Oggetto transnettuniano risonante

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Oggetti cis e trans-nettuniani

I pianeti nani transnettuniani sono classificati come Plutoidi

In astronomia, un oggetto transnettuniano risonante è un oggetto transnettuniano (TNO) in risonanza orbitale con Nettuno. I periodi orbitali degli oggetti risonanti sono esprimibili in frazioni di numeri interi piccoli rispetto al quello di Nettuno (ad esempio 1:2, 2:3). Gli oggetti transnettuniani risonanti possono far parte sia della principale fascia di Kuiper, sia del più distante disco diffuso.

Distribuzione[modifica | modifica wikitesto]

Distribuzione degli oggetti transnettuniani. Le orbite risonanti sono di colore rosso.

Il diagramma a lato illustra la distribuzione degli oggetti transnettuniani ad oggi noti (fino a 70 UA), in confronto con le orbite dei pianeti e dei Centauri. Gli oggetti risonanti sono rappresentati in rosso, mentre le orbite risonanti sono indicate con una barra verticale: 1:1 corrisponde all'orbita di Nettuno e a quella dei suoi asteroidi troiani, 2:3 all'orbita di Plutone e dei plutini, 1:2, 2:5, ecc. ad altre famiglie di oggetti.

Le designazioni 2:3 o 3:2 sono equivalenti, poiché gli oggetti transnettuniani hanno sempre periodo di rivoluzione maggiore di quello di Nettuno. Ad esempio, Plutone è in risonanza 2:3 poiché esso completa 2 orbite per ogni 3 orbite di Nettuno.

Origine[modifica | modifica wikitesto]

Accurati studi analitici e numerici[1][2] di questi oggetti hanno dimostrato che essi sono abbastanza "vicini", cioè devono avere un intervallo di energia relativamente stretto per avere orbite stabili; se il semiasse maggiore della loro orbita è fuori da tale range, il loro moto diviene caotico.

Quando i TNO furono scoperti, una buona parte di essi (più del 10%) era in risonanza 2:3, lontani quindi da una semplice casualità nella distribuzione. Al giorno d'oggi si crede che questi corpi celesti siano stati "raccolti" da distanze più elevate a causa delle risonanze create dalla migrazione di Nettuno, all'origine del Sistema Solare[3]. Già prima che venisse scoperto il primo TNO, infatti, si pensava che le interazioni fra i pianeti giganti e il disco di accrescimento nel giovane Sole, a causa del trasferimento del momento angolare, avessero fatto sì che Giove migrasse verso l'interno del sistema, mentre Saturno, Urano e Nettuno verso l'esterno. Nel (relativamente) breve lasso di tempo di questa migrazione planetaria, Nettuno ha intrappolato nelle orbite risonanti degli oggetti che inizialmente avevano le orbite più disparate[4].

Popolazioni conosciute[modifica | modifica wikitesto]

Risonanza 2:3 ("Plutini", periodo di rivoluzione: ~250 anni)[modifica | modifica wikitesto]

Il moto di 90482 Orcus in un sistema di riferimento rotante avente un periodo di rotazione pari a al periodo orbitale di Nettuno (che quindi risulta fermo in questo sistema di riferimento).
Plutone e le sue lune (in alto) comparati in dimensioni, albedo e colore con 90482 Orcus e 28978 Ixion.

La risonanza 2:3, a circa 39.4 UA, è la categoria di gran lunga dominante dei TNO, con 92 oggetti confermati ed altri 104 possibili membri[5]. Gli oggetti che seguono questa orbita sono chiamati plutini, da Plutone, il primo corpo celeste scoperto avente tale caratteristica. La famiglia dei plutini include, tra gli altri[6]:

Risonanza 3:5 (periodo di rivoluzione: ~275 anni)[modifica | modifica wikitesto]

Comprende ad oggi (2012) una popolazione di circa 10 oggetti, ad una distanza di 42.3 UA, tra i quali vi sono[6]:

Risonanza 4:7 (periodo di rivoluzione: ~290 anni)[modifica | modifica wikitesto]

È un'altra importante popolazione (20 oggetti identificati al 2008), che orbita ad una distanza dal Sole di 43.7 UA, insieme ad altri corpi celesti (i Cubewani). Sono in genere di piccole dimensioni, con magnitudine assoluta maggiore di 6 e con orbite vicine all'eclittica. Tra questi oggetti troviamo[6]:

  • 1999 CD158 (il più grande)
  • (119956) 2002 PA149
  • (160147) 2001 KN76
  • (119067) 2001 KP76
  • (119066) 2001 KJ76
  • (135024) 2001 KO76
  • (119070) 2001 KP77
  • (135742) 2002 PB171
  • (118378) 1999 HT11
  • (134568) 1999 RH215
  • (118698) 2000 OY51

Risonanza 1:2 ("Twotini", periodo di rivoluzione: ~330 anni)[modifica | modifica wikitesto]

Questa orbita risonante, situata a 47.8 UA dal Sole, è spesso considerata come il limite esterno della fascia di Kuiper, e i corpi celesti che la abitano sono detti Twotini. Essi hanno orbite inclinate rispetto all'eclittica di circa 15 gradi, con una moderata eccentricità (tra 0.1 e 0.3[7]). Sembra che un numero ancora ignoto di twotini non si sia originato dal disco di planetesimi primordiale, all'epoca della migrazione di Nettuno[8].

I corpi celesti in questa zona sono 14 (al 2008), di gran lunga meno numerosi dei plutini. Si è dimostrato, grazie a simulazioni computerizzate a lungo termine, che la risonanza 1:2 è meno stabile di quella 2:3: solo il 15% degli oggetti della prima categoria sopravviveva dopo 4 miliardi di anni, a differenza dei plutini, dei quali rimaneva il 28%[7]. Di conseguenza, si può ipotizzare che all'origine twotini e plutini fossero presenti in egual numero, e che in seguito le due popolazioni si siano differenziate a causa delle diverse stabilità delle due orbite[7].

Twotini con orbite sufficientemente conosciute sono (in ordine di magnitudine assoluta[6]):

TNO risonanti (in rosso).

Risonanza 2:5 (periodo di rivoluzione: ~410 anni)[modifica | modifica wikitesto]

Oggetti con orbite sufficientemente conosciute (a 55.4 UA) sono:[6]:

In totale, al 2008 sono stati classificati 11 oggetti aventi risonanza 2:5.

Altre risonanze[modifica | modifica wikitesto]

La risonanza 12:7 di Haumea in un sistema di riferimento rotante. I colori rosso e verde dell'orbita indicano quando essa attraversa il piano dell'eclittica.

Altre risonanze sono state riscontrate per un certo numero di corpi celesti[6], tra i quali:

Alcuni oggetti a grandi distanze possiedono una risonanza semplice[6]:

  • 1:3 (62.5 UA, ~495 anni): (136120) 2003 LG7
  • 1:4 (76 UA, ~660 anni): 2003 LA7[14]
  • 1:5 (88 UA, ~820 anni): 2003 YQ179 (probabilmente si tratta di una coincidenza[15])

Altre risonanze non provate (potrebbe trattarsi di semplici coincidenze) sono:

Troiani di Nettuno[modifica | modifica wikitesto]

Alcuni oggetti sono stati scoperti in orbite con semiasse maggiore simile a quello dell'orbita di Nettuno, e posizionati vicino al punto Lagrangiano L4 del sistema Sole-Nettuno. Questi corpi, detti Troiani in analogia agli asteroidi Troiani, sono in risonanza 1:1 con il pianeta; a gennaio 2013, se ne conoscono sei:

Tre oggetti sono stati finora individuati nel punto Lagrangiano L5:

Coincidenza e vera risonanza[modifica | modifica wikitesto]

Una debole risonanza è molto difficile da verificare, a causa delle imprecisioni nella conoscenza dell'orbita di oggetti celesti così lontani. Molti TNO hanno un periodo orbitale maggiore di 300 anni, e sono stati oggetto solo di brevi osservazioni. A causa quindi della loro distanza e del loro lento moto rispetto alle stelle, occorrono decadi per determinare correttamente la loro orbita e stabilire se ci sia una risonanza o meno.

Simulazioni ad opera di Emel’yanenko e Kiseleva del 2007 mostrano ad esempio che (131696) 2001 XT254 "oscilla" attorno alla risonanza 7:3 con Nettuno[19]. Tale oscillazione può essere stabile per un periodo compreso tra 100 milioni e un miliardo di anni[19].

L'oscillazione di 2001 XT254 attorno dalla risonanza 7:3 (2.333) con Nettuno.

Emel’yanenko e Kiseleva hanno anche dimostrato che (48639) 1995 TL8 ha meno del 1% di probabilità di essere in risonanza 7:3, ma orbita comunque vicino a questa zona[19].

L'orbita di 1995 TL8 non incontra la risonanza 7:3 (2.333).

Verso una definizione formale[modifica | modifica wikitesto]

La famiglia dei TNO non possiede una definizione universalmente accettata, poiché i confini di questa classe sono spesso poco chiari e lo stesso concetto di "risonanza" non è spiegato precisamente. Il Deep Ecliptic Survey ha introdotto una classe "dinamica", basata sulle previsioni a lungo termine delle orbite combinate con le perturbazioni dei quattro pianeti giganti.

In generale, si è notato come il moto medio di un oggetto risonante non dipenda solo dal periodo orbitale, secondo la formula:

 \rm p\cdot\lambda - \rm q\cdot\lambda_{\rm N}

(dove p e q sono interi e λ e λN rispettivamente la longitudine media dell'oggetto e di Nettuno), ma anche dalla longitudine del perielio e degli assi nodali.

Un oggetto risulta pertanto essere Risonante (la R maiuscola indica la definizione formale della classe) se per numeri interi p, q, n, m, r, s l'argomento (l'angolo) definito di seguito oscilla attorno ad un valore definito[20]:

 \phi = \rm p\cdot\lambda - \rm q\cdot\lambda_{\rm N} - \rm m\cdot\varpi - \rm n\cdot\Omega - \rm r\cdot\varpi_{\rm N} -\rm s\cdot\Omega_{\rm N}

dove \varpi e \varpi_{\rm N} sono le longitutini del perielio dell'oggetto e di Nettuno, mentre \Omega e \Omega_{\rm N} sono le longitudini dei loro assi nodali.

A titolo d'esempio, l'angolo \phi di Plutone oscilla attorno al valore 180° con un'ampiezza di circa 82°, ovvero varia periodicamente tra 98° e 262°. Tutti i plutini scoperti dal Deep Ecliptic Survey hanno un angolo pari a:

 \phi = \rm 3\cdot\lambda - \rm 2\cdot\lambda_{\rm N} - \varpi

simile a quello di Plutone. Più in generale, la risonanza 2:3 è un esempio di risonanza p:(p+1) (1:2, 2:3, 3:4, ecc.) che si è dimostrato condurre ad orbite stabili[3]. Il loro angolo è:

 \phi = \rm p\cdot\lambda - \rm q\cdot\lambda_{\rm N} - (\rm p-\rm q)\cdot\varpi

L'importanza dell'angolo \phi si può comprendere notando che, quando l'oggetto si trova al perielio (\lambda = \varpi ) si ha che

\phi = q\cdot ( \varpi - \lambda_{\rm N})

ovvero \phi fornisce la distanza tra Nettuno e il perielio dell'oggetto[3]. Quest'ultimo è protetto dalle perturbazioni gravitazionali del pianeta se mantiene un perielio lontano da Nettuno, cioè un \phi lontano da 0°.

Metodi di classificazione[modifica | modifica wikitesto]

Poiché i parametri orbitali dei TNO sono noti con una precisione limitata, questa incertezza può condurre a dei falsi positivi. Un recente approccio[21]considera non solo l'orbita che meglio approssima il moto dell'oggetto, ma anche due ulteriori orbite che corrispondo ai margini di incertezza dei dati di osservazione. Queste tre orbite sono quindi integrate nel tempo, attraverso metodi numerici, lungo un periodo di oltre 10 milioni di anni. Se tutte e tre restano risonanti (cioè il loro angolo di risonanza è oscillante, vedi il paragrafo precedente), il corpo è classificato come sicuramente risonante[21]; se solo due orbite risultano risonanti, esso è classificato come un probabile risonante, mentre se solo un'orbita risulta risonante, occorreranno nuove osservazioni per incrementare la conoscenza del moto dell'oggetto[21].

I due valori estremi del semiasse maggiore dell'orbita usati per questo metodo sono determinati in modo da corrispondere alle incertezze nei dati per un massimo di tre deviazioni standard. Tale intervallo di valori per il semiasse dovrebbe, sotto certe ipotesi, ridurre la probabilità che l'orbita sia oltre tale range a meno dello 0.3%. Tale metodo è applicabile agli oggetti le cui osservazioni interessano almeno 3 opposizioni[21].

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Malhotra, Renu The Phase Space Structure Near Neptune Resonances in the Kuiper Belt. Astronomical Journal v.111, p.504 preprint
  2. ^ E. I. Chiang e A. B. Jordan, On the Plutinos and Twotinos of the Kuiper Belt, The Astronomical Journal, 124 (2002), pp.3430–3444. (html)
  3. ^ a b c Renu Malhotra, The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune, The Astronomical Journal, 110 (1995), p. 420 Preprint.
  4. ^ Malhotra, R.; Duncan, M. J.; Levison, H. F. Dynamics of the Kuiper Belt. Protostars and Planets IV, University of Arizona Press, p. 1231 preprint
  5. ^ Oggetti transnettuniani
  6. ^ a b c d e f g Lista delle orbite classificate dal MPC Ottobre 2008
  7. ^ a b c M. Tiscareno, R. Malhotra, preprint Chaotic Diffusion of Resonant Kuiper Belt Objects, vol. 194, aprile 2008.
  8. ^ Lykawka, Patryk Sofia & Mukai, Tadashi, Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation in Icarus, vol. 189, nº 1, luglio 2007, pp. 213–232, DOI:10.1016/j.icarus.2007.01.001.
  9. ^ Marc W. Buie, Orbit Fit and Astrometric record for 02GD32, SwRI (Space Science Department), 11 aprile 2005. URL consultato il 5 febbraio 2009.
  10. ^ Marc W. Buie, Orbit Fit and Astrometric record for 182397, SwRI (Space Science Department), 9 novembre 2007. URL consultato il 29 gennaio 2009.
  11. ^ Marc W. Buie, Orbit Fit and Astrometric record for 119878, SwRI (Space Science Department), 6 dicembre 2005. URL consultato il 29 gennaio 2009.
  12. ^ Marc W. Buie, Orbit Fit and Astrometric record for 82075, SwRI (Space Science Department), 16 aprile 2004. URL consultato il 29 gennaio 2009.
  13. ^ MPEC 2008-K28 : 2006 HX122, Minor Planet Center, 23 maggio 2008. URL consultato il 21 dicembre 2014.
  14. ^ Marc W. Buie, Orbit Fit and Astrometric record for 03LA7, SwRI (Space Science Department), 21 aprile 2007 using 13 of 14 observations. URL consultato il 29 gennaio 2009.
  15. ^ Marc W. Buie, Orbit Fit and Astrometric record for 03YQ179, SwRI (Space Science Department), 3 marzo 2008. URL consultato il 29 gennaio 2009.
  16. ^ D. Ragozzine; M. E. Brown, Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL61 in The Astronomical Journal, vol. 134, nº 6, 4 settembre 2007, pp. 2160–2167, DOI:10.1086/522334. URL consultato il 19 settembre 2008.
  17. ^ a b Tony Dunn, Possible resonances of Eris (2003 UB313) and Makemake (2005 FY9), Simulatore di gravità. URL consultato il 29 gennaio 2009.
  18. ^ Lista dei Troiani di Nettuno, Minor Planet Center. URL consultato l'8 gennaio 2013.
  19. ^ a b c V. V Emel’yanenko, Kiseleva, E. L., Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits in Astronomy Letters, vol. 34, 2008, pp. 271–279, DOI:10.1007/s11443-008-4007-9. URL consultato il 30 gennaio 2009.
  20. ^ 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, D. E. Trilling e K. J. Meech 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 (2006), pp. preprint
  21. ^ a b c d B. Gladman, B. Marsden, C. VanLaerhoven, Nomenclature in the Outer Solar System in in The Solar System Beyond Neptune, ISBN 978-0-8165-2755-7, 2008.

Fonti[modifica | modifica wikitesto]

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