Войти
В астрономии плутино являются динамической группой из транснептуновых объектов, которые вращаются по орбите в 2: 3 резонансе среднего движения с Нептуном. Это означает, что на каждые две орбиты, которые совершает плутино, Нептун совершает три оборота. Карликовая планета Плутон - самый большой член, а также тезка этой группы. Plutinos названы в честь мифологических существ, связанных с подземным миром.
Плютино образуют внутреннюю часть пояса Койпера и составляют около четверти известных объектов пояса Койпера. Они также являются наиболее густонаселенным известным классом резонансных транснептуновых объектов (см. Также дополнительную рамку с иерархическим списком). Помимо самого Плутона, 16 сентября 1993 года был обнаружен первый плутон, (385185) 1993 RO.
Некоторые из первых известных плутинов, сравниваемых по размеру, альбедо и цвет Считается, что объекты, которые в настоящее время находятся в средних орбитальных резонансах с Нептуном, первоначально следовали множеству независимых гелиоцентрических траекторий. Поскольку Нептун мигрировал наружу в начале истории Солнечной системы (см. происхождение пояса Койпера ), тела, к которым он приблизился, были бы разбросаны; во время этого процесса некоторые из них могли бы попасть в резонансы. Резонанс 3: 2 - это резонанс низкого порядка и, следовательно, самый сильный и стабильный среди всех резонансов. Это основная причина, по которой он имеет большую популяцию, чем другие нептуновые резонансы, встречающиеся в поясе Койпера. Облако тел с малым наклоном за пределами 40 AU относится к семейству cubewano, в то время как тела с более высокими эксцентриситетами (от 0,05 до 0,34) и большой полуосью, близкие к резонансу Нептуна 3: 2, - это в первую очередь плютино.
Распределение плютино и относительные размеры нарисованы в 1 миллион раз больше. В то время как большинство плутино относительно низкие наклонения орбиты, значительная часть этих объектов движется по орбитам, аналогичным орбитам Плутона, с наклонением в диапазоне 10–25 ° и эксцентриситетом около 0,2–0,25; такие орбиты приводят к тому, что многие из этих объектов имеют перигелии, близкие к орбите Нептуна или даже находящиеся внутри них, и одновременно имеют афелии, которые приближают их к основному поясу Койпера ' внешний край (там, где находятся объекты в резонансе 1: 2 с Нептуном, Двойки).
Орбитальные периоды скопления плутино составляют около 247,3 года (1,5 × орбитальный период Нептуна), что не превышает этого значения на несколько лет.
Необычные плутины включают:
См. также сравнение с распределением кубевано.
Влияние Плутона на другим плутино исторически пренебрегали из-за его относительно небольшой массы. Однако ширина резонанса (диапазон полуосей, совместимых с резонансом) очень узка и всего в несколько раз больше, чем у сферы Хилла Плутона (гравитационное влияние). Следовательно, в зависимости от первоначального эксцентриситета, некоторые плютино в конечном итоге будут выведены из резонанса в результате взаимодействий с Плутоном. Численное моделирование показывает, что орбиты плутонов с эксцентриситетом на 10–30% меньше или больше, чем у Плутона, нестабильны в Ga временных масштабах.
Движение Оркус и Плутон в вращающейся системе координат с периодом, равным Нептуну орбитальному периоду (удерживающему Нептун стационарный.)
Орбиты и размеры более крупных плутино (и эталонного неплутино 2002 KX 14 ). Орбитальный эксцентриситет представлен сегментами, проходящими горизонтально от перигелия до афелия ; наклон показан на вертикальной оси.
Распределение плутино (и ссылка non-plutino 2002 KX 14). Маленькие вставки показывают гистограммы для распределения орбитального наклонения и эксцентриситета.
Плютино ярче H V = 6 включают:
| Объект | a. (AU) | q. (AU) | i. (°) | H | Диаметр. (км) | Масса. (10 кг) | Альбедо | V-R | Discovery. год | Discoverer | Ссылка |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 134340 Плутон | 39,3 | 29,7 | 17,1 | -0,7 | 2322 | 130 | 0,49–0,66 | 1930 | Клайд Томбо | JPL | |
| 90482 Оркус | 39,2 | 30,3 | 20,6 | 2,31 ± 0,03 | 917 ± 25 | 6,32 ± 0,05 | 0,28 ± 0,06 | 0,37 | 2004 | М. Браун,. С. Трухильо,. Д. Рабиновиц | JPL |
| (208996) 2003 AZ84 | 39,4 | 32,3 | 13,6 | 3,74 ± 0,08 | 727,0 + 61,9. −66,5 | ≈ 3 | 0,107 + 0,023. -0,016 | 0,38 ± 0,04 | 2003 | M. Браун,. С. Трухильо | JPL |
| 28978 Ixion | 39,7 | 30,1 | 19,6 | 3,828 ± 0,039 | 617 + 19. - 20 | ≈ 3 | 0,141 ± 0,011 | 0,61 | 2001 | Глубокая эклиптическая съемка | JPL |
| 2017 OF69 | 39,5 | 31,3 | 13,6 | 4,091 ± 0,12 | ≈ 380–680 | ? | ? | ? | 2017 | D. Дж. Толен,. С. С. Шеппард,. К. Трухильо | JPL |
| (84922) 2003 VS2 | 39,3 | 36,4 | 14,8 | 4,1 ± 0,38 | 523,0 + 35,1. -34,4 | ≈ 1,5 | 0,147 + 0,063. -0,043 | 0,59 ± 0,02 | 2003 | NEAT | JPL |
| (455502) 2003 UZ413 | 39,2 | 30,4 | 12,0 | 4,38 ± 0,05 | ≈ 600 | ≈ 2 | ? | 0,46 ± 0,06 | 2001 | М. Браун,. С. Трухильо,. Д. Рабиновиц | JPL |
| 39,5 | 36,0 | 15,4 | 4,9 | ≈ 240–670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-STARRS | JPL | |
| 39,5 | 36,7 | 19,4 | 4,9 | ≈ 240–670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-STARRS | JPL | |
| 38628 Huya | 39,4 | 28,5 | 15,5 | 5,04 ± 0,03 | 406 ± 16 | ≈ 0,5 | 0,083 ± 0,004 | 0,57 ± 0,09 | 2000 | Игнасио Феррин | JPL |
| (469987) 2006 HJ123 | 39,3 | 27,4 | 12,0 | 5,32 ± 0,66 | 283,1 + 142,3. -110,8 | ≈ 0,012 | 0,136 + 0,308. -0,089 | 2006 | Марк У. Буйе | JPL | |
| 2002 XV93 | 39,3 | 34,5 | 13,3 | 5,42 ± 0,46 | 549,2 + 21,7. -23,0 | ≈ 1,7 | 0,040 + 0,020. -0,015 | 0,37 ± 0,02 | 2001 | MWBuie | JPL |
| (469372) 2001 QF298 | 39,3 | 34,9 | 22,4 | 5,43 ± 0,07 | 408.2+40,2. -44,9 | ≈ 0,7 | 0,071 + 0,020. -0,014 | 0,39 ± 0,06 | 2001 | Marc W. Buie | JPL |
| 47171 Lempo | 39,3 | 30,6 | 8,4 | 5,41 ± 0,10 | 393,1 + 25,2. -26,8. (тройной) | 0,1275 ± 0,0006 | 0,079 + 0,013. -0,011 | 0,70 ± 0,03 | 1999 | E. П. Рубинштейн,. Л.-Г. Прогулочная коляска | JPL |
| (307463) 2002 VU130 | 39,3 | 31,2 | 14,0 | 5,47 ± 0,83 | 252,9 + 33,6. −31,3 | ≈ 0,16 | 0,179 + 0,202. −0,103 | 2002 | Марк У. Буйе | JPL | |
| (84719) 2002 VR128 | 39,3 | 28,9 | 14,0 | 5,58 ± 0,37 | 448,5 + 42,1. -43,2 | ≈ 1 | 0,052 + 0,027. -0,018 | 0,60 ± 0,02 | 2002 | NEAT | JPL |
| (55638) 2002 VE95 | 39,4 | 30,4 | 16,3 | 5,70 ± 0,06 | 249,8 + 13,5. −13,1 | ≈ 0,15 | 0,149 +0,019. -0,016 | 0,72 ± 0,05 | 2002 | NEAT | JPL |
Астрономический портал 