şüphesiyle bir 'kenar'ının olduğuna dair söz edilmeye 1998'de başlanmış, bunun doğru toplanan yeni verilerle 2001'de gösterilmiştir.[11] Sonuç olarak kavramın geleneksel kullanımı, yörüngenin ana eksenine dayanır ve 2:3 ilâ 1:2 rezonansında, yani 39,4 ve 47,8 AB arasında olan cisimleri (bu rezonansların kendisi ve aralarındaki daha küçükleri hariç) ihtiva eder.[5]

Bu tanımlar kesinlikten yoksundur: bilhassa klâsik cisimlerle dağınık disk arası sınır muğlaktır. 2010 yılı itibarıyla günberisi (q) > 40 AB ve günötesi (Q) < 47 AB olan 377 cisim bilinmektedir.[12]

DES'in tasnifi[değiştir | kaynağı değiştir]

J. L. Elliott ve arkadaşları tarafından Deep Ecliptic Survey raporuna göre 2005 yılında kullanılmaya başlanmış tasniftir ve ortalama yörünge parametrelerine dayalı biçimsel kriterler kullanır.[6] Gayriresmî bir ifadeyle bu tanım, Neptün yörüngesini hiç geçmeyen cisimleri içerir. Bu tanıma göre bir cisim, şu şartlar altında klâsik KKC'dir:

  • rezonans hâlinde değilse
  • Neptün'e göre ortalama Tisserand parametresi 3'ü geçerse
  • ortalama dış merkezliği 0,2'den azsa.

SSBN07'nin tasnifi[değiştir | kaynağı değiştir]

Alternatif bir tasnif, B. Gladman, B. Marsden ve C. van Laerhoven tarafından 2007'de kullanılmaya başlandı. Bu tasnif, 10 milyon sene yörünge entegrasyonunu Tisserand parametresi yerine kullanır. Klâsik cisimler, buna göre rezonans hâlinde olmayan ve şimdi Neptün tarafından tedirgin edilmeyen cisimlerdir.[13]

Formel olarak bu tanım, şimdiki yörüngeleri aşağıdaki gibi olan bütün cisimleri klâsik olarak görür:

  • rezonans hâlinde değilse (metodun tanımına bakınız)
  • ana ekseni Neptün'den daha büyük (> 30,1 AB; yani centaurlar dahil değil) ve 2000 AB'den azsa (İç Oort Bulutu cisimleri hariç)
  • Neptün'ce tedirgin edilmemişlerse
  • (müstakil cisimleri dışlamak için) dış merkezliği (eksantrikliği)  ise.

Başka düzenlerin aksine bu tarif, İç Klâsik Kuşak denilen ve ana ekseni 39,4 AB'den az (2:3 rezonansı) veya Dış Klâsik Kuşak denilen ve ana ekseni 48,7'den fazla olan (1:2 rezonansı) cisimleri dahil eder, Ana Klâsik Kuşak kavramını ise ikisi arasındaki yörüngeler için bırakır.[13]

Aileler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir gök cisminin parçalanmasının kalıntıları olarak düşünülen klâsik Kuiper Kuşağı'nda bilinen ilk çarpışma ailesi Haumea ailesidir.[14] Haumea'yı, uydularını, 2002 TX300 ve yedi daha küçük cismi içerir. Cisimler sadece benzer yörüngeler takip etmekle kalmaz, fizikî karakteristikleri de birbirlerine benzer. Birçok başka KKC'nin hilafına yüzeylerinde büyük miktarda buz (H2O) bulunurken tolinler ya hiç yoktur, ya da çok azdır.[15] Yüzey bileşimi, (kırmızının tersine) nötür renkleriyle 1,5 ve 2 μm'deki kızılötesi tayfta olan derin absorbsyondan anlaşılır.[16]

2008 itibarıyla. Ailenin en büyük dört cismi grafiklerde Humea'yı temsil eden çemberin içindedir.

Cisimler listesi[değiştir | kaynağı değiştir]

İşte kubvanoların çok genel bir listesi. 2014 itibarıyla q > 40 (AU) and Q < 48 (AU) olan 473 cisim bilinmektedir.

Kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Somewhat old-fashioned, but still used by the Minor Planet Center for their list of Distant Minor Planets
  2. ^ Dr. David Jewitt. "Classical Kuiper Belt Objects". David Jewitt/UCLA. 4 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20131104122640/http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/def_classical.html. Erişim tarihi: July 1, 2013. 
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 Brian G. Marsden (2010-01-30). "MPEC 2010-B62 : Distant Minor Planets (2010 FEB. 13.0 TT)". IAU Minor Planet Center. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 8 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20141108190309/http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10B62.html. Erişim tarihi: 2010-07-26. 
  4. ^ "MPEC 2006-X45 : Distant Minor Planets". IAU Minor Planet Center & Tamkin Foundation Computer Network. 2006-12-12. 2 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20080902154004/http://cfa-www.harvard.edu:80/iau/mpec/K06/K06X45.html. Erişim tarihi: 2008-10-03. 
  5. 5,0 5,1 Jewitt, D.; Delsanti, A. (2006). "The Solar System Beyond The Planets". Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences. Springer-Praxis. ISBN 3-540-26056-0. 
  6. 6,0 6,1 J. L. Elliot (2006). "The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population". Astronomical Journal 129 (2): 1117. Bibcode 2005AJ....129.1117E. DOI:10.1086/427395. 
  7. ^ Jewitt, D. (2004). "Plutino". 20 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20090920115800/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/plutino.html. 
  8. ^ A. Doressoundiram, N. Peixinho, C. de Bergh, S. Fornasier, P. Thebault, M. A. Barucci,C. Veillet (October 2002). "The Color Distribution in the Edgeworth-Kuiper Belt". The Astronomical Journal 124 (4): 2279. arXiv:astro-ph/0206468. Bibcode 2002AJ....124.2279D. DOI:10.1086/342447. 
  9. ^ Nuno Peixinho, Pedro Lacerda and David Jewitt (August 2008). "Color-inclination relation of the classical Kuiper belt objects". The Astronomical Journal 136 (5): 1837. arXiv:0808.3025. Bibcode 2008AJ....136.1837P. DOI:10.1088/0004-6256/136/5/1837. 
  10. ^ K. Noll, W. Grundy, D. Stephens, H. Levison, S. Kern (April 2008). "Evidence for two populations of classical transneptunian objects: The strong inclination dependence of classical binaries". Icarus 194 (2): 758. arXiv:0711.1545. Bibcode 2008Icar..194..758N. DOI:10.1016/j.icarus.2007.10.022. 
  11. ^ Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. (2001). "The Radial Distribution of the Kuiper Belt". The Astrophysical Journal 554: L95. Bibcode 2001ApJ...554L..95T. DOI:10.1086/320917. http://www.gps.caltech.edu/~chad/publications/2001-trujillo-brown.pdf. 
  12. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine". JPL Solar System Dynamics. 2 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160102150219/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi. Erişim tarihi: 2010-07-26. 
  13. 13,0 13,1 Gladman, B. J.; Marsden, B.; van Laerhoven, C. (2008). "Nomenclature in the Outer Solar System". Barucci, M. A.. The Solar System Beyond Neptune. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-2755-7. http://www.lpi.usra.edu/books/ssbn2008/7002.pdf. 
  14. ^ Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). "A collisional family of icy objects in the Kuiper belt". Nature 446 (7133): 294–6. Bibcode 2007Natur.446..294B. DOI:10.1038/nature05619. PMID 17361177. 
  15. ^ Pinilla-Alonso, N.; Brunetto, R.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Roush, T. L.; Strazzulla, G. (2009). "The surface of (136108) Haumea (2003 EL61), the largest carbon-depleted object in the trans-Neptunian belt". Astronomy and Astrophysics 496 (2): 547. arXiv:0803.1080. Bibcode 2009A&A...496..547P. DOI:10.1051/0004-6361/200809733. 
  16. ^ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Brunetto, R. (2007). "The water ice rich surface of (145453) 2005 RR43: a case for a carbon-depleted population of TNOs?". Astronomy and Astrophysics 468: L25. arXiv:astro-ph/0703098. Bibcode 2007A&A...468L..25P. DOI:10.1051/0004-6361:20077294.