Trans Neptunian Object(트랜스 해왕성 천체)란 무엇입니까?
Trans Neptunian Object 트랜스 해왕성 천체 - We investigate the origins of the photometrically very red (VR) and less red (LR) trans-Neptunian objects (TNOs). [1] We use realistic size distributions for these populations based on the main belt asteroids and trans-Neptunian objects. [2] Trans-Neptunian objects (TNOs) are the Solar System bodies which orbit the Sun at a greater average distance than Neptune. [3] Trans-Neptunian Objects (TNOs) in the scattered disk with 50 ≲ a ≲ 100 au are thought to cluster near Neptune’s n:1 resonances (e. [4] Hydrocarbons are observed in the gas or solid phases of solar system objects, including comets, Trans-Neptunian Objects, planets and their moons. [5] Both the spin barrier and fits to strengthless ellipsoid models indicate low densities and thus compositions similar to populations of comets and trans-Neptunian objects throughout the sample. [6] Through a suite of observational simulations, we show that the gap arises from two separate populations, the Extreme Trans-Neptunian Objects (ETNOs; perihelia q ≳ 40 au and semimajor axes a ≳ 150 au) and the Inner Oort Cloud objects (IOCs; q ≳ 65 au and a ≳ 250 au), and is very unlikely to result from a realistic single, continuous distribution of objects. [7] — The dynamical features of a massive disk of distant trans-Neptunian objects are considered in the model of the formation of small bodies in the Hill region of a giant gas-dust clump that arose as a result of gravitational instability and fragmentation of the protoplanetary disk. [8] Using data from the Infrared Array Camera on the Spitzer Space Telescope, we present photometric observations of a sample of 100 trans-Neptunian objects (TNOs) beyond 2. [9] Kuiper belt object (KBO) or trans-Neptunian object (TNO) encounters along the way to the NISM are available for high-interest targets, but such cases must correlate with destinations relevant with the primary mission — heliophysics. [10] The two night arcs were used to calculate orbits that are poorly constrained; however, the distance and inclination are the parameters best constrained by short arcs, and a reasonable determination can be made of which objects are cold classical trans-Neptunian objects (TNOs) and which are dynamically excited. [11] Recent photometric surveys of Trans-Neptunian Objects (TNOs) have revealed that the cold classical TNOs have distinct z-band color characteristics and occupy their own distinct surface class. [12] , giant planet migration, resonances), these objects can be found today across the entire Solar System as P/D near-Earth and main-belt asteroids, Jupiter and Neptune Trojans, comets, Centaurs, and small (diameter < 200 km) trans-Neptunian objects. [13] The paths followed by the known extreme trans-Neptunian objects (ETNOs) effectively avoid direct gravitational perturbations from the four giant planets, yet their orbital eccentricities are in the range between 0. [14] 5 trans-Neptunian object Eris. [15] Comparison to spectra of large trans-Neptunian objects and satellites of Uranus show that Nereid’s low albedo, deep water bands, and neutral color is distinct from many other icy objects, but such comparisons are limited by an incomplete understanding of spectral variability among ∼100 km-sized icy bodies. [16] In this work, we outline an analytical model for the dynamics of distant trans-Neptunian objects and show that the orbital architecture of the scattered disk is shaped by an infinite chain of exterior 2:j resonances with Neptune. [17] We question here the radiolytic origin of (i) polyaromatic insoluble organic matter (IOM) recovered from primitive chondrites, and (ii) organics at the surface of reddish Trans-Neptunian Objects (TNOs), some minor planets and icy satellites. [18] The article focuses on trajectory design to the trans-Neptunian object (90377) Sedna for launch in 2029–2034. [19] We present the results of our analysis of the optimal flight to the trans-Neptunian object (90377) Sedna at the launch in 2029. [20] The numerical techniques can be applied for any irregular shaped asteroids, TNOs (trans-Neptunian objects) or small satellites of outer planets. [21] Ices are the dominant surface material of many Solar system objects, such as comets and trans-Neptunian objects. [22] ” Previous work has shown that trans-Neptunian objects, that originate within the scattered disk population of the Kuiper Belt, can be corralled into orbital alignment by Planet Nine’s gravity over ∼Gyr timescales, and characteristic P9 parameters have been derived by matching the properties of a synthetic Kuiper Belt generated within numerical simulations to the available observational data. [23] Compared to the narrow rings generated from the debris of a collision between a trans-Neptunian object and Charon, disks produced after the giant impact are much more extended and may be a less promising option for producing small circumbinary satellites. [24] We then extend and deploy our machinery closer to home, as we consider the secular dynamics of trans-Neptunian objects (TNOs) in the presence of a putative ninth planet. [25] A search for pairs of dynamically correlated trans-Neptunian objects with semi-major axes of more than 30 au was performed. [26] The Transneptunian Automated Occultation Survey (TAOS II) is a blind occultation survey with the aim of measuring the size distribution of Trans-Neptunian Objects with diameters in the range of 0. [27]우리는 측광학적으로 매우 적색(VR) 및 덜 적색(LR) 트랜스-해왕성 물체(TNO)의 기원을 조사합니다. [1] 우리는 주요 벨트 소행성과 해왕성 횡단 물체를 기반으로 한 이러한 개체군에 대해 현실적인 크기 분포를 사용합니다. [2] TNO(Trans-Neptunian objects)는 해왕성보다 더 먼 평균 거리에서 태양을 공전하는 태양계 천체입니다. [3] 50 ≲ a ≲ 100 au로 분산된 원반에 있는 해왕성 횡단 천체(TNO)는 해왕성의 n:1 공명(예: [4] 탄화수소는 혜성, 해왕성 횡단 물체, 행성 및 위성을 포함한 태양계 물체의 기체 또는 고체 상태에서 관찰됩니다. [5] 스핀 장벽과 무강력 타원체 모델에 대한 맞춤은 밀도가 낮고 따라서 샘플 전체에 걸쳐 혜성 및 해왕성 횡단 물체의 개체군과 유사한 구성을 나타냅니다. [6] 일련의 관측 시뮬레이션을 통해 극단 횡단 해왕성 천체(ETNOs, perihelia q ≳ 40 au 및 준주축 a ≳ 150 au)와 내부 오르트 구름 천체(IOC, q ≳ 65 au 및 a ≳ 250 au)이며 객체의 현실적인 단일 연속 분포로 인해 발생할 가능성은 거의 없습니다. [7] — 멀리 떨어진 해왕성 천체의 거대한 원반의 역학적인 특징은 원시행성 원반의 중력 불안정성과 파편화의 결과로 발생한 거대한 가스 먼지 덩어리의 힐(Hill) 지역에서 작은 몸체 형성 모델에서 고려됩니다. [8] Spitzer 우주 망원경의 적외선 배열 카메라 데이터를 사용하여 2를 초과하는 100개의 해왕성 횡단 천체(TNO) 샘플에 대한 측광 관측을 제시합니다. [9] NISM으로 가는 도중에 카이퍼 벨트 물체(KBO) 또는 해왕성 횡단 물체(TNO)와 조우하는 것은 관심이 높은 표적에 사용할 수 있지만 이러한 경우는 기본 임무인 태양 물리학과 관련된 목적지와 상관 관계가 있어야 합니다. [10] 두 개의 야간 호를 사용하여 제대로 제한되지 않은 궤도를 계산했습니다. 그러나 거리와 기울기는 짧은 호에 의해 가장 잘 제약되는 매개변수이며 어떤 물체가 차가운 고전적인 해왕성 횡단 물체(TNO)이고 동적으로 여기되는 물체를 합리적으로 결정할 수 있습니다. [11] TNO(Trans-Neptunian Objects)에 대한 최근 측광 조사에 따르면 차가운 고전 TNO는 고유한 z-밴드 색상 특성을 가지며 고유한 표면 등급을 차지합니다. [12] , 거대한 행성 이동, 공명), 이러한 물체는 오늘날 전체 태양계에서 지구와 가까운 P/D 및 주대 소행성, 목성과 해왕성 트로이 목마, 혜성, 켄타우로스, 작은(직경 < 200km) 트랜스로 발견할 수 있습니다. -해왕성 개체. [13] 알려진 극단 해왕성 횡단 물체(ETNO)가 따라가는 경로는 4개의 거대한 행성으로부터의 직접적인 중력 섭동을 효과적으로 피하지만, 궤도 이심률은 0 범위에 있습니다. [14] 5번 해왕성 횡단 천체 에리스. [15] 큰 해왕성 횡단 물체와 천왕성의 위성 스펙트럼과의 비교는 Nereid의 낮은 알베도, 깊은 물 밴드, 중성색이 다른 많은 얼음 물체와 구별된다는 것을 보여주지만 이러한 비교는 ~100km 사이의 스펙트럼 변동성에 대한 불완전한 이해로 인해 제한됩니다. -크기의 얼음 몸. [16] 이 작업에서 우리는 멀리 있는 해왕성 횡단 물체의 역학에 대한 분석 모델을 설명하고 흩어져 있는 원반의 궤도 구조가 해왕성과의 외부 2:j 공명의 무한 사슬에 의해 형성된다는 것을 보여줍니다. [17] 우리는 여기에서 (i) 원시 콘드라이트에서 회수된 다방향족 불용성 유기물(IOM)과 (ii) 붉은 색을 띤 해왕성 천체(TNO), 일부 작은 행성 및 얼음 위성의 표면에 있는 유기물의 방사선학적 기원에 의문을 제기합니다. [18] 이 기사는 2029~2034년에 발사될 해왕성 횡단 물체(90377) 세드나에 대한 궤적 설계에 중점을 둡니다. [19] 2029년 발사 시 해왕성 횡단 물체(90377) 세드나로의 최적 비행에 대한 분석 결과를 제시합니다. [20] 수치 기술은 불규칙한 모양의 소행성, TNO(해왕성 횡단 물체) 또는 외부 행성의 작은 위성에 적용될 수 있습니다. [21] 얼음은 혜성 및 해왕성 횡단 물체와 같은 많은 태양계 물체의 지배적인 표면 재료입니다. [22] 이전 작업은 카이퍼 벨트의 흩어져 있는 원반 개체군 내에서 시작된 해왕성 횡단 물체가 ~Gyr 시간 척도에 걸쳐 행성 9의 중력에 의해 궤도 정렬로 연결될 수 있음을 보여주었으며 특징적인 P9 매개변수는 사용 가능한 관측 데이터에 대한 수치 시뮬레이션 내에서 생성된 합성 카이퍼 벨트. [23] 해왕성 횡단 물체와 카론 사이의 충돌 잔해에서 생성된 좁은 고리와 비교할 때, 거대 충돌 후에 생성된 원반은 훨씬 더 확장되어 작은 외주 위성을 생성하는 데 덜 유망한 옵션일 수 있습니다. [24] 그런 다음 추정되는 9번째 행성이 있는 상태에서 해왕성 횡단 물체(TNO)의 세속적 역학을 고려하여 기계를 집에 더 가깝게 확장하고 배치합니다. [25] 반장축이 30au 이상인 동적으로 상관된 해왕성 횡단 물체 쌍에 대한 검색이 수행되었습니다. [26] Transneptunian Automated Occultation Survey(TAOS II)는 지름이 0 범위인 Trans-Neptunian Objects의 크기 분포를 측정하는 것을 목표로 하는 블라인드 엄폐 조사입니다. [27]
outer solar system 외부 태양계
We carried out an extensive analysis of the stability of the outer solar system, making use of the frequency analysis technique over short-term integrations of nearly 100,000 test particles, as well as a statistical analysis of 200 1 Gyr long numerical simulations, which consider the mutual perturbations of the giant planets and the 34 largest trans-Neptunian objects (we have called all 34 objects “dwarf planets,” DPs, even if probably only the largest of them are true DPs). [1] The apparent clustering in longitude of perihelion ϖ and ascending node Ω of extreme trans-Neptunian objects (ETNOs) has been attributed to the gravitational effects of an unseen 5–10 Earth-mass planet in the outer solar system. [2] We utilize an improved and debiased model of the trans-Neptunian object (TNO) region from the “Outer Solar System Origins Survey” (OSSOS). [3] A distant, massive planet in the outer solar system has recently been proposed to explain some observed features of extreme trans-Neptunian objects (TNOs). [4] These two asteroids have a redder spectral slope than any other D-type body, which are the reddest objects in the asteroid belt, and similar to RR and IR-class objects found in the outer Solar System among trans-Neptunian objects (TNOs) and Centaurs. [5]우리는 거의 100,000개의 테스트 입자의 단기 통합에 대한 주파수 분석 기술과 200 1 Gyr 긴 수치 시뮬레이션의 통계 분석을 사용하여 외부 태양계의 안정성에 대한 광범위한 분석을 수행했습니다. 거대 행성과 34개의 가장 큰 해왕성 횡단 물체의 상호 섭동(우리는 34개의 모든 물체를 "왜행성", DP라고 불렀습니다. 아마도 그 중 가장 큰 것만 진정한 DP일지라도). [1] 근일점 ϖ 경도의 명백한 클러스터링과 극한 해왕성 횡단 천체(ETNO)의 오름차순 노드 Ω은 외부 태양계에 있는 보이지 않는 5–10 지구 질량 행성의 중력 효과에 기인합니다. [2] 우리는 "외부 태양계 기원 조사"(OSSOS)의 해왕성 횡단 물체(TNO) 영역의 개선되고 편향되지 않은 모델을 활용합니다. [3] 태양계 바깥쪽에 있는 멀고 거대한 행성이 최근에 극한의 해왕성 횡단 물체(TNO)에서 관찰된 몇 가지 특징을 설명하기 위해 제안되었습니다. [4] 이 두 소행성은 소행성대에서 가장 붉은 천체인 다른 D형 천체보다 더 붉은 스펙트럼 기울기를 갖고 있으며, 해왕성 너머 천체(TNO)와 태양계 외부에서 발견되는 RR 및 IR등급 천체와 유사하다. 켄타우로스. [5]