Saltar ao contido

Sedna

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
(Redirección desde «90377 Sedna»)
90377 Sedna ⯲
Sedna vista polo Hubble
Imaxe de Sedna tomada polo Telescopio Espacial Hubble
Descubrimento e clasificación[1]
Descuberto por M. Brown,
C. Trujillo,
D. Rabinowitz
Descuberto o 14-11-2003
Nome alternativo 2003 VB12
Designación e categoría no Mpc 90377 Sedna
Obxecto trans-neptuniano
Obxecto distante
obxecto da Nube de Oort[2]
Características orbitais[3]
Época= 23-07-2010 (2.455.400,5 ax)
Afelio 937 UA (Q)[4]
1,402×1014 m
140,2 Tm
0,0148 al
Perihelio 76,361 UA (q)
1.1423×1013 m
11.423  Tm(q)
Eixo semi-maior 518,57 UA (a)
7,7576×1013 m
77,576 Tm
Excentricidade 0,8527
Período orbital ≈11.400 ax[4][g]
Inclinación 11.927°
Velocidade orbital 1,04 km/s
Anomalía media 358,01° (M)
Lonxitude do nodo ascendente 144,26°
Argumento do perihelio 311,02°
Características físicas
Diámetro 995 ± 80 km[5]
Masa 1 x 1021 kg[a]
Densidade 2.0 (asumida) g/cm³ [a]
Gravidade superficial ≈0.27 m/s2
Velocidade de escape ≈ 0,518 km/s
Período de rotación 0,42 d (10 h)[3][6]
Tipo espectral vermello, B-V=1,24; V-R=0,78[7]
Albedo 0,32 ± 0,06 [5]
Magnitude aparente 21,1[8]
20,5 (Perihélico)[9]
Magnitude absoluta 1,83 ± 0,05 [5]
Temperatura superficial ≈12 K

90377 Sedna (símbolo: ⯲)[10] é un obxecto trans-neptuniano de gran tamaño, que no 2012 estaba tres veces máis lonxe do Sol cá Neptuno. A espectroscopia revelou que a composición da superficie de Sedna é semellante á de algúns outros obxectos trans-neptunianos, sendo en gran parte unha mestura de auga, xeos volátiles de metano e nitróxeno con tolinas. A súa superficie é unha das máis vermellas do Sistema Solar. Nin a súa masa nin as súas dimensións son ben coñecidos e UAI aínda non o recoñece formalmente coma un planeta anano,[11][12] pero si é considerado un planeta anano por moitos astrónomos.[13][14][15][16][17]

A meirande parte da súa órbita esta aínda máis afastada do Sol que a parte que está percorrendo na actualidade, cun afelio estimado en 960 UA (32 veces a distancia entre o Sol e Neptuno), converténdoo nun dos obxectos coñecidos máis distantes do Sistema Solar, se exceptuamos ós cometas de longo período.[b][f] A órbita de Sedna é excepcionalmente longa, a cal é completada nuns 11.400 anos, e o punto de máxima aproximación ó Sol é de 76 UA, o cal levantou moitas especulacións ó redor á súa orixe. O Centro de Planetas Menores sitúa actualmente a Sedna no disco disperso, un grupo de obxectos enviados a órbitas moi alongadas pola influencia gravitacional de Neptuno. Porén, esta clasificación foi cuestionada, xa que Sedna nunca se achega o suficiente preto de Neptuno coma para ser afectado pola súa gravidade, o cal leva a algúns astrónomos a concluír que é de feito o primeiro membro coñecido do interior da nube de Oort. Outros especulan que puido ser enviado á súa órbita actual por unha estrela que pasaba preto, ou que a súa órbita foi alterada por unha estrela do cúmulo aberto no que naceu o Sol, ou mesmo que foi capturado doutro sistema estelar. Outra hipótese suxire que a súa órbita pode se-la evidencia dun gran planeta alén da órbita de Neptuno. O astrónomo Michael E. Brown, co-descubridor de Sedna e os planetas ananos Eris, Haumea, e Makemake, cre que é o obxecto trans-neptuniano máis importante cientificamente falando, que se atopou ata a data, a comprensión da súa infrecuente órbita é susceptible de dar información moi valiosa sobre a orixe e evolución inicio do Sistema Solar.[18]

Descubrimento e nome

[editar | editar a fonte]

Sedna, (provisionalmente designado coma 2003VB12) foi descuberto por Mike Brown (Caltech), Chad Trujillo (Observatorio Gemini) e David Rabinowitz (Universidade Yale) o 14 de novembro do ano 2003. O descubrimento formaba parte dunha investigación iniciada no 2001, co uso do telescopio Samuel Oschin do Observatorio de Palomar, preto de San Diego, no cal empregaron a cámara Palomar Quest camera de 160 megapíxeles de Yale. Aquel día, observouse un obxecto que se desprazou 4,6 arcsegundos ó longo de 3,1 horas en relación ás estrelas, o cal indicaba que estaba a unha distancia dunhas 100 UA. Observacións posteriores feitas en novembro-decembro do ano 2003 co telescopio SMARTS no Cerro Tololo Inter-American Observatory en Chile, así como co telescopio IV Tenagra no W. M. Keck Observatory en Hawai revelaron que o obxecto se estaba movendo ó longo dunha órbita moi afastada e excéntrica. Máis tarde, o obxecto foi identificado nunhas imaxes máis antigas que foran feitas polo telescopio Samuel Oschin, así como tamén foi recuperado en imaxes do programa Near Earth Asteroid Tracking. Estas posicións previas recuperadas axudaron a coñecer o seu arco orbital e permitiron un cálculo máis preciso da súa órbita.[19]

"O noso obxecto recen descuberto é o lugar máis frío e distante do Sistema Solar", dixo Mike Brown no seu sitio web, "así que nós sentimos que é apropiado nomealo en honra a Sedna, a deusa inuit do mar, a cal vive no fondo do frío Océano Ártico".[20] Brown tamén suxeriu ó Centro de Planetas Menores da Unión Astronómica Internacional (UAI), que os futuros descubrimentos de obxectos na zona orbital de Sedna tamén fosen bautizados cos nomes de entidades mitoloxías árticas.[20] O equipo fixo o nome de "Sedna" público antes de que o obxecto fora oficialmente catalogado.[21] Brian Marsden, o xefe do Centro de Planetas Menores, dixo que tal acción era unha violación do protocolo, e que algúns membros da UAI poderían votar contra el.[22] Con todo, non lle foi posta obxección algunha ó nome, e non foron suxeridos nomes alternativos. A UAI aceptou formalmente o nome en setembro de 2004,[23] e tamén considerou que, en casos semellantes de extraordinario interese, poderíase permitir no futuro que os nomes de tales obxectos fosen anunciados antes de que fosen oficialmente catalogados.[21]

Órbita e rotación

[editar | editar a fonte]
A órbita de Sedna está moito máis alá deses obxectos, e esténdese moitas veces as súas distancias respecto do Sol.
A órbita de Sedna (vermello) vista en relación ás órbitas de Xúpiter (laranxa), Saturno (amarelo), Urano (verde), Neptuno (azul) e Plutón (morado).

Sedna ten o período orbital máis longo de tódolos obxectos de tamaño importante do Sistema Solar, [f] que esta calculado en torno ós 11.400 anos.[4][g] A súa órbita é moi excéntrica, cun afelio estimado en 937 UA [4] e un perihelio de preto de 76 UA, o perihelio máis distante observado en calquera obxecto do Sistema Solar.[24] No momento da súa descuberta estábase aproximando ó seu perihelio dende unha distancia de 89,6 UA [25] respecto do Sol, e neses momentos era o obxecto máis distante observado no Sistema Solar. Eris sería máis tarde detectado polo mesmo equipo de investigación a 97 UA. Aínda que as órbitas de varios cometas de longo período esténdense máis lonxe do que a de Sedna, son moi débiles para ser observados, excepto cando se achegan ós seus perihelios que están no interior do Sistema Solar. Aínda que Sedna esta achegándose ó seu perihelio, o cal será a mediados do ano 2076,[9][C] o Sol aparece só como unha estrela moi brillante no seu ceo, só 100 veces máis brillante cá lúa chea sobre a Terra, e moi lonxe para ser visible coma un disco a simple vista.[26]

Cando foi descuberto, pensábase que Sedna tiña un período de rotación excepcionalmente longo (de 20 a 50 días).[26] Inicialmente especulouse con que a rotación de Sedna fora retardada pola forza gravitacional dun compañeiro binario grande, semellante a Caronte en relación a Plutón.[20] A procura de tal satélite feita polo Telescopio Espacial Hubble en marzo do ano 2004 non dou resultados positivos,[27][e] e posteriores medicións feitas polo telescopio MMT suxiren un período de rotación moito máis curto, de aproximadamente 10 horas, bastante típico para un corpo de seu tamaño.[28]

Características físicas

[editar | editar a fonte]
Sedna, unha esfera vermella xeada, escasamente iluminada polo Sol.
Recreación artística de 90377 Sedna

Sedna ten unha banda-V na magnitude absoluta (H) de aproximadamente 1.8, e estímase que ten un albedo de preto de 0,32, dándolle un diámetro de aproximadamente 1.000 km.[5] Na época do seu descubrimento era o obxecto intrinsecamente máis brillante atopado no Sistema Solar dende Plutón no ano 1930. Xa no 2004, os descubridores colócanlle un límite superior de 1.800 km para o seu diámetro,[29] pero en 2007 este límite foi revisado á baixa, ata os 1.600 km despois das observacións feitas co Telescopio Espacial Spitzer.[30] No 2012, as medicións feitas polo Observatorio Espacial Herschel suxeriron que o diámetro de Sedna era de 995 ± 80 km, o que sería un diámetro menor có da lúa de Plutón, Caronte.[5] Como Sedna non ten lúas coñecidas, determinar a súa masa é actualmente imposíbel sen o envío dunha sonda espacial. Con todo, as estimacións anteriores para o seu diámetro son asumidas cunha densidade igual a de Plutón (de 2,0 g/cm3), a franxa da masa estimada resultante é de preto de 1 x 1021 kg.[a]

Observacións feitas co telescopio SMARTS amosan que baixo a luz visible, Sedna é un dos obxectos máis vermellos do Sistema Solar, case tan vermello coma Marte.[20] Chad Trujillo e os seus colegas suxiren que a cor vermella escura de Sedna é causada por un revestimento da superficie cunha especie de lama de hidrocarburos, ou tolinas, formados estes compostos a partir de simples compostos orgánicos trala exposición prolongada á radiación ultravioleta.[31] A súa superficie é homoxénea en canto á cor e espectro, o que pode ser porque Sedna, a diferenza de obxectos máis próximos ó Sol, raramente é alcanzado polos impactos doutros obxectos menores, estes obxectos menos afastados expoñen manchas brillantes de material xeado fresco coma no caso de 8405 Asbolus.[31] Sedna e outros dous obxectos moi distantes ((87269) 2000 OO67 e 2006 SQ372) comparten a súa cor cos obxectos máis afastados do cinto de Kuiper e co centauro 5145 Pholus, suxerindo unha rexión de orixe semellante.[32]

Trujillo e os seus colegas colocaron os límites superiores da composición superficie de Sedna nun 60% ​​para xeo de metano e nun 70% para o xeo de auga.[31] A presenza de metano tamén apoia a existencia de tolinas na superficie de Sedna, xa que son producidas pola irradiación do metano.[33] Barucci e o seu equipo compararon o espectro de Sedna co de Tritón e detectaron febles bandas de absorción pertencentes ó metano e a xeos de nitróxeno. A partir destas observacións, suxeriron o seguinte composición da superficie: un 24% de tolinas semellantes as de Tritón, 7% de carbono amorfo, 10% de nitróxeno, 26% metanol e 33% de metano.[34] A detección de xeos de metano e auga, foi confirmada no ano 2006 pola fotometría no infravermello medio do Telescopio Espacial Spitzer.[33] A presenza de nitróxeno na superficie suxire a posibilidade de que, polo menos durante un curto período de tempo, Sedna podía que teña unha atmosfera. Durante un período de 200 anos preto perihelio a temperatura máxima en Sedna debe exceder os 35,6 K (−237.6 °C), a temperatura de transición de entre a fase-alfa do N2 sólido e a fase beta visto na lúa Tritón. A 38 K, a presión do vapor de N2 sería de 14 microbares (0,000014 atmosferas).[34] Con todo, o seu vermello profundo é un indicativo de elevadas concentracións de material orgánico na súa superficie, e as súas bandas de absorción febles de metano indican que o metano da superficie Sedna é antigo, en vez de recen depositado. Isto significa que Sedna é moi frío para que o metano se poida evaporar na súa superficie e despois caer de volta en forma de neve, como acontece na lúa Tritón e, probablemente, en Plutón.[33]

Varios modelos de quecemento interno a través da desintegración radioactiva, suxiren que Sedna podería ser capaz de albergar un océano de auga líquida baixo a súa superficie.[35]

Orixe

[editar | editar a fonte]

No documento do anuncio da descuberta de Sedna, Mike Brown e os seus colegas describírono coma o primeiro corpo observado pertencente á nube de Oort, a nube hipotética de cometas que se pensa que existe a case un ano-luz de Sol. Observaron que, ó contrario que os obxectos do disco disperso, tales como Eris, o perihelio de Sedna (76 UA) está moi lonxe, coma para ter sido afastado pola influencia gravitacional de Neptuno.[19] Xa que está moito máis preto do Sol do que se espera para un obxecto da nube de Oort, e coma ten unha inclinación aproximadamente en liña cos planetas e os obxectos do cinto de Kuiper, o equipo de Brown describiuno coma un planetoide que podería ser un "obxecto da parte máis interna da nube Oort", situado na rexión que se estenden entre cinto de Kuiper á parte esférica da nube.[36][37]

Se Sedna se tivese formado na súa localización actual, o disco protoplanetario orixinal do Sol deberíase ter estendido ata as 75 UA no espazo.[38] Ademais, a órbita de Sedna inicial debería ser circular, en caso contrario, a súa formación por acreción de corpos menores nun corpo maior nunca tería sido posible, xa que as diferenzas das velocidades relativas entre os planetesimais terían sido moi grandes. Así pois, Sedna debeu de ser empurrada a súa órbita excéntrica actual por unha interacción gravitacional con outro corpo.[39] No documento do anuncio do descubrimento, Brown, Rabinowitz e os seus colegas suxeriron tres posibles candidaturas para o corpo perturbador: un invisible planeta alén do cinto de Kuiper, o paso dunha estrela próxima, ou unha das estrelas novas integradas co Sol no cúmulo estelar no cal este se formou.[19]

De feito Mike Brown e o seu equipo decántanse por esta última posibilidade, suxerindo que Sedna foi levado á súa órbita actual por unha estrela que pertencería ó cúmulo no que naceu o noso propio Sol, argumentando que o afelio Sedna, que é de preto de 1.000 UA, o cal é relativamente pequeno se o comparamos cos afelios dos cometas de longo período, non está lonxe de abondo como para ser afectado polo paso de estrelas próximas, dadas as súas distancias actuais respecto do Sol. Propoñen que a órbita de Sedna é explicada de mellor xeito polo Sol que se estaba formado nun cúmulo aberto de moitas estrelas que gradualmente se foron disociando co paso do tempo.[19][40][41] Esta hipótese tamén foi avanzada tanto por Alessandro Morbidelli coma por Scott J. Kenyon.[42][43] As simulacións por computadora de Julio A. Fernández e Adrian Brunini suxiren que terían existido moitos tránsitos próximos destas estrelas novas co Sol, no cúmulo no que se formou o Sol, e estes tránsitos empurrarían a moitos obxectos cara órbitas semellantes a de Sedna.[19] Un estudo de Morbidelli e Hal Levison suxiren que a explicación máis probable para a órbita de Sedna é que este fora perturbado por un tránsito dunha estrela próxima (preto de 800 UA) nos primeiros 100 millóns de anos da existencia do noso Sistema Solar.[42][44]


Erro: Cómpre especificar unha imaxe na primeira liña.

A hipótese do planeta trans-neptuniano foi avanzado a través de varios documentos de varios de astrónomos, incluíndo Gomes e Patryk Lykawka. Un escenario que implica que os trastornos da órbita de Sedna foron ocasionados por un corpo hipotético de tamaño planetario que estaría situado na cara interna da nube de Oort. Simulacións recentes amosan que as características orbitais Sedna poderían ser explicadas polas perturbacións que xeraría un obxecto coa masa de Neptuno a unha distancia de 2.000 UA (ou algo menos), por un obxecto coa masa de Xúpiter a unha distancia de 5,000 UA, ou mesmo por un obxecto coa masa da Terra a unha distancia de 1.000 UA.[41][45] Simulacións por ordenador feitas por Patryk Lykawka suxeriron que a órbita de Sedna puido ser alterada por un corpo máis ou menos do tamaño da Terra, expulsado cara fóra por Neptuno no inicio da formación do Sistema Solar, e que actualmente estaría nunha órbita elíptica de entre 80 a 170 UA de distancia respecto do Sol.[46] Varias procuras feitas por Mike Brown non deron resultados positivos na busca de obxectos do tamaño da Terra a unha distancia de aproximadamente 100 UA. Con todo, é posible que tal obxecto puidese ser expulsado do Sistema Solar, trala formación da cara interna da nube Oort.[47]

Tamén se ten suxerido que a órbita de Sedna é o resultado da influencia dunha compañeira binaria bastante distanciada do Sol, a miles de UAs de distancia. Unha posible compañeira sería a estrela hipotética Némese, unha pequena compañeira do Sol, que sería a causante da suposta periodicidade dos eventos de extinción en masa acontecidos na Terra por mor dalgúns impactos de cometas, tamén sería a causante de boa parte do rexistro de impactos lunares, así coma dos elementos orbitais comúns dunha serie de cometas de longo período.[45][48] Con todo, ata o momento non se atopou ningunha evidencia directa de Némese, e moitas liñas de evidencias (coma o reconto de cráteres), poñen seriamente en dúbida a existencia desta pequena estrela.[49][50] John J. Matese e Daniel P. Whitmire, defensores ó longo de moitos anos da posible existencia dunha dunha compañeira binaria afastada para o Sol, suxeriron que un obxecto de cinco veces a masa de Xúpiter que se atopase a aproximadamente 7.850 UA do Sol, podería producir nun corpo unha órbita semellante á de Sedna.[51]

Morbidelli e Kenyon tamén suxeriron que Sedna non se orixinou no noso Sistema Solar, se non que foi capturado polo Sol grazas ó paso dun sistema planetario extrasolar dunha estrela próxima, en concreto, unha anana marrón con case de 20 veces menos masa có noso Sol.[42][43]

A rexión de Sedna e os seus posibles veciños

[editar | editar a fonte]
O Sol aparece coma un simple punto de luz, difuso debido ó po. a superficie de Sedna é vermella, vagamente brillante baixo a luz do mediodía.
Unha concepción artística vista dende a superficie de Sedna, coa Vía Lactea, Antares, o Sol e Spica de fondo

Sedna posúe unha órbita altamente elíptica, o cal significa que a probabilidade da súa detección foi de preto de 1 en 80, suxerindo que o seu descubrimento foi por casualidade, outros 40-120 obxectos do tamaño de Sedna poderían existir dentro da súa rexión.[19][52] Outro obxecto, 2000 CR105, ten unha órbita semellante, pero menos extrema: ten un perihelio de 44,3 UA, un afelio de 394 UA, e un período orbital duns 3.240 anos. Este obxecto pode estar afectado polos mesmos procesos que afectan a Sedna.[42]

Cada un dos mecanismos propostos para a órbita extrema de Sedna deixaría unha marca distinta sobre a estrutura e dinámica dunha poboación de obxectos máis ampla. Se un planeta trans-neptuniano foi responsable, todos eses obxectos compartirían máis ou menos o mesmo perihelio (≈ 80 UA). Se Sedna foi capturado dende outro sistema planetario que xira no mesmo sentido có Sistema Solar, entón a poboación de Sedna debería posuír inclinacións relativamente baixas e ter uns semi-eixos maiores que abranguerían un rango de 100 a 500 UA. Se pola contra, órbita en sentido contrario ó Sistema Solar, entón deberíanse ter formado dúas poboacións, unha con inclinacións baixas e e outra con inclinacións elevadas. A gravidade das estrelas perturbadoras debería producir unha gran variedade de perihelios e inclinacións, en función do número e ángulo de tales encontros.[47]

Obter unha mostra máis grande de tales obxectos podería, polo tanto, axudar a determinar cal é o escenario máis probable.[53] "Eu digo de Sedna é o rexistro fósil máis antigo do Sistema Solar", dixo Brown en 2006. "Finalmente, cando outros rexistros fósiles sexan atopados, Sedna vai axudarnos a explicar coma se formou o Sol e as estrelas que estaban preto do Sol, cando este se formou".[18] Unha investigación levada a cabo nos anos 2007-2008 por Brown, Rabinowitz e Megan Schwamb, tentou atopar outro membro da poboación hipotética de Sedna. Aínda que as procuras abranguían unhas 1.000 UA e de que se descubriu o candidato planeta anano 2007 OU10, non se detectaron novos corpos con órbitas semellantes á órbita de Sedna.[53] Simulacións posteriores que incorporan os novos datos suxiren a existencia de preto de 40 obxectos de tamaño semellante ó de Sedna.[53]

Clasificación

[editar | editar a fonte]

O Centro de Planetas Menores, que oficialmente cataloga os obxectos do Sistema Solar, clasifica Sedna como un obxecto do disco disperso.[54] Con todo, esta clasificación está fortemente cuestionada, e moitos astrónomos suxeriron que, xunto con algúns outros obxectos (por exemplo, 2000 CR105), se debería facer unha nova categoría de obxectos distantes chamada obxectos distantes do disco disperso (E-SDO),[55] obxectos distantes,[56] obxectos distantes-dispersos (DDO)[45] ou disco disperso-distante na clasificación formal do programa Deep Ecliptic Survey.[57]

O descubrimento de Sedna resucitou a cuestión de cales obxectos astronómicos debían ser considerados coma planetas e cales non. O 15 de marzo de 2004, moitos artigos sobre Sedna na prensa popular relatan que un décimo planeta fora descuberto. Esta pregunta foi contestada pola Unión Astronómica Internacional na definición de planeta, aprobada o 24 de agosto de 2006, que determinou que un planeta debe limpa-la súa órbita de corpos significativos ou relevantes. Sedna ten un parámetro de Levison-Stern que se estima que é moito menor de 1,[d] e, polo tanto non se pode considerar que teñan limpado a súa veciñanza, aínda que non foron descubertos, polo momento, outros obxectos na súa veciñanza. Para clasificar Sedna coma planeta anano, este debería estar en equilibrio hidrostático. Semella que é o suficientemente brillante, e, polo tanto o suficientemente grande para estar equilibrio hidrostático, polo que se espera que nun futuro sexa clasificado coma un planeta anano.[58]

Exploración

[editar | editar a fonte]

Sedna acadará o seu perihelio ó redor dos anos 2075-2076.[c]. Este achegamento ó Sol ofrece unha oportunidade única de estudo que non volverá a ocorrer nuns 12.000 anos. Aínda que Sedna está listado no sitio web da Exploración do Sistema Solar da NASA,[59] non semella que a NASA estea considerando ningún tipo de misión relacionada con Sedna nestes momentos.[60]

Notas aclarativas

[editar | editar a fonte]
  • ^ Tomando as estimacións do Herschel para o diámetro do redor de 1.000 km e asumindo a densidade de Plutón de 2,0 (<0,10 Eris).
  • ^ No 2012, Sedna está a preto de 87 UA do Sol;[8] Eris, o planeta anano máis masivo coñecido, está actualmente máis lonxe do Sol ca Sedna, concretamente a 96,6 UA.[61] Eris está preto do seu afelio (a maior distancia respecto do Sol), mentres Sedna está chegando ó seu perihelio (a maior aproximación ó Sol) que será no ano 2076.[9] Sedna volverá a superar a Eris no 2114, pero o sólido candidato a planeta anano 2007 OU10 vai superar a ambos no 2045.[9]
  • ^ Diferentes programas que usan diferentes épocas e/ou diferentes conxuntos de datos producen datas lixeiramente diferentes para o perihelio de Sedna. Usando unha época de 2010, a base de datos para corpos menores do JPL amosa o ano 2075 coma a data para o perihelio.[3] Usando unha época de 1990, o programa DES amosa o en 2479285.0598 para o 13/12/2075 No 2010, o JPL (usando a integración numérica) amosa a data do perihelio para 10-07-2076.[9].
  • ^ O parámetro Stern-Levison (Λ), tal como definido por Alan Stern e Harold F. Levison, en 2002, determina se un obxecto eventualmente poderá limpar a súa veciñanza orbital de pequenos corpos. É definido coma a fracción do obxecto de masa solar (ou sexa, a masa do obxecto dividida pola masa do Sol) ó cadrado, dividido polo seu semi-eixo maior elevado a 3/2, multiplicado este pola constante 1,7 x 1016.[62] (ver ecuación 4) Se a Λ dun obxecto é maior que 1, entón ese obxecto pode eventualmente limpar a súa veciñanza, e pode ser considerado para un planeta. Utilizando a improbable masa máis alta estimada para Sedna de 2 x 1021 kg, a Λ Sedna é (2 x 1021/ 1,9891 x 1030)2/5193/2 × 1,7 x 1016 = 1,44 x 10−6. Isto é moito menos cá 1, entón Sedna non é un planeta segundo este criterio.
  • ^ A procura efectuada polo HST non atopou posibles de satélites dentro dun límite de aproximadamente de 500 veces menos luminosidade cá Sedna (Brown e Suer 2007).[52]
  • ^ Os pequenos corpos do Sistema Solar coma 2010 EC46, (308933) 2006 SQ372, 2005 VX3 (87269) 2000 OO67, 2002 RN109 2007 TG422, e varios cometas (coma o Gran Cometa de 1577) teñen órbitas heliocéntricas máis grandes. Pero só (308933) 2006 SQ372, (87269) 2000 OO67, e 2007 GT422 teñen un perihelio alén da órbita de Xúpiter, por iso é discutible que a maioría destes obxectos sexan clasificados coma cometas.
  • ^ Dada a excentricidade orbital deste obxecto, diferentes épocas pode xerar diferentes solucións heliocéntricas imperturbables para o cálculo do mellor axuste do período orbital entre dous corpos. Usando unha época de 1950, Sedna amosa un período de 12.100 anos,[2] pero usando unha época do 2010 época, Sedna amosa un período de 11.800 anos.[3] Para obxectos dunha excentricidade tan alta, as coordenadas do baricentro do Sol son máis estables cás coordenadas heliocéntricas.[63] Usando JPL Horizons, o período orbital baricentrico é do redor de 11.400 anos.[4]

Referencias

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ IAU: Minor Planet Center (ed.). "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (90001)–(95000)". Consultado o 23-07-2008. 
  2. ↑ 2,0 2,1 Marc W. Buie (22-11-2009). Deep Ecliptic Survey, ed. "Orbit Fit and Astrometric record for 90377". Consultado o 17-01-2006. 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 "JPL Small-Body Database Browser: 90377 Sedna (2003 VB12)". 05-01-2010. Consultado o 11-06-2008. 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Horizons. "Barycentric Osculating Orbital Elements for 90377 Sedna (2003 VB12)". Consultado o 30-04-2011.  (Solución que usa o [[baricentro do Sistema Solar e as coordenadas dese baricentro. Select Ephemeris Type:Elements and Center:@0) (datos gardados do Horizons o04-02-2011) Arquivado 19-11-2012 en Wayback Machine.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Pál, A.; Kiss, C.; Müller, T. G.; (2012). ""TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region. VII. Size and surface characteristics of (90377) Sedna and 2010 EK139". Astronomy & Astrophysics 541: L6. arXiv:1204.0899. doi:10.1051/0004-6361/201218874. 
  6. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, ed. (05-04-2005). "Case of Sedna's Missing Moon Solved". Consultado o 07-04-2005. 
  7. ↑ Stephen C. Tegler (26-01-2006). Northern Arizona University, ed. "Kuiper Belt Object Magnitudes and Surface Colors". Arquivado dende o orixinal o 21-05-2006. Consultado o 05-11-2006. 
  8. ↑ 8,0 8,1 Department of Mathematics, University of Pisa, Italy (ed.). "AstDys (90377) Sedna Ephemerides". Consultado o 05-05-2011. 
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 JPL Horizons On-Line Ephemeris System (18-07-2010). "Horizons Output for Sedna 2076/2114". Arquivado dende o orixinal o 25-02-2012. Consultado o 18-07-2010.  Horizons
  10. ↑ U+2BF2 ⯲. David Faulks (2016) 'Eris and Sedna Symbols,' L2/16-173R, Unicode Technical Committee Document Register.
  11. ↑ International Astronomical Union (Working Group for Planetary System Nomenclature) (ed.). "Planetary Names: Planet and Satellite Names and Discoverers". Gazetteer of Planetary Nomenclature. Consultado o 10-06-2012. 
  12. ↑ NASA. "List of Dwarf Planets". Arquivado dende o orixinal o 24-11-2015. Consultado o 09-06-2012. 
  13. ↑ Barucci e o seu equipo (2010). "(90377) Sedna: Investigation of surface compositional variation". The Astronomical Journal 140: 6. 
  14. ↑ Rabinowitz, Schaefer, Tourtellotte, 2011. "SMARTS Studies of the Composition and Structure of Dwarf Planets". Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 43
  15. ↑ Malhotra, 2010. "On the Importance of a Few Dwarf Planets". Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 41
  16. ↑ Tancredi, G.; Favre, S. (2008). Asteroids, Comets, Meteors, ed. "Which are the dwarfs in the solar system?" (PDF). Consultado o 05-01-2011. 
  17. ↑ Michael E. Brown (23-09-2011). California Institute of Technology, ed. "How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily)". Consultado o 23-09-2011. 
  18. ↑ 18,0 18,1 Cal Fussman (2006). "The Man Who Finds Planets". Discover. Arquivado dende o orixinal o 16-06-2010. Consultado o 22-05-2010. 
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 19,4 19,5 Mike Brown, David Rabinowitz, Chad Trujillo (2004). "Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid". Astrophysical Journal 617 (1): 645–649. Bibcode:2004ApJ...617..645B. arXiv:astro-ph/0404456. doi:10.1086/422095. 
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 20,3 Brown, Mike. Caltech, ed. "Sedna". Arquivado dende o orixinal o 25-07-2010. Consultado o 20-07-2010. 
  21. ↑ 21,0 21,1 IAU Minor Planet Center, ed. (2004). "MPEC 2004-S73 : Editorial Notice". Consultado o 18-07-2010. 
  22. ↑ Duncan, Walker (16-03-2004). "How do planets get their names?". BBC News. Consultado o 22-05-2010. 
  23. ↑ Minor Planet Center, ed. (2004). "MPC 52733" (PDF). Consultado o 30-08-2010. 
  24. ↑ Chadwick A. Trujillo, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz (2007). "The Surface of Sedna in the Near-infrared". Bulletin of the American Astronomical Society 39: 510. Bibcode:2007DPS....39.4906T. 
  25. ↑ Department of Mathematics, University of Pisa, Italy (ed.). "AstDys (90377) Sedna Ephemerides 2003-11-14". Consultado o 05-05-2008. 
  26. ↑ 26,0 26,1 Hubblesite, STScI-2004-14, ed. (2004). "Hubble Observes Planetoid Sedna, Mystery Deepens; Long View from a Lonely Planet". Consultado o 21-07-2010. 
  27. ↑ Hubblesite, STScI-2004-14, ed. (2004). "Hubble Observes Planetoid Sedna, Mystery Deepens". Consultado o 30-08-2010. 
  28. ↑ B. Scott Gaudi; Krzysztof Z. Stanek, Joel D. Hartman, Matthew J. Holman, Brian A. McLeod (CfA) (2005). "On the Rotation Period of (90377) Sedna". The Astrophysical Journal 629 (1): L49–L52. Bibcode:2005ApJ...629L..49G. arXiv:astro-ph/0503673. doi:10.1086/444355. 
  29. ↑ W. M. Grundy, K. S. Noll, D. C. Stephens (2005). "Diverse Albedos of Small Trans-Neptunian Objects". Icarus (Lowell Observatory, Space Telescope Science Institute) 176 (1): 184–191. Bibcode:2005Icar..176..184G. arXiv:astro-ph/0502229. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.007. 
  30. ↑ John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (2008). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope". En M. Antonietta Barucci, Hermann Boehnhardt, Dale P. Cruikshank; University of Arizona Press. The Solar System Beyond Neptune (pdf). pp. 161–179. ISBN 0-8165-2755-5. arXiv:astro-ph/0702538v2. 
  31. ↑ 31,0 31,1 31,2 Pál, A.; Kiss, C.; Müller, T. G.; Santos-Sanz, P.; Vilenius, E.; Szalai, N.; Mommert, M.; Lellouch, E.; Rengel, M. (2012). ""TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region. VII. Size and surface characteristics of (90377) Sedna and 2010 EK139". Astronomy & Astrophysics 541: L6. arXiv:1204.0899. doi:10.1051/0004-6361/201218874. 
  32. ↑ Sheppard, Scott S. (2010). "The colors of extreme outer Solar System objects". The Astronomical Journal 139 (4): 1394–1405. Bibcode:2010AJ....139.1394S. arXiv:1001.3674. doi:10.1088/0004-6256/139/4/1394. 
  33. ↑ 33,0 33,1 33,2 J. P. Emery; C. M. Dalle Ore; D. P. Cruikshank; Y. R. Fernández; D. E. Trilling; J. A. Stansberry (2007). "Ices on 90377 Sedna: Conformation and compositional constraints" (PDF). Astronomy and Astrophysics 406 (1): 395–398. Bibcode:2007A&A...466..395E. doi:10.1051/0004-6361:20067021. Arquivado dende o orixinal (pdf) o 09 de xuño de 2010. Consultado o 30 de setembro de 2012. 
  34. ↑ 34,0 34,1 M. A. Barucci; D. P. Cruikshank; E. Dotto; F. Merlin; F. Poulet; C. Dalle Ore; S. Fornasier; C. De Bergh (2005). "Is Sedna another Triton?". Astronomy & Astrophysics 439 (2): L1–L4. Bibcode:2005A&A...439L...1B. doi:10.1051/0004-6361:200500144. 
  35. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (Novembro do 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  36. ↑ David Jewitt, Alessandro Morbidelli, Heike Rauer (2007). Berlin: Springer, ed. Trans-Neptunian Objects and Comets: Saas-Fee Advanced Course 35. Swiss Society for Astrophysics and Astronomy. p. 86. ISBN 3-540-71957-1. arXiv:astro-ph/0512256v1. 
  37. ↑ Patryk Sofia Lykawka; Mukai, Tadashi (2007). "Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation". Icarus 189 (1): 213–232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001. 
  38. ↑ S. Alan Stern (2005). Astronomical Journal, ed. "Regarding the accretion of 2003 VB12 (Sedna) and like bodies in distant heliocentric orbits". The Astronomical Journal 129 (1): 526–529. Bibcode:2005AJ....129..526S. arXiv:astro-ph/0404525. doi:10.1086/426558. Consultado o 05-08-2010. 
  39. ↑ Scott S. Sheppard, D. Jewitt (2005). The University of Texas at Austin, ed. "Small Bodies in the Outer Solar System" (PDF). Frank N. Bash Symposium. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 04-08-2009. Consultado o 25-03-2008. 
  40. ↑ Mike Brown (2004). American Astronomical Society Meeting 205, ed. "Sedna and the birth of the solar system". Bulletin of the American Astronomical Society 36 (127,04): 1553. Bibcode:2004AAS...20512704B. 
  41. ↑ 41,0 41,1 The Planetary Society (ed.). "Transneptunian Object 90377 Sedna (formerly known as 2003 VB12)". Arquivado dende o orixinal o 25-11-2009. Consultado o 03-01-2010. 
  42. ↑ 42,0 42,1 42,2 42,3 Alessandro Morbidelli, Harold F. Levison (2004). "Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12 (Sedna)". The Astronomical Journal 128 (5): 2564–2576. Bibcode:2004AJ....128.2564M. arXiv:astro-ph/0403358. doi:10.1086/424617. 
  43. ↑ 43,0 43,1 Scott J. Kenyon, Benjamin C. Bromley (02-12-2004). "Stellar encounters as the origin of distant Solar System objects in highly eccentric orbits". Nature 432 (7017): 598–602. Bibcode:2004Natur.432..598K. PMID 15577903. arXiv:astro-ph/0412030. doi:10.1038/nature03136. 
  44. ↑ "The Challenge of Sedna". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Consultado o 26-03-2009. 
  45. ↑ 45,0 45,1 45,2 Rodney S. Gomes, John J. Matese, and Jack J. Lissauer (2006). "A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects". Icarus 184 (2): 589–601. Bibcode:2006Icar..184..589G. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026. 
  46. ↑ P. S. Lykawka and T. Mukai (2008). "An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture". Astronomical Journal 135 (4): 1161. Bibcode:2008AJ....135.1161L. arXiv:0712.2198. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1161. 
  47. ↑ 47,0 47,1 Megan Schwamb (2007). Cal Tech, ed. "Searching for Sedna's Sisters: Exploring the inner Oort cloud" (PDF). Arquivado dende o orixinal (PDF) o 12-05-2013. Consultado o 06-08-2010. 
  48. ↑ Staff (25-04-2006). "Evidence Mounts For Companion Star To Our Sun". SpaceDaily. Arquivado dende o orixinal o 07-01-2010. Consultado o 27-11-2009. 
  49. ↑ J. G. Hills (1984). "Dynamical constraints on the mass and perihelion distance of Nemesis and the stability of its orbit". Nature 311 (5987): 636–638. Bibcode:1984Natur.311..636H. doi:10.1038/311636a0. 
  50. ↑ Max Planck Institute, ed. (2011). "Nemesis is a myth". Consultado o 11-08-2011. 
  51. ↑ John J. Matese, Daniel P. Whitmire and Jack J. Lissauer (2006). "A Widebinary Solar Companion as a Possible Origin of Sedna-like Objects". Earth, Moon, and Planets 97 (3–4): 459–470. Bibcode:2005EM&P...97..459M. doi:10.1007/s11038-006-9078-6. Arquivado dende o orixinal o 16-09-2019. Consultado o 17-08-2010. 
  52. ↑ 52,0 52,1 Michael E. Brown. "The largest Kuiper belt objects". En M. Antonietta Barucci, Hermann Boehnhardt, Dale P. Cruikshank; University of Arizona Press. The Solar System Beyond Neptune (pdf). pp. 335–345. ISBN 0-8165-2755-5. 
  53. ↑ 53,0 53,1 53,2 Schwamb, Megan E.; Brown, Michael E.; Rabinowitz, David L. (2009). "A Search for Distant Solar System Bodies in the Region of Sedna". The Astrophysical Journal Letters 694 (1): L45–L48. Bibcode:2009ApJ...694L..45S. arXiv:0901.4173. doi:10.1088/0004-637X/694/1/L45. 
  54. ↑ IAU: Minor Planet Center (02-07-2008). Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, ed. "List of Centaurs and Scattered-Disk Objects". Consultado o 02-07-2008. 
  55. ↑ Gladman, Brett (2001). Observatoire de la Cote d'Azur, ed. "Evidence for an Extended Scattered Disk?". Consultado o 22-07-2010. 
  56. ↑ David Jewitt, A. Delsanti (2006). "The Solar System Beyond The Planets". En Springer-Praxis Ed. Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences. ISBN 3-540-26056-0. Arquivado dende o orixinal o 16 de setembro de 2019. Consultado o 30 de setembro de 2012. 
  57. ↑ 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 (2006). "The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population". The Astronomical Journal 129 (2): 1117. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395. 
  58. ↑ Michael E. Brown. California Institute of Technology, Department of Geological Sciences, ed. "The Dwarf Planets". Arquivado dende o orixinal o 29-02-2008. Consultado o 16-02-2008. 
  59. ↑ NASA (ed.). "Solar System Exploration: Multimedia: Gallery". Arquivado dende o orixinal o 09-08-2012. Consultado o 03-01-2010. 
  60. ↑ NASA (ed.). "Solar System Exploration: Missions to Dwarf Planets". Arquivado dende o orixinal o 09-08-2012. Consultado o 11-11-2010. 
  61. ↑ Department of Mathematics, University of Pisa, Italy (ed.). "AstDys (136199) Eris Ephemerides". Arquivado dende o orixinal o 04-06-2011. Consultado o 05-05-2011. 
  62. ↑ S. Alan Stern and Harold F. Levison (2002). "Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes" (PDF). Highlights of Astronomy 12: 205–213, as presented at the XXIVth General Assembly of the IAU–2000 [Manchester, UK, 7–18 August 2000]. Bibcode:2002HiA....12..205S. 
  63. ↑ Kaib, Nathan A.; Becker, Andrew C.; Jones, R. Lynne; Puckett, Andrew W.; Bizyaev, Dmitry; Dilday, Benjamin; Frieman, Joshua A.; Oravetz, Daniel J.; Pan, Kaike; Quinn, Thomas; Schneider, Donald P.; Watters, Shannon (2009). "2006 SQ372: A Likely Long-Period Comet from the Inner Oort Cloud". The Astrophysical Journal 695 (1): 268–275. Bibcode:2009ApJ...695..268K. arXiv:0901.1690. doi:10.1088/0004-637X/695/1/268. 

Vésaxe tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas

[editar | editar a fonte]
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Sedna&oldid=6793412»