İçeriğe atla

Neptün ötesi cisim

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Neptün ötesi cisim (NÖC veya TNO) Güneş Sistemi'nde bulunup ortalama yörüngesi Neptün'ün yarı büyük ekseninden daha büyük olan (30 AU) küçük gezegenlerin genel ismidir. Uzayın bu bölümünde kalan Kuiper kuşağı, Oort bulutu ve dağınık disk cisimleri bu kategoridendir.

Tipik olarak, TNO'lar Kuiper kuşağının klasik ve rezonans nesnelerine, dağınık diske ve sednoidler en uzak olanlar da dahil olmak üzere müstakil nesnelere ayrılır.[nb 1] Ekim 2023 itibarıyla, küçük gezegen kataloğu 925 numaralı ve 3.562 numarasız TNO içermektedir.[2][3]

İlk keşfedilen Neptün-ötesi cisim 1930'da Plüton'dur.[4] Güneş'in yörüngesinde doğrudan dönen 15760 Albion adlı ikinci bir Neptün ötesi cismin keşfedilmesi 1992 yılını bulmuştur. Bilinen en büyük TNO Eris'tir ve onu Plüton, Haumea, Makemake ve Gonggong takip etmektedir. Neptün ötesi cisimlerin yörüngesinde 80'den fazla uydu keşfedilmiştir. TNO'ların farklı renkleri vardır ve gri-mavi (BB) ya da çok kırmızı (RR) renktedirler. Kaya, amorf karbon,su ve metan gibi uçucu buzların karışımından oluştukları, tholinler ve diğer organik bileşiklerle kaplandıkları düşünülmektedir.

Uzak küçük gezegen türleri

Yarı büyük ekseni 150 AU'dan büyük ve enberisi 30 AU'dan büyük olan on yirmi yedi cisim bilinmektedir ve bunlar aşırı Neptün ötesi cisim (ETNO'lar) olarak adlandırılmaktadır.[5]

Dağılım ve Sınıflama

[değiştir | kaynağı değiştir]
Neptün-ötesi cisimlerin dağılımı

Yandaki diyagram, 70 AU'ya 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 Truvalıları, Plütinolar ve bir miktar daha küçük gruplar). Kuiper kuşağı kavramı, klâsik cisimleri tekrar gruplandırmaktadır (kubevanolar mavi, Plütinolar ve twotinolar kırmızı).

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

Kayda değer Neptün-ötesi Cisimler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Nesne Tanım
134340 Plüto keşfedilen ilk TNO ve bir cüce gezegen
15760 Albion kubewano prototipi, Plüton'dan sonra Kuiper Kuşağında keşfedilen ilk cisim
(385185) 1993 RO Plüton'un ardından keşfedilen ilk plutino
(15874) 1996 TL66 Dağınık disk cismi olarak tespit edilen ilk nesne
1998 WW31 Plüton'dan sonra keşfedilen ilk Kuiper kuşağı ikili nesnesi
47171 Lempo benzer büyüklükte merkezi bir ikili çift ve üçüncü bir dış dairesel uydudan oluşan bir plutino ve üçlü sistem
20000 Varuna Hızlı dönüşü (6,3 saat) ve uzun şekliyle bilinen büyük bir cubewano
28978 Ixion Büyük plütino, keşfedildikten sonra en büyük Kuiper kuşağı cisimleri arasında sayıldı.
50000 Quaoar Bir uydusu bulunan büyük bir cubewano; Bilinen altıncı en büyük Kuiper kuşağı nesnesi ve keşif üzerine en büyük Kuiper kuşağı nesneleri arasında olduğu kabul edildi
90377 Sedna Genişletilmiş dağınık disk (E-SDO) adı verilen yeni bir kategori için önerilen uzak bir nesne,[6] ayrık nesne,[7] uzak ayrık nesne (DDO)[8] veya DES'in resmi sınıflandırmasında dağınık-genişletilmiş nesne.[9]
90482 Orcus Plüton'dan sonra bilinen en büyük plütino. Nispeten büyük bir uyduya sahiptir.
136108 Haumea bir cüce gezegen, bilinen üçüncü en büyük Neptün ötesi nesnesidir. Bilinen iki uydusu, halkaları ve alışılmadık derecede kısa dönüş süresi (3,9 saat) ile dikkat çekicidir. Haumea çarpışma ailesinin bilinen en büyük üyesidir.[10][11]
136472 Makemake bir cüce gezegen, bir cubewano ve bilinen dördüncü en büyük Neptün ötesi cisim[12]
136199 Eris bir cüce gezegen, dağınık bir disk nesnesi ve şu anda bilinen en büyük Neptün ötesi cisim. Bilinen bir uydusu vardır: Dysnomia
(612911) 2004 XR190 oldukça eğimli ancak neredeyse dairesel bir yörüngeyi takip eden dağınık bir disk nesnesi
225088 Gonggong uydusu olan ikinci en büyük dağınık disk nesnesi
(528219) 2008 KV42 "Drac" i = 104° yörünge eğimine sahip ilk retrograd TNO
(471325) 2011 KT19 "Niku" 110°'lik alışılmadık derecede yüksek yörünge eğimine sahip bir TNO[13]
2012 VP113 Güneş'ten 80 AU uzaklıkta (Neptün'ün 50 AU ötesinde) büyük bir günberiye sahip olan bir sednoid
486958 Arrokoth 2019'da New Horizons uzay aracının karşılaştığı kontakt ikili cubewano
2018 VG18 "Farout" Güneş'ten 100 AU (15 milyar km) uzaktayken keşfedilen ilk Neptün ötesi nesne
2018 AG37 "FarFarOut" Güneş'ten 132 AU (19,7 milyar km) uzakta gözlemlenebilir en uzak Neptün ötesi cisim

Fiziksel karakteristikler

[değiştir | kaynağı değiştir]

En büyük Neptün-ötesi cisimler dışında görünür kadirleri göz önünde 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 mikrometeoritlerle değişmektedir. Bundan dolayı yüzeylerdeki görünen ince tabakalar, altlarında bulunan regolitten bambaşka olabilirler.

Küçük TNOlerin 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 TNOlerin 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 TNOler arası karşılaştırmanın sonucu hâlâ tartışma konusudur.[14]

Renkler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Asteroit tayf tipleri
Neptün-ötesilerin renkleri

Centaurlar gibi TNOlerin mâvi-griden çok kırmızıya kadar çok çeşitli renkleri olup Centaurlar'ın hilâfına açıkça iki grupta toplanırlar. Gruplardaki dağılımları da tek biçimlidir.[14]

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.[15] Referans olarak Triton ve Phoebe, centaurlardan Pholus ve gezegenlerden Mars gösterilmiştir (sarı etiketli sembollerin boyutları orantılı değildir).

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

Dış Güneş Sistemindeki dinamik grupların ortalama renk indeksleri![16] Renk Ölçeği
Plütüno Kurpier Kuşağı Centaurlar Dağınık Disk Cisimleri Kuyruklu Yıldızlar Jüpiter Truvalıları
B–V 0,895±0,190 0,973±0,174 0,886±0,213 0,875±0,159 0,795±0,035 0,777±0,091
V–R 0,568±0,106 0,622±0,126 0,573±0,127 0,553±0,132 0,441±0,122 0,445±0,048
V–I 1,095±0,201 1,181±0,237 1,104±0,245 1,070±0,220 0,935±0,141 0,861±0,090
R–I 0,536±0,135 0,586±0,148 0,548±0,150 0,517±0,102 0,451±0,059 0,416±0,057

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.[17]

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.[18]

Dağınık disk cisimleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

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

En büyük cisimler

[değiştir | kaynağı değiştir]
En büyük TNOlerin bağıl büyüklük, albedo 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, Makemake, Haumea, Charon ve Orcus gibi büyük TNOler nötr 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.[19]

Diyagram, bağıl büyüklükleri göstererek en büyük TNOlerin albedo ve renkleri resimlemektedir. Ayrıca bilinen uydular ve Haumea'nın (2003 EL61) hızlı dolanımdan kaynaklanan ender şekli de görünmektedir. Makemake (2005 FY9} etrafındaki yay, aklığındaki belirsizliği göstermektedir. Eris'in boyu Michael Brown'un HUT'yla yaptığı ölçüme (2400 km) dayanır (nokta dağılım modeli).[20] 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.[21] Çok kırmızı cisimler, kızılötesinden ziyade kırmızı renkte yansıtan dik bir eğim oluştururlar. Son zamanlarda teşebbüs edilen (Centaurlarla ortak) sınıflama, BB (mavi, 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 tholin 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]

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

Diğer TNOler 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 TNOlerin çapı tespit edilir. Bilinen bir albedo için yüzey sıcaklığını ve ona karşılık olan ısı radyasyonu tahmin edilebilir. Bunun dışında cisim boyutları bilinirse hem görünen ışık miktarı, hem de yayımlanıp Dünya'ya gelen ısı radyasyonunun tahmini yapılabilir. Basitleştirici bir değişken de Güneş'in neredeyse bütün ışınlarını görünen ışık ve ona yakın frekanslarda yayımlarken TNOlerin soğuk sıcaklıklarında ısı radyasonu tamamen 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.

Ne yazık ki TNOler Güneş'ten o kadar uzakta bulunurlar ki hepsi çok soğuktur. Bundan dolayı 60 µm dalgaboyu civarında kara cisim radyasyonu verirler.

Bu dalga boyunu 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 zayıftır ki termal metotla ancak en büyük KKC'lara uygulanabilir. (Küçük) Cisimlerin çoğunluğu için çap, bir aklık farz edilerek tahmin edilir. Fakat bulunan aklıklar 0,50 ilâ 0,05 arası olduğundan kadiri 1,0 olan bir cisimde belirsizlik 1200 – 3700 km arasıdır.[22]

Keşif

[değiştir | kaynağı değiştir]
New Horizons uzay aracı tarafından çekilen görüntülerde Kuiper kuşağı nesnesi 486958 Arrokoth

Bugüne kadar öncelikli olarak Neptün ötesi bir nesneyi hedef alan tek görev, Ocak 2006'da fırlatılan ve Temmuz 2015'te Plüton sisteminin[23] ve Ocak 2019'da 486958 Arrokoth'un yanından geçen NASA'nın New Horizons'ıydı.[24]

2011 yılında bir tasarım çalışması Quaoar, Sedna, Makemake, Haumea ve Eris'in bir uzay aracı tarafından incelenmesini amaçlamıştır.[25]

2019 yılında TNO'lara yönelik bir görev, yörünge yakalama ve çoklu hedef senaryoları için tasarımlar içeriyordu.[26][27]

Bir tasarım çalışması makalesinde incelenen bazı TNO'lar 2002 UX25, 1998 WW31 ve Lempo idi.[27]

Neptün'ün ötesinde, Dünya kütlesinden küçük (Dünya-altı) gezegenlerden kahverengi cüceye kadar değişen gezegenlerin varlığı, Kuiper kuşağı ve Oort bulutunun gözlemlenen veya tahmin edilen bazı özelliklerini açıklamak için farklı teorik nedenlerle sıklıkla öne sürülmüştür.[28][29] Kısa bir süre önce New Horizons uzay aracından elde edilen menzil verilerinin böyle varsayılan bir cismin konumunu sınırlandırmak için kullanılması önerilmiştir.[30]

NASA, 21. yüzyılda yıldızlararası ortama ulaşmak üzere tasarlanmış özel bir Yıldızlararası Öncü için çalışmaktadır ve bunun bir parçası olarak Sedna gibi cisimlerin uçuşu da düşünülmektedir.[31] Genel olarak bu tür uzay aracı çalışmaları 2020'lerde fırlatılmayı önermektedir ve mevcut teknolojiyi kullanarak Voyager'lardan biraz daha hızlı gitmeye çalışacaktır.[31] Bir Yıldızlararası Öncü için 2018'de yapılan bir tasarım çalışması, 2030'larda 50000 Quaoar adlı küçük gezegenin ziyaret edilmesini içeriyordu.[32]

Aşırı Neptün ötesi cisimler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Aşırı TNO'lara sahip trans-Neptün nesnelerine genel bakış, üstte üç kategoriye ayrılmıştır.
Sedna'nın yörüngesi onu Kuiper kuşağının (30-50 AU) çok ötesine, neredeyse 1.000 AU'ya (Güneş-Dünya mesafesi) kadar götürür.
Ayrıca bakınız: Aşırı Neptün ötesi cisim

Aşırı Neptün ötesi cisimler arasında sednoid olarak sınıflandırılan üç yüksek günberili nesne vardır: 90377 Sedna, 2012 VP113 ve 541132 Leleākūhonua. Bunlar 70 AU'dan daha büyük günberiye sahip uzak ayrık nesnelerdir. Yüksek günberileri onları Neptün'den gelen önemli kütleçekimsel pertürbasyonlardan kaçınmak için yeterli bir mesafede tutmaktadır. Sedna'nın yüksek günberisi için önceki açıklamalar arasında uzak bir yörüngede bilinmeyen bir gezegenle yakın bir karşılaşma ve Güneş Sistemi'nin yakınından geçen rastgele bir yıldızla veya Güneş'in doğum kümesinin bir üyesiyle uzak bir karşılaşma yer almaktadır.[33][34][35]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Literatürde "dağınık disk" ve "Kuiper kuşağı" ifadelerinin kullanımı tutarsızdır. Bazı araştırmacılara göre bunlar farklı popülasyonlardır; bazılarına göre ise dağınık disk Kuiper kuşağının bir parçasıdır ve bu durumda düşük eksantriklikli popülasyon "klasik Kuiper kuşağı" olarak adlandırılır. Hatta yazarlar tek bir yayında bu iki kullanım arasında geçiş yapabilmektedir.[1]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ McFadden, Weissman, & Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System, footnote p. 584
  2. ^ "List Of Transneptunian Objects". minorplanetcenter.net. 12 Haziran 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2023. 
  3. ^ "Small-Body Database Query". ssd.jpl.nasa.gov. 27 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2023. 
  4. ^ 2006'ya kadar Güneş Sistemi'nin dokuzuncu gezegeni olarak görülmekteydi. http://en.wikipedia.org/wiki/Pluto#IAU_decision_to_reclassify_Pluto 17 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  5. ^ de La Fuente Marcos, C.; de La Fuente Marcos, R. (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: L59-L63. doi:10.1093/mnrasl/slu084. ISSN 0035-8711. 16 Temmuz 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2023. 
  6. ^ "Evidence for an Extended Scattered Disk?". obs-nice.fr. 4 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Aralık 2008. 
  7. ^ Jewitt, D.; Delsanti, A. (2006). "The Solar System Beyond The Planets" (PDF). Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (Springer-Praxis bas.). Springer. ISBN 978-3-540-26056-1. 
  8. ^ Gomes, Rodney S.; Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (2006). "A Distant Planetary-Mass Solar Companion May Have Produced Distant Detached Objects" (PDF). Icarus. 184 (2): 589-601. Bibcode:2006Icar..184..589G. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026. 8 Ocak 2007 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  9. ^ GULBIS, A; ELLIOT, J; KANE, J (Temmuz 2006). "The color of the Kuiper belt Core". Icarus. 183 (1): 168-178. doi:10.1016/j.icarus.2006.01.021. ISSN 0019-1035. 
  10. ^ Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). "A collisional family of icy objects in the Kuiper belt" (PDF). Nature. 446 (7133): 294-296. Bibcode:2007Natur.446..294B. doi:10.1038/nature05619. PMID 17361177. 4 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 25 Ekim 2023. 
  11. ^ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (11 Şubat 2018). "Dynamically correlated minor bodies in the outer Solar system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 474 (1): 838-846. arXiv:1710.07610 $2. Bibcode:2018MNRAS.474..838D. doi:10.1093/mnras/stx2765. 
  12. ^ "MPEC 2005-O42 : 2005 FY9". Minorplanetcenter.org. 25 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ekim 2013. 
  13. ^ "Mystery object in weird orbit beyond Neptune cannot be explained". New Scientist. 10 Ağustos 2016. 30 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ağustos 2016. 
  14. ^ a b N. Peixinho, A. Doressoundiram, A. Delsanti, H. Boehnhardt, M. A. Barucci ve I. Belskaya Reopening the NÖCs Coulour Controversy: Centaurlar Bimodality ve NÖCs Unimodality Astronomy ve Astrophysics, 410, L29-L32 (2003). Preprint on arXiv 5 Ekim 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  15. ^ O. R. Hainaut & A. C. Delsanti (2002) Colour of Minor Bodies in the Outer Solar System Astronomy & Astrophysics, 389, 641 datasource 26 Nisan 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  16. ^ Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; Barucci, M. A. (October 2007). "Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families". Icarus. 190 (2): 622-642. arXiv:0704.0350 $2. Bibcode:2007Icar..190..622F. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033. 
  17. ^ A. Doressoundiram, N. Peixinho, C. de Bergh, S. Fornasier, Ph. Thébault, M. A. Barucci ve C. Veillet The color distribution in the Edgeworth-Kuiper Belt The Astronomical Journal, 124, pp. 2279-2296. Preprint on arXiv 10 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  18. ^ Gulbis, Amanda A. S.; Elliot, J. L.; Kane, Julia F. The color of the Kuiper belt Core Icarus, 183 (July 2006), Issue 1, p. 168-178.
  19. ^ 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 6 Kasım 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  20. ^ Michael E. Brown. "The cüce gezegenler". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Erişim tarihi: 26 Ocak 2008. [ölü/kırık bağlantı]
  21. ^ A. Barucci Trans Neptunian Objects’ surface properties, IAU Symposium #229, Asteroids, kuyruklu yıldızs, Meteors, Aug 2005, Rio de Janeiro
  22. ^ "Arşivlenmiş kopya". 9 Temmuz 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Aralık 2008. 
  23. ^ "NASA New Horizons Mission Page". 25 Mart 2015. 15 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2023. 
  24. ^ "New Horizons: News Article?page=20190101". pluto.jhuapl.edu. 21 Ekim 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ocak 2019. 
  25. ^ "A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects". ResearchGate (İngilizce). 29 Ocak 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Eylül 2019. 
  26. ^ Low-Cost Opportunity for Multiple Trans-Neptunian Object Rendezvous and Capture, AAS Paper 17-777.
  27. ^ a b "AAS 17-777 LOW-COST OPPORTUNITY FOR MULTIPLE TRANS-NEPTUNIAN OBJECT RENDEZVOUS AND ORBITAL CAPTURE". ResearchGate (İngilizce). Erişim tarihi: 23 Eylül 2019. 
  28. ^ Julio A., Fernández (January 2011). "On the Existence of a Distant Solar Companion and its Possible Effects on the Oort Cloud and the Observed Comet Population". The Astrophysical Journal. 726 (1): 33. Bibcode:2011ApJ...726...33F. doi:10.1088/0004-637X/726/1/33 Özgürce erişilebilir. 
  29. ^ Patryk S., Lykawka; Tadashi, Mukai (April 2008). "An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture". The Astronomical Journal. 135 (4): 1161-1200. arXiv:0712.2198 $2. Bibcode:2008AJ....135.1161L. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1161. 
  30. ^ Lorenzo, Iorio (August 2013). "Perspectives on effectively constraining the location of a massive trans-Plutonian object with the New Horizons spacecraft: a sensitivity analysis". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 116 (4): 357-366. arXiv:1301.3831 $2. Bibcode:2013CeMDA.116..357I. doi:10.1007/s10569-013-9491-x. 
  31. ^ a b Spaceflight, Leonard David 2019-01-09T11:57:34Z (9 Ocak 2019). "A Wild 'Interstellar Probe' Mission Idea Is Gaining Momentum". Space.com (İngilizce). 21 Eylül 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Eylül 2019. 
  32. ^ Bradnt, P.C. "The Interstellar Probe Mission (Graphic Poster)" (PDF). hou.usra.edu. 12 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 13 Ekim 2019. 
  33. ^ Wall, Mike (24 Ağustos 2011). "A Conversation With Pluto's Killer: Q & A With Astronomer Mike Brown". Space.com. 2 Şubat 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2016. 
  34. ^ Brown, Michael E.; Trujillo, Chadwick; Rabinowitz, David (2004). "Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid". The Astrophysical Journal. 617 (1): 645-649. arXiv:astro-ph/0404456 $2. Bibcode:2004ApJ...617..645B. doi:10.1086/422095. 
  35. ^ Brown, Michael E. (28 Ekim 2010). "There's something out there – part 2". Mike Brown's Planets. 31 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2016. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Neptün_ötesi_cisim&oldid=34165907" sayfasından alınmıştır