Diferencies ente revisiones de «Oxetu tresneptunianu»
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L'estudiu de los índices de collor y los espectros sirve pa conocer l'orixe de los oxetos, y pa investigar y deducir la so correlación potencial con otres clases d'oxetos, como los centauros y dellos satélites de los planetes xigantes, como [[Tritón (satelite)|Tritón]] o [[Febe (satélite)|Febe]], de los que créese que s'orixinaron nel cinturón de Kuiper. Sicasí, les interpretaciones d'estos analísis son perambigües, una y bones los espectros pueden ser comunes a más d'ún de los modelos propuestos de composición de la superficie y precisaríamos pa definir cuálu ye'l verdaderu conocer el tamañu de les partícules, y eso entá nun ye posible. Además, les superficies óptiques de los cuerpos pequeños camuden pola influyencia de la radiación intensa, el [[vientu solar]] y los [[Micrometeoritu|micrometeorites]]. Por too ello la fina capa de superficie óptica podría ser bien diferente del [[regolitu]] subyacente, y nun ser representativa, poro, de la braera composición del oxetu celeste.
Piénsase que los TNO pequeños son amiestos de baxa densidá de roca y xelu con dél material orgánicu (con carbonu na so composición), como tolines, na so superficie, que son lo que detectamos nel analís del so espectru. Pela otra banda, la gran densidá de Haumea (2,6–3,3 g/cm<sup>3</sup>, mayor que la de Plutón, que ye de 1,86 g/cm<sup>3</sup>) suxer un altu porcentaxe de componentes estremaos del xelu. La composición d'otros TNO pequeños piénsase que ye asemeyada a la de los cometes; dafechamente, dellos centauros sufren cambeos estacionales cuando s'averen al Sol, faciendo borrinosa la llende ente los dos tipos de cuerpos celestes. Sicasí, les comparaciones de población ente centauros y TNO entá xeneren discutiniu ente los científicos<ref name=":1">Peixinho N, Doressoundiram A, Delsanti A, Boehnhardt H, Barucci MA y Belskaya I, ''Reopening the TNOs color controversy: Centaurs bimodality and TNOs unimodality''. Astronomy and Astrophysics, 2003;410(3);L29-L-32. https://doi.org/10.1051/0004-6361:20031420</ref>.
=== Índices de collor ===
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* Los oxetos del discu dispersu amuesen semeyances de collor colos oxetos clásicos caldios que suxeren un posible orixe común.
Mentantu que los oxetos relativamente tenues, neto que la población en conxuntu, tienden al roxu (índiz infrarroxu V−I = 0,3–0,6), los mayores son xeneralmente d'un collor más neutru (V−I < 0,2). Esta diferencia suxer que la superficie de los oxetos mayores ta cubierta de xelu, qu'escuende les árees más escures del interior del oxetu<ref name=":2">Rabinowitz DL, Barkume K, Brown ME, Roe H, Schwartz M, Tourtelotte S et al. ''Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 EL61, a Rapidly Rotating, Pluto-sized Object in the Kuiper Belt''. Astrophysical Journal, 2006;639(2):1238-1251. [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/499575 doi:10.1086/499575]. </ref>.
{| class="wikitable" style="text-align: center;"
|+Índices medios de collor de los distintos grupos de planetes menores nel Sistema Solar esterior<ref>Fornasier S, Dotto O, Hainaut O, Marzari F, Boehnhardt H, De Luise F et al, ''Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families''. Icarus, 2007;190(2):622-642. [https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103507001431?via%3Dihub doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033].
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=== Tipos espectrales ===
Ente los TNO, como ente los centauros, hai una amplia variedá de collores, del azul-buxu (neutral) al perroxu, pero al contrario que nos centauros, que tan nidiamente reagrupaos en dos clases, la so distribución parez ser uniforme<ref name=":1" />. L'ampliu rangu d'espectros diferéncianse na reflectividá nel roxu visible y l'infrarroxu cercanu. Los oxetos neutrales tienen un espectru planu, y reflexen tanto espectros roxu ya infrarroxu como'l visible<ref>Barucci ''A, Trans Neptunian Objects’ surface properties'', IAU Symposium N<sup>u</sup> 229: Asteroids, Comets, Meteors. Rio de Janeiro, agostu de 2005.</ref>. Los oxetos perroxos tienen una pendiente de reflectividá más pindia, reflexando muncho más nos espectros roxu ya infrarroxu. Un intentu reciente de clasificación, común colos centauros, estrémalos en 4 clases que van del '''BB''' (azul, con una media B-V de 0,70 y una media V-R de 0,39, como por exemplu Orcus) al '''RR''' (perroxu, con una media B-V de 1,08 y una media V-R de 0,71, como por exemplu Sedna), con dos clases intermedies, nomaes '''BR''' y '''IR''', que estrémense principalmente nes bandes infrarroxes I, J y H.
Los modelos típicos de la superficie inclúin el xelu d'agua, el carbón amorfu, los silicatos y macromolécules orgániques, nomaes tolines, creaes pola acción de la radiación intensa. Hai 4 tolines principales que son utilizaes p'adaptarse a la pendiente de reflectividá hacia'l roxu:
* Tolina de Titán, de la que créese que ye un amiestu de nitróxenu (90%) y metanu (10%).
* Tolina de Tritón, asemeyada a l'anterior pero con un conteníu perbaxu de metanu (0,1%).
* Tolina de xelu I, de la que créese que ye un amiestu d'agua (86%) y etanu (14%).
* Tolina de xelu II, formada por un 80% d'agua, un 16% de metanol y un 3% de dióxidu de carbonu.
Como exemplu de les dos clases estremes, indicamos la composición que créese que tienen dos TNO de les clases BB y RR:
* Sedna (RR perroxu): 24% de tolina de Tritón, 7% de carbón, 10% de nitróxenu, 26% de metanol y 33% de metanu.
* Orcus (BB, gris-buxu): 85% de carbón amorfu, más de 4% de tolina de Titán y 11% de xelu d'agua.
=== Determinación de tamañu y distribución ===
[[Ficheru:Selected Planemos.svg|miniaturadeimagen|330x330px|Comparanza de tamañu ente la Lluna, la lluna neptuniana Tritón, Plutón, dellos TNO de gran tamañu y l'asteroide Ceres. Les sos formes respeutives nun tán representaes.]]
Característicamente los oxetos más grandes (brillantes) avecen a tener órbites inclinaes, mentantu que nes órbites invariables alcontramos principalmente oxetos pequeños y poco brillantes<ref name=":2" />.
Ye abegoso estimar el diámetru de los TNO. Nos mayores d'ellos, con elementos orbitales bien conocíos, ye posible medir con precisión los sos diámetros por [[tapecimientu]]. Notros de los mayores puede estimase'l so diámetru con mediciones térmiques. La intensidá de la lluz allumando l'oxetu conozse porque conocemos la so distancia dende'l Sol, y asúmese que la mayoría de la so superficie ta n'equilibriu térmicu, daqué razonable pa un oxetu ensin [[atmósfera]]. Si conocemos l'[[albedu]] podemos estimar la temperatura de la superficie y, poro, la intensidá de la radiación térmica. Amás, si conocemos el tamañu del oxetu, ye posible predecir tantu la cantidá de lluz visible como la radiación térmica emitida que llega a la Tierra. Un factor que simplifica la medición ye'l fechu de que'l Sol emite casi toa la so energía en forma de lluz visible y en frecuencies prósimes, mentantu que los TNO, de temperatura fría, emiten radiación témica en [[Llonxitú d'onda|llonxitúes d'onda]] completamente diferentes (l'infrarroxu llonxanu).
Por tantu, hai dos datos desconocíos (albedu y tamañu) que pueden ser determinaos en dos mediciones independientes, la de la cantidá de lluz reflexada y la de radiación térmica infrarroxa emitida. Desafortunadamente, los TNO tán tan lloñe del Sol que son perfríos, de forma que producen radiación de cuerpu escuru d'alredor de 60 [[Micrómetru|micrómetros]] de llonxitú d'onda. Esta llonxitú d'onda ye imposible d'observar dende la superficie de la Tierra, y solo puede medise con telescopios espaciales, como'l [[Telescopiu espacial Spitzer|Spitzer]]. Nos observatorios terrestres los astrónomos tienen que conformase con observar la cola d'esa radiación de cuerpu escuru nel espectru infrarroxu llonxanu, y esta ye tan tenue que'l métodu térmicu puede aplicase namái a los KBO de mayor tamañu. Pa la mayoría de los pequeños la estimación del diámetru fáese suponiendo'l so albedu. Sicasí, el rangu de los albedos atopaos varía ente 0,50 y 0,05, de lo que resulta un rangu de tamaños de 1200-3700 km pa un obxetu de magnitú 1,0<ref>[https://minorplanetcenter.net//iau/lists/Sizes.html Conversion of Absolute Magnitude to Diameter], entrada na web minorplanetcenter.net.</ref>.
== Oxetos tresneptunianos notables ==
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|Primer TNO descubiertu a más de 100 UA de distancia del Sol.
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== Exploración ==
[[Ficheru:UltimaThule CA06 color 20190516.png|miniaturadeimagen|250x250px|Reconstrucción de la forma del KBO 2014 MU69, nomáu Ultima Thule, a partir de los datos recoyíos pola sonda espacial New Horizons cuando pasó cerca l'oxetu'l 1 de xineru de 2019. ]]
La única misión espacial espresamente dedicada a l'observación d'un TNO foi la New Horizons, de la [[NASA]]; foi llanzada en xineru de 2015<ref>[https://www.nasa.gov/mission_pages/newhorizons/overview/index.html New Horizons Mission Page], na web de la NASA.</ref> y 486958 Arrokoth en xineru de 2019<ref>[http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/News-Article.php?page=20190101 New Horizons Successfully Explores Ultima Thule], artículu na web de la The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (1 de xineru de 2019).</ref>.
La esistencia de planetes p'allá de Neptunu, con un rangu de masa que varía dende inferior al terrestre hasta'l propiu d'una estrella nana marrón, tien defendíose, por razones teóriques<ref>Fernandez JA, ''On the existence of a distant solar companion and its possible effects on the Oort cloud and the observed comet population''. The Astrophysical Journal, 2011;726(1):33. [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/726/1/33 doi:10.1088/0004-637X/726/1/33]
</ref><ref>Lykawka PS, Mukai T, ''An outer planet beyond Pluto and the origin of the trans-neptunian belt architecture''. The Astronomical Journal, 2008;135(4):1161-1200. [https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/135/4/1161 doi:10.1088/0004-6256/135/4/1161].</ref>, pa desplicar delles carauterístiques, observaes o hipotétiques, del cinturón de Kuiper y la nube d'Oort. Recientemente propúsose usar los datos apurríos pola sonda New Horizons pa tentar de proponer una posición nel espaciu pa esi cuerpu celeste hipotéticu.
La NASA ta trabayando nuna nave espresamente diseñada p'aportar al mediu interestelar, el programa Precursor; considérase como una posibilidá usala, camín del so destín, pa pasar cerca de TNO como Sedna<ref name=":3">David L, ''[https://www.space.com/42935-nasa-interstellar-probe-mission-idea.html A Wild 'Interstellar Probe' Mission Idea Is Gaining Momentum]'', artículu na web space.com (9 de xineru de 2019).</ref>. El so llanzamientu ta propuestu pa la década de 2020, y intentarase que vaiga a una velocidá mayor que les sondes Voyager optimizando la tecnoloxía ya conocida<ref name=":3" />. Un diseñu d'estudiu ellaboráu en 2018 pa un Precursor Interestalar incluyía la visita del planeta menor Quaoar na década de 2030<ref>Brandt C, McNutt R, Hallinan G, Shao M, MewaldtR, Brown M et al, ''[https://www.hou.usra.edu/meetings/V2050/eposter/8173.pdf The Interstellar Probe Mission: Humanity's First Explicit Step in Reaching Another Star (PDF)]'', na web de la Universities Space Research Association (USRA).</ref>.
== Oxetos tresneptunianos estremos ==
Los oxetos tresneptunianos estremos más estudiaos son trés oxetos de gran periheliu (más de 70 UA) clasificaos como sednoides: 90377 Sedna, [[2012 VP113|2012 VP<sub>113</sub>]] y [[541132 Leleākūhonua]]. El so gran periheliu caltiénlos a una distancia suficiente como pa nun sofrir perturbaciones gravitacionales significantes procedentes de Neptunu. Les hipótesis sobre'l porqué del gran periheliu de Sedna inclúin la posibilidá d'un alcuentru cercanu con un planeta desconocíu nuna orbita distante y la posibilidá d'un alcuentru remotu con una estrella aleatoria o con una que formara parte del garapiellu que diera nacencia al Sol y que pasara cerca del Sistema Solar<ref>Wall M, ''[https://www.space.com/12711-pluto-killer-mike-brown-dwarf-planets-interview.html A Conversation With Pluto's Killer: Q & A With Astronomer Mike Brown]'', artículu na web space.com (24 d'agostu de 2011).</ref><ref>Brown MA, Trujillo C, Rabinowitz D, ''Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid''. The Astrophysical Journal, 2004;617(1):645-649. [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/422095 doi:10.1086/422095].</ref>.
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