Neptün ötesi cisim

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Neptün ötesi Cisim (NÖC), Güneş Sistemi'nde bulunup ortalama yörüngesi Neptün'ün ortalama yörüngesinden daha büyük olan bütün gök cisimlerine verilen addır. Uzayın bu bölümünde kalan Kuiper kuşağı, Oort bulutu ve dağınık disk cisimleri bu kategoridendir.

İlk keşfedilen Neptün-ötesi cisim 1930'da Plüton'du[1]. Buna benzer ikinci "bağımsız" bir gök cismini keşfetmek için 60 yıldan fazla bir süre geçmiş, 1992'de (15760) 1992 QB1 gözlenmişti (1978'de Plüton'un ayı Charon keşfedilmişti). O zamandan 2008 sonuna kadar yüzeyi, boyutları ve yörüngeleriyle farkl 1075 Neptün-ötesi cisim bulunmuştur[2].

Bilinen en büyük NÖC, 2005'te ilk kez gözlenen Eris'tir. İkinci büyük NÖC'se Plüton'dur.

Dağılım ve Sınıflama[değiştir | kaynağı değiştir]

Neptün-ötesi cisimlerin dağılımı

Diyagram, 70 AB'ye kadar uzakta olduğu bilinen Neptün-ötesi cisimlerin dağılımını gezegen yörüngeleri ve Centaurlar'la birlikte göstermektedir. Farklı sınıflar değişik renklerle kodlanmışlardır. Resonanstaki cisimler (yâni Neptün'le yörüngesel resonansta olanlar) kırmızıyla gösterilmiştir: (Neptün Troyanlar, Plütinolar ve bir miktar daha küçük gruplar). Kuiper kuşağı kavramı, klâsik cisimleri tekrar gruplandırmaktadır (kubevanolar mâvi, Plütinolar ve twotinolar kırmızı).

Dağınık disk, diyagramın çok daha sağına kadar devam eder. Bilinen cisimlerin ortalama uzaklığı 500 AB (Sedna) ve aphelia'ları 1000 AB'den fazladır ((87269) 2000 OO67).

Kayda değer Neptün-ötesi Cisimler[değiştir | kaynağı değiştir]

The Earth Dysnomia (136199) Eris Charon (134340) Plüton (136472) Makemake (136108) Haumea 90377 Sedna 90482 Orcus 50000 Quaoar 20000 Varuna
136472 Makemake'in Eris, Plüton, Haumea (2003 EL61), Sedna, Orcus, Quaoar, Varuna ve Dünya'yla kıyası. Cisimlere tıklayarak ilgili maddeler gidiniz.
  • 134340 Plüton bir cüce gezegendir.
  • (15760) 1992 QB1, kubevano, Plüton ve Charon'dan sonra keşfedilmiş ilk Kuiper kuşağı cismi.
  • 1998 WW31, Plüton ve Charon'dan sonra keşfedilen ilk çift cisimdir.
  • (15874) 1996 TL66, dağınık disk cismi olarak sınıflandırılan ilk gök cismi.
  • (48639) 1995 TL8, çok büyük bir uydusu olup ilk keşfedilmiş dağınık disk cismidir.
  • 1993 RO, Plüton'dan sonra keşfedilmiş ilk Plütüno'dur.
  • 20000 Varuna ve 50000 Quaoar, büyük kubevanolar.
  • 90482 Orcus ve 28978 Iksiyon, büyük plütinolardandır.
  • 90377 Sedna, Genişletilmiş Dağınık Disk adı verilen yeni kategoride sınıflandırılımış uzak bir cisimdir (G-DDC),[3] bağımsız cisimler[4], Uzak Bağımsız Cisimler (UBC)[5] ya da dağınık genişletilmiş olarak formel sınıflamada DEİ'dedir[6]
  • 136108 Haumea[7], bir cüce gezegendir. Kubevanodur ve bilinen dördüncü büyük Neptün-ötesi cisimdir. Bilinen iki uydusu ve olağandışı kısa dolanım süresiyle tanınmaktadır (3,9 h)[8]
  • 136199 Eris, cüce gezegen, bir dağınık disk cismi. Bilinen en büyük Neptün-ötesi cisimdir. Dysnomia adlı bir uydusu vardır.
  • 136472 Makemake[9], cüce gezegen. Bir kubevanodur ve bilinen üçüncü büyük Neptün-ötesi cisimdir.
  • 2004 XR190, bir dağınık disk cismi olup olağandışı yüksek eğimli dairesel bir yörüngesi vardır.
  • (87269) 2000 OO67 ve (148209) 2000 CR105, en uzak noktaları 1000 AB'ni geçen dış merkezli yörüngeleriyle dikkat çekerler.

Daha detaylı bir liste, Neptün-ötesi cisimler listesindedir.

Fiziksel karakteristikler[değiştir | kaynağı değiştir]

En büyük Neptün-ötesi cisimler dışında görünür kadirleri gözönünde tutulduğunda (>20) araştırmalar, yalnız şu fiziksel özellikleri inceleyebilmektedir:

Renkler ve tayfların araştırılmasıyla cisimlerin kökeni ve başka sınıf cisimlerle bağıntıları ortaya çıkarılabilir. Bu sınıflar centaurlar ve dev gezegenlerin Kuiper kuşağı'ndan geldikleri sanılan kimi uydularıdır (Triton, Phoebe). Fakat yorumlar, tayfların birden fazla yüzey bileşimi modeline uyması ve yüzeydeki parçacıkların boyutlarının tam bilinememesinden dolayı tipik olarak belirsiz olurlar. Daha açık bir ifâdeyle optik yüzeylerin bileşimi, yoğun ışınım, güneş rüzgârı ve mikro meteoritlerle değişmektedir. Bundan dolayı yüzeylerdeki görünen ince tabakalar, altlarında bulunan regolitten bambaşka olabilirler.

Küçük NÖClerin yüzeylerinin tayflarında görülen düşük yoğunlukta tolin gibi (karbon içeren) organik maddelerle kaya ve buz karışımından oluştuğu düşünülmektedir. Diğer taraftan 2.600-3.300 kg/m3 arası yüksek yoğunluklu Haumea, buz içermeyen bir malzemeyle kaplı olabilir (Plüton'un yoğunluğu: 2.0 g/cm3).

Kimi küçük NÖClerin birleşimleri kuyruklu yıldızlara benzeyebilir. Gerçekten de kimi Centaurlar Güneş'e yaklaştıklarında mevsimlik değişikliklere uğradıklarından yapılan sınıflamaların sınırları bulanıklaşır (bkz. 2060 Chiron ve 133P/Elst-Pizarro). Fakat Centaurlar ve NÖCler arası karşılaştırmanın sonucu hâlâ tartışma konusudur[10].

Renkler[değiştir | kaynağı değiştir]

Neptün-ötesilerin renkleri

Centaurlar gibi NÖClerin mâvi-griden çok kırmızıya kadar çok çeşitli renkleri olup Centaurlar'ın hilâfına açıkça iki grupta

toplanırlar. Gruplardaki dağılımları da tekbiçimlidir.[10].

Renk indeksleri mâvi (B), görünen ışık (V), yeşil-sarı ve kırmızı (R) filterlerden izlenen cisimlerin görünür kadirdeki farklılıklarının basit bir ölçütüdür. Diagram, bilinen renk indeksleri en büyük cisimler dışında hepsi için biraz kuvvetlendirilmiş renklerle resimlemektedir[11]. Referans olarak Triton ve Phoebe, centaurlardan Pholus ve Mars gösterilmiştir (sarı etiketli sembollerin boyutları orantılı değildir).

Renk ve yörünge karakteristikleri arası korelasyonlar araştırılmış ve değişik dinamik sınıfların değişik kökenleri olduğu kuramını doğrulamıştır.

Klâsik cisimler[değiştir | kaynağı değiştir]

Klâsik cisimler, iki değişik renk sınıfında toplanmışa benzemektedirler: eğimleri ekliptiğe göre < 5° olup yalnızca kırmızı renkte olan ve soğuk olarak adlandırılan sınıfla sıcak olarak adlandırılan yüksek eğimli ve kırmızıdan mâviye kadar bütün renkleri gösteren diğer sınıf[12].

Son zamanlarda yapılıp Deep Ecliptic Survey verilerine dayanan bir analiz, renklerde kendini gösteren (core ya da çekirdek olarak adlandırılan) küçük meyilli cisimlerle büyük meyilli olup halo denilen ikinci grup arası farklılığı onaylamaktadır. Çekirdek cisimlerin kırmızı rengiyle karışmamış (İng. unperturbed) yörüngeleri, bu cisimlerin kuşağı oluşturan asıl elemanların bir kalıntısı olabileceği izlenimini vermektedir. [13].

Dağınık disk cisimleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Dağınık disk cisimler, renkçe sıcak klâsik cisimlere benzemekle muhtemel ortak bir köke işâret ederler.

En büyük cisimler[değiştir | kaynağı değiştir]

En büyük NÖClerin bağıl büyüklük, aklılık ve renklerinin resimlendirilişi.

Karakteristik olarak büyük (parlak) cisimler tipik olarak eğimli yörüngelerde dönerlerken değişmez düzlem, çoğunlukla küçük ve sönük olan cisimleri toplamaktadır. Sedna dışında Eris, Şablon:Dp, Şablon:Dp, Charon ve Orcus gibi büyük NÖCler nötür renkleri varken (kızılötesi indeksi V-I < 0.2) nispeten daha sönük olan cisimler (50000 Quaoar, Ixion, 2002 AW197 ve Varuna) ve popülasyonun ortalaması kırmızımsıdır (V-I ve 0,3 ilâ 0,6 arası). Bu farklılık, en büyük cisim yüzeylerinin buzla kaplı olduğu ve böylece kırmızı ve daha koyu bölgeleri altında sakladığı görüşünü ortaya koyar[8].

Diyagram, bağıl büyüklükleri göstererek en büyük NÖClerin aklılık ve renkleri resimlemektedir. Ayrıca bilinen uydular ve Haumea'nın (2003 EL61) hızlı dolanımdan kaynaklanan ender şekli de görünmektedir. Makemake (2005 FY9} etrâfındaki yay, aklığındaki belirsizliği göstermektedir. Eris'in boyu Michael Brown'un HUT'yla yaptığı ölçüme (2400 km) dayanır (nokta dağılım modeli)[14]. Etrâfındaki yay, Bertoldi'nin yaptığı ısıl ölçümü (3000 km) göstermektedir (kaynaklar için maddenin bağlı bölümüne bakınız).

Tayflar[değiştir | kaynağı değiştir]

Cisimler, görünen kırmızı ve yakın kızılötesinde değişen yansıtıcılıkları olan çok çeşitli tayflar göstermektedirler. Rengi belli olmayan cisimleri, kırmızı ve kızılötesi açısından dengeli bir tayf gösterirler[15]. Çok kırmızı cisimler, kızılötesinden ziyâde kırmızı renkte yansıtan dik bir eğim oluştururlar. Son zamanlarda teşebbüs edilen (Centaurlarla ortak) sınıflama, BB (mâvi, ortalama olarak B-V=0.70, V-R=0.39 örn. Orcus)'den RR'ye (çok kırmızı, B-V=1.08, V-R=0.71, örn. Sedna) kadar gitmektedir. Bu sınıflamada BR ve IR ara sınıflardır ve çoğunlukla kızılötesinde farklılık gösterirler (bands I, J ve H).

Yüzeylerin tipik modellerinde su buzu, şekilsiz karbon, silikatlar ve yoğun ışımayla oluşmuş tolin adlı organik makro moleküller bulunmaktadır.

Dört ana tolinle kırmızılaşma eğimiyle uyuşan bir açıklanma getirilmektedir:

  • Titan tolininin 90% N2 ve %10 CH4(gazlı metan)'dan oluştuğu sanılmaktadır
  • Titan tolininin yukarıdaki gibi, fakat çok düşük (0.1%) metan içerikle olduğu
  • (etan) buz tolin I, %86 H2O ve %14 C2H6 (etan) karışımından oluştuğu sanılmaktadır)
  • (metanol) buz tolin II, 80% H2O, 16% CH3OH (metanol) ve 3% CO2

İki aşırı sınıfı oluşturan BB ve RR'nin resimlendirilmesi için aşağıdaki bileşim farz edilmiştir:

  • Sedna için (RR çok kırmızı): %24 Triton tolin, %7 karbon, %10N2, %26 metanol, %33 metan
  • Orcus için (BB, gri/mâvi): %85 şekilsiz karbon +%4 titan tolin, %11 H20 buz

Boyut saptanımı[değiştir | kaynağı değiştir]

NÖClerin çapını tespit zordur. Çok iyi yörüngesel bilgi alınmış olan büyük cisimler için (ismen Plüton ve Charon) çaplar, yıldız tutulmalarıyla kesin olarak ölçülebilir.

Diğer NÖCler için çaplar termal ölçümlerle saptanır. Cismi aydınlatan ışığın şiddeti (Güneş'e olan uzaklıktan) bilinemediğinden ve (atmosfersiz bir cisim için genelde kötü olmayan) yüzeyinin büyük bölümünün termal dengede olduğu varsayımıyla büyük NÖClerin çapı tespit edilir. Bilinen bir aklılık için yüzey sıcaklığını ve ona karşılık olan ısı radyasyonu tahmin edilebilir. Bunun dışında cisim boyutları bilinirse hem görünen ışık miktârı, hem de yayımlanıp Dünya'ya gelen ısı radyasyonunun tahmîni yapılabilir. Basitleştirici bir değişken de Güneş'in neredeyse bütün ışınlarını görünen ışık ve ona yakın frekanslarda yayımlarken NÖClerin soğuk sıcaklıklarında ısı radyasonu tamâmen farklı dalga boylarında (uzak kızılötesi) yayımlanır.

Bunun sonucu olarak iki bilinmeyen (aklık ve boyut) vardır. Bu bilinmeyenler iki bağımsız ölçümle (yansıtılan ışık ve yayımlanan kızılötesi ısı radyasyonuyla) tespit edilebilir.

Mâlesef NÖCler Güneş'ten o kadar uzaktadırlardır ki hepsi çok soğuktur. Bundan dolayı 60 µm dalgaboyu cıvârında kara cisim radyasyonu verirler.

Bu dalgaboyunu Dünya'dan izlemek imkânsızdır. Ancak uzaydan, örn. Spitzer Uzay Teleskobu'yla ölçülebilir. Yere bağlı rasatlarda astronomlar kara cisim radyasyonunun uzak kızılötesinde görünen ucunu gözleyebilirler. Bu uzak kızılötesi radyasyonu o denli zayıfdır ki termal metotla ancak en büyük KKC'lara uygulanabilir. (Küçük) Cisimlerin çoğunluğu için çap, bir aklık farzedilerek tahmin edilir. Fakat bulunan aklıklar 0,50 ilâ 0,05 arası olduğundan kadiri 1,0 olan bir cisimde belirsizlik 1200 – 3700 km arasıdır.[16]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ 2006'ya kadar Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak görülmekteydi. http://en.wikipedia.org/wiki/Pluto#IAU_decision_to_reclassify_Pluto
  2. ^ Bunların ancak 142'sinin yörüngeleri bir küçük gezegen numarası alabilecek kadar iyi bilinmektedir. Neptün-ötesi cisimlerin listesi
  3. ^ Evidence for an Extended Scattered Disk?
  4. ^ D.Jewitt, A. Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update : Topical ve Timely Reviews in Solar System Sciences, Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006) Preprint of the article (pdf)
  5. ^ Rodney S. Gomes, John J. Matese, ve Jack J. Lissauer A Distant Planetary-Mass Solar Companion May Have Produced Distant Detached Objects To appear in Icarus (2006). Preprint
  6. ^ J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, ve K. J. Meech The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects ve Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, ve the Core Population. The Astronomical Journal, 129 (2006), pp. preprint
  7. ^ http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4726733.stm
  8. ^ a b David L. Rabinowitz, K. M. Barkume, Michael E. Brown, H. G. Roe, M. Schwartz, S. W. Tourtellotte, C. A. Trujillo (2005), Photometric Observations Constraining the Size, Shape, ve Albedo of 2003 El61, a Rapidly Rotating, Plüton-Sized Object in the Kuiper Belt, Astrophysical Journal, submitted Preprint on arXiv
  9. ^ http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K05/K05O42.html
  10. ^ a b N. Peixinho, A. Doressoundiram, A. Delsanti, H. Boehnhardt, M. A. Barucci ve I. Belskaya Reopening the NÖCs Renk Controversy: Centaurlar Bimodality ve NÖCs Unimodality Astronomy ve Astrophysics, 410, L29-L32 (2003). Preprint on arXiv
  11. ^ O. R. Hainaut & A. C. Delsanti (2002) Renk of Minor Bodies in the Outer Solar System Astronomy & Astrophysics, 389, 641 datasource
  12. ^ A. Doressoundiram, N. Peixinho, C. de Bergh, S. Fornasier, Ph. Thébault, M. A. Barucci ve C. Veillet The renk distribution in the Edgeworth-Kuiper kuşağı The Astronomical Journal, 124, pp. 2279-2296. Preprint on arXiv
  13. ^ Gulbis, Amanda A. S.; Elliot, J. L.; Kane, Julia F. The renk of the Kuiper kuşağı Core Icarus, 183 (July 2006), Issue 1, p. 168-178.
  14. ^ Michael E. Brown. "The cüce gezegenler". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfgezegenler/. Erişim tarihi: 2008-01-26. 
  15. ^ A. Barucci Trans Neptunian Objects’ surface properties, IAU Symposium #229, Asteroids, kuyruklu yıldızs, Meteors, Aug 2005, Rio de Janeiro
  16. ^ http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Sizes.html

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]