プルチノ
天文学において、プルティノは海王星と平均運動共鳴（ 2:3）をなす太陽系外縁天体の力学的グループです。これは、プルティノが2周するごとに海王星が3周することを意味します。準惑星である冥王星は、このグループの中で最大の天体であり、またその名の由来でもあります。次に大きいのはオルクス、アクリウス、イクシオンです。プルティノは、冥界と関連付けられる神話上の生き物にちなんで名付けられています。
プルティーノはカイパーベルトの内側部分を形成し、既知のカイパーベルト天体の約4分の1を占めています。また、共鳴太陽系外縁天体 の中で最も多く存在する天体でもあります（階層構造のリストを含む付属ボックスも参照）。冥王星に次ぐ最初のプルティーノである(385185) 1993 ROは、1993年9月16日に発見されました。
軌道
起源
現在、海王星と平均軌道共鳴している天体は、当初は様々な独立した太陽中心軌道をたどっていたと考えられています。太陽系の歴史の初期に海王星が外側へ移動すると（カイパーベルトの起源を参照）、接近した天体は散乱し、その過程でいくつかは共鳴に取り込まれたと考えられます。[1] 3:2共鳴は低次の共鳴であり、したがってすべての共鳴の中で最も強く安定しています。[2]これが、カイパーベルトで遭遇する他の海王星共鳴よりも多くの天体が存在する主な理由です。40 AUを超える低傾斜天体の雲はキュベワノ族であり、一方、離心率が高く（0.05～0.34）、長半径が3:2海王星共鳴に近い天体は主にプルティノです。[3]
軌道特性
プルティノの大部分は比較的低い軌道傾斜角を持っていますが、これらの天体のかなりの割合は、10〜25°の傾斜角と0.2〜0.25程度の離心率を持つ冥王星の軌道に似た軌道をたどります。そのような軌道では、これらの天体の多くが近日点が海王星の軌道に近いか、海王星の軌道の内側にある一方で、遠日点が主カイパーベルトの外縁（海王星と1:2の共鳴関係にある天体、ツーティノが見つかる場所）に近づいています。
プルティノの公転周期はおよそ 247.3 年 (海王星の公転周期の 1.5 倍) に集中しており、この値から最大で数年しか変化しません。
珍しいプルチノには次のようなものがあります:
- 2005 TV 189は最も傾斜角の大きい軌道（34.5°）をたどります
- （15875）1996 TP 66は最も楕円軌道（離心率0.33）を持ち、近日点は天王星と海王星の中間にある。
- (470308) 2007 JH 43準円軌道を周回
- 2002 VX 130はほぼ完全に黄道上にあります（傾斜角 1.5° 未満）
- 15810 アラウン、冥王星の準衛星[4]
キュベワノスの分布との比較も参照してください。
長期的な安定性
冥王星が他のプルティノに与える影響は、その質量が比較的小さいため、歴史的に無視されてきました。しかし、共鳴幅（共鳴が成立する軌道半軸の範囲）は非常に狭く、冥王星のヒル球（重力の影響）のわずか数倍しかありません。そのため、元の離心率によっては、一部のプルティノは最終的に冥王星との相互作用によって共鳴から外れることになります。[5] 数値シミュレーションによると、離心率が冥王星の離心率より10%～30%小さい、あるいは大きいプルティノの軌道は、数十億年のタイムスケールでは安定しないことが示唆されています。[6]
軌道図
- プルチノ（およびプルチノではない参照天体2002 KX 14 ）の分布。小さな挿入図は、軌道傾斜角と離心率の分布のヒストグラムを示している。
最も明るい天体
H V =6より明るいプルチノには以下のものがあります:
| 物体 | a (AU) | q (AU) | 私 （°） | H | 直径 （km） | 質量 （10～20kg） | アルベド | V−R | 発見の 年 | 発見者 | 参照 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 134340 冥王星 | 39.3 | 29.7 | 17.1 | −0.7 | 2322 | 130 | 0.49～0.66 | 1930 | クライド・トンボー | JPL | |
| 90482 オルクス | 39.2 | 30.3 | 20.6 | 2.31 ± 0.03 | 917 ± 25 | 6.32 ± 0.05 | 0.28 ± 0.06 | 0.37 | 2004 | M. ブラウン、 C. トルヒージョ、 D. ラビノウィッツ | JPL |
| 208996 アクリス | 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. ブラウン、 C. トルヒージョ | JPL |
| 28978 イクシオン | 39.7 | 30.1 | 19.6 | 3.828 ± 0.039 | 617+19 −20 | ≈ 3 | 0.141 ± 0.011 | 0.61 | 2001 | 深黄道調査 | JPL |
| (678191) 2017年69件中 | 39.5 | 31.3 | 13.6 | 4.091 ± 0.12 | ≈ 380～680 | ? | ? | ? | 2017 | DJ トーレン、 SS シェパード、 C. トルヒーヨ | JPL |
| （84922）2003 VS 2 | 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 | きちんとした | JPL |
| （455502）2003 UZ 413 | 39.2 | 30.4 | 12.0 | 4.38 ± 0.05 | ≈ 600 | ≈ 2 | ? | 0.46 ± 0.06 | 2001 | M. ブラウン、 C. トルヒージョ、 D. ラビノウィッツ | JPL |
| (556068) 2014 JR 80 | 39.5 | 36.0 | 15.4 | 4.9 | ≈ 240～670 | ? | ? | ? | 2014 | パンスターズ | JPL |
| (578993) 2014 JP 80 | 39.5 | 36.7 | 19.4 | 4.9 | ≈ 240～670 | ? | ? | ? | 2014 | パンスターズ | JPL |
| 38628 フヤ | 39.4 | 28.5 | 15.5 | 5.04 ± 0.03 | 406 ± 16 | ≈ 0.5 | 0.083 ± 0.004 | 0.57 ± 0.09 | 2000 | イグナシオ・フェリン | JPL |
| （469987）2006 HJ 123 | 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 | マーク・W・ブイ | JPL | |
| (612533) 2002 XV 93 | 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 | MWブイ | JPL |
| （469372）2001年QF 298 | 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 | マーク・W・ブイ | JPL |
| 47171 レンポ | 39.3 | 30.6 | 8.4 | 5.41 ± 0.10 | 393.1+25.2 −26.8 （トリプル） | 0.1275 ± 0.0006 | 0.079+0.013 −0.011 | 0.70 ± 0.03 | 1999 | EP ルーベンシュタイン、 L.-G. ストロールガー | JPL |
| （307463）2002 VU 130 | 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 | マーク・W・ブイ | JPL | |
| （84719）2002 VR 128 | 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 | きちんとした | JPL |
| （55638）2002 VE 95 | 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 | きちんとした | JPL |
（上記の天体の軌道へのリンクはここにあります）
参照
参考文献
- ^ マルホトラ、レヌ (1995). 「冥王星の軌道の起源：海王星以遠の太陽系への示唆」.天文学ジャーナル. 110 : 420. arXiv : astro-ph/9504036 . Bibcode :1995AJ....110..420M. doi :10.1086/117532. S2CID 10622344.
- ^ Almeida, AJC; Peixinho, N.; Correia, ACM (2009年12月). 「海王星のトロヤ群とプルチノ：色、サイズ、ダイナミクス、そして衝突の可能性」.天文学と天体物理学. 508 (2): 1021– 1030. arXiv : 0910.0865 . doi :10.1051/0004-6361/200911943. S2CID 53772214. 2019年7月20日閲覧。
- ^ ルイス、ジョン・S. (2004). 太陽系の物理と化学. ケンタウロスと太陽系外縁天体. アカデミック・プレス. pp. 409– 412. ISBN 012446744X. 2019年7月21日閲覧。
- ^ デ・ラ・フエンテ・マルコス、カルロス;デ・ラ・フエンテ・マルコス、ラウール（2016）。 「アナレンマ基準：偶然の準衛星は確かに真の準衛星である。」王立天文協会の月次通知。462 (3 ) : 3344–3349.arXiv : 1607.06686 。ビブコード:2016MNRAS.462.3344D。土井：10.1093/mnras/stw1833。
- ^ Wan, X.-S; Huang, T.-Y. (2001). 「1億年にわたる32個のプルティノの軌道進化」.天文学と天体物理学. 368 (2): 700– 705. Bibcode :2001A&A...368..700W. doi : 10.1051/0004-6361:20010056 .
- ^ ユウ、チンジュアン;スコット・トレメイン (1999)。 「プルティノスの力学」。天文雑誌。118 (4): 1873 ～ 1881 年。arXiv : astro - ph/9904424。Bibcode :1999AJ....118.1873Y。土井：10.1086/301045。S2CID 14482507。
- D.Jewitt、A.Delsanti 『太陽系アップデート：太陽系科学の最新かつタイムリーなレビュー』 Springer -Praxis Ed.、ISBN 3-540-26056-0 （2006年）。論文のプレプリント（pdf）
- Bernstein GM, Trilling DE, Allen RL, Brown KE, Holman M., Malhotra R.太陽系外天体の大きさの分布. The Astronomical Journal, 128 , 1364–1390. arXivのプレプリント
- 2008 年 10 月 5 日現在の小惑星中心軌道データベース (MPCORB)。
- 小惑星サーキュラー 2008-S05 (2008 年 10 月) 遠方の小惑星が軌道分類に使用されました。
外部リンク
- デビッド・ジューイット氏によるプルティノスについて
- 小惑星センター、TNO一覧
- MPC 遠方の小惑星リスト
