(90377) Sedna

90377 Sedna
kääpiöplaneetta

Sedna, merkitty kuvassa vihreällä ympyrällä
Muut nimet 2003 VB 12
Nimitys 90377 Sedna
Pieni planeetta -luokka Trans-Neptunian objekti
irrotettu objekti [1]
Löytö [2]
Löytäjä M. Brown ,
C. Trujillo ,
D. Rabinowitz
avauspäivämäärä 14. marraskuuta 2003
Rataominaisuudet [1]
Aikakausi : 14. maaliskuuta 2012 JD 2456000.5
Perihelion 76.315235 a. e.
Aphelion 1006.543776 a. e.
Pääakseli  ( a ) 541.429506 a. e.
Orbitaalin epäkeskisyys  ( e ) 0,8590486
sideerinen ajanjakso noin 4 404 480 d (12 059,06 a )
Kiertonopeus  ( v ) 1,04 km/s
Keskimääräinen poikkeama  ( M o ) 358,190921°
Kaltevuus  ( i ) 11,927945°
Nouseva solmupituusaste  ( Ω ) 144,377238°
Periapsis - argumentti  ( ω ) 310,920993°
fyysiset ominaisuudet
Mitat 995 ± 80 km [3]
Massa ( m ) 8,3⋅10 20 -7,0⋅10 21 kg [4]
(0,05-0,42 Eriksen massasta)
Keskimääräinen tiheys  ( ρ ) 2.0? g/cm³
Painovoiman kiihtyvyys päiväntasaajalla ( g ) 0,33-0,50 m/s²
Toinen pakonopeus  ( v 2 ) 0,62-0,95 km/s
Kiertojakso  ( T ) 0,42 d (10 h) [5]
Albedo 0,32 ± 0,06 [3]
Spektriluokka (punainen) B-V = 1,24; V−R = 0,78 [6]
Näennäinen suuruus 21,1 [7]
20,4 (perihelionissa) [8]
Absoluuttinen suuruus 1,56 [9]
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa
Tietoja Wikidatasta  ?

Sedna ( 90377 Sedna Minor Planet Centerin luettelon [10] mukaan ) on transneptuninen esine . Sai nimen merieläinten eskimojumalattar Sednan kunniaksi . Amerikkalaiset tarkkailijat Brown , Trujillo ja Rabinowitz löysivät sen 14. marraskuuta 2003 . Sednan periheli on kaksi ja puoli kertaa kauempana Auringosta kuin Neptunuksen kiertorata , ja suurin osa kiertoradalta on vielä kauempana ( afeeli on noin 960 AU, mikä on 32 kertaa Auringon ja Neptunuksen etäisyys). Tämä tekee Sednasta yhden aurinkokunnan kaukaisimmista tunnetuista kohteista pitkäaikaisia ​​komeettoja lukuun ottamatta .

Sedna oli yksi kääpiöplaneetan aseman haastajista [11] . Spektroskooppinen analyysi on osoittanut, että Sednan pintakoostumus on samanlainen kuin joidenkin muiden trans-Neptunian esineiden ja se on veden , metaanin , typpijään ja toliinien seos . Sednan pinta on yksi aurinkokunnan punaisimpia [12] .

Kestää noin 11 400 vuotta, ennen kuin Sedna tekee täydellisen vallankumouksen erittäin pitkänomaisella kiertoradalla, joka lähimmässä pisteessään Auringosta on 76 AU:n etäisyydellä. , ja kaukana - 900 a.u. Pieniplaneettakeskuksella on tällä hetkellä versio, jonka mukaan transneptuninen esine Sedna sijaitsee Kuiperin vyöhykkeestä muodostuneessa hajallaan olevassa kiekossa , joka on "hajallaan" gravitaatiovuorovaikutusten vuoksi ulkoplaneettojen, pääasiassa Neptunuksen, kanssa. Tämä luokittelu on kuitenkin kiistanalainen, koska Sedna ei koskaan päässyt tarpeeksi lähelle Neptunusta, jotta se hajoaisi sen, minkä vuoksi jotkut tähtitieteilijät (mukaan lukien sen löytäjä) ovat sitä mieltä, että Sednaa tulisi mitä todennäköisimmin pitää ensimmäisenä tunnettuna Neptunuksen edustajana . Oort-pilvi [13] . Lisäksi spekuloidaan, että Sednan kiertorata on muuttunut aurinkokunnan lähellä olevasta avoimesta tähtijoukosta kulkevan tähden painovoiman vaikutuksesta tai jopa, että se on vangittu toisesta tähtijärjestelmästä. On myös ehdotuksia, että Sednan ja 2012 VP 113 :n kiertoradat ovat todisteita siitä, että Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella useita satoja AU:ta. Auringosta on suuri paimenplaneetta , joka on supermaa [14] tai viides kaasujättiläinen . Tähtitieteilijä Michael Brown , yksi Sednan ja kääpiöplaneettojen Eris , Haumea ja Makemake löytäjistä , uskoo, että Sedna on tieteellisesti tärkein Trans-Neptunista tähän mennessä löydetty esine epätavallisen kiertoradansa vuoksi, joka todennäköisesti synnyttää arvokkaita tietoa aurinkokunnan evoluution alkuperästä ja alkuvaiheista [15] .

Löytö ja nimi

Sedna löydettiin Palomarin observatoriosta osana Trans-Neptunian esineiden etsintöä, jota on suorittanut vuodesta 2001 lähtien yhdysvaltalainen tähtitieteilijäryhmä, johon kuuluivat Michael Brown California Institute of Technologysta , Chadwick Trujillo Geminin observatoriosta ja David Rabinowitz Yalesta . Yliopisto . [16] . He käyttivät pääinstrumenttinaan 1,2 metrin teleskooppia, joka oli nimetty Samuel Oshinin mukaan ja joka oli varustettu 160 megapikselin CCD :llä . Sedna löydettiin ensimmäisen kerran 14. marraskuuta 2003 kolmessa kuvassa, jotka on otettu kello 06.32, 08.03 ja 09.38 UTC . Näiden 3,1 tunnin aikana kohde liikkui 4,6 kaarisekuntia tähtiin nähden, mikä osoitti erittäin suuren etäisyyden siihen - noin 100 AU:ta. e. Myöhemmät havainnot marras-joulukuussa 2003 SMARTS-teleskoopilla Cerro Tololossa , Inter-American Observatoryssa Chilessä ja Tenagra IV -teleskoopilla Keckin observatoriossa Havaijilla osoittivat, että esine liikkui kaukaisella kiertoradalla suurella kiertoradalla. epäkeskisyys. Esine tunnistettiin myöhemmin vanhoista ennen vuotta 1990 peräisin olevista kuvista . Nämä tiedot mahdollistivat sen kiertoradan laskemisen tarkemmin [17] .

Kun löytö rekisteröitiin, kohteelle annettiin nimitys 2003 VB 12 .

Michael Brown kirjoitti verkkosivuillaan [18] :

Äskettäin löydetty esineemme on kylmin ja kaukaisin paikka aurinkokunnassa, joten tunnemme sopivan nimen Sednan , merien inuiittijumalattaren mukaan, jonka uskotaan asuvan kylmän Jäämeren pohjalla .

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Äskettäin löydetty esineemme on kylmin ja kaukaisin paikka aurinkokunnassa, joten mielestämme on tarkoituksenmukaista nimetä se Sednan, inuiittien meren jumalattaren kunniaksi, jonka uskotaan asuvan kylmän jäämeren pohjalla. .

Brown ehdotti myös Kansainväliselle tähtitieteelliselle liitolle (IAU) ja Minor Planet Centerille, että kaikki Sednan kiertoradan alueelta tulevaisuudessa löydettävät esineet nimettäisiin arktisen alueen kansojen mytologioista peräisin olevien jumalien mukaan [18] . Tämän ilmoituksen jälkeen nimi "Sedna" julkaistiin ennen kuin sivusto oli virallisesti numeroitu [19] . Brian Marsden , Minor Planet Centerin johtaja, totesi, että tämä julkaisu rikkoo protokollaa ja jotkut IAU:n jäsenet voivat äänestää sitä vastaan ​​[20] . Julkaistua nimeä ei kuitenkaan vastustettu eikä tälle esineelle ehdotettu muuta nimeä. IAU:n aurinkokunnan pienten kappaleiden nimeämiskomitea antoi virallisen nimen Sedna syyskuussa 2004 [21] ja ehdotti myös, että kiinnostavissa tapauksissa avaruusobjektit voitaisiin nimetä ennen virallista numerointia [19] .

Tila

Vuodesta 2022 lähtien Sedna ei ole virallisesti kääpiöplaneetta eikä plutoidi [22] . Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton XXVI:n yleiskokouksessa hyväksytty päätöslauselma 5 , jossa määriteltiin kääpiöplaneetta, edellyttää, että sillä on "riittävä massa päästäkseen hydrostaattiseen tasapainoon" [23] , mutta siinä julkaistiin "objektien rajaaminen". kääpiöplaneettojen ja muiden luokkien välillä" ei ole vielä kehitetty. Tästä huolimatta jotkut tähtitieteilijät uskovat, että Sednan koko mahdollistaa tämän tilan [24] [25] .

Rata ja kierto

Radan kaltevuus on 11,932°. Sednalla on pisin kiertoaika aurinkokunnan tunnetuista suurista esineistä, joka on noin 11 487 vuotta [26] (myös arvioitiin 10 836 vuodeksi ja 11 664 vuodeksi). Sednan kiertoradan puolipääakseli on a  = 509,1 AU. e., ja itse rata on hyvin pitkänomainen, ja sen epäkeskisyys on yhtä suuri kuin e  = 0,8506. Radan periheli on yksi kaukaisimmista aurinkokunnan kohteista [27] ja on 76,1 AU. e. (vain 2012 VP113 :ssa on enemmän  - 80,51 AU), Sedna ohittaa sen vuonna 2076, ja aphelion on 942 AU. e [26] . Kun Sedna löydettiin, etäisyys siihen oli 89,6 AU . eli Auringosta [28] , eli se on kaksi kertaa kauempana kuin Pluto . Eris löydettiin myöhemmin samalla tavalla 97 AU:n etäisyydeltä. e. Vaikka joidenkin pitkäkestoisten komeettojen kiertoradat ulottuvat pidemmälle kuin Sedna, ne ovat liian himmeitä havaittavaksi paitsi silloin, kun ne lähestyvät aurinkokunnan periheliaa. Kun Sedna lähestyy perihelioonsa vuoden 2076 puolivälissä [8] , aurinko sen taivaalla näyttää yksinkertaisesti erittäin kirkkaalta tähdeltä, vain 100 kertaa kirkkaammalta kuin maan päällä näkemämme täysikuu ja liian kaukana näkemään. it.-levy paljaalla silmällä [29] .

Löytämisen jälkeen Sednalla uskottiin alun perin olevan epätavallisen pitkä kiertoaika (20-50 päivää) [29] ja että suuren Pluton kaltaisen kuun Charonin vetovoima voisi hidastaa Sednan pyörimistä [30] . Hubble-avaruusteleskooppi etsintä tällaista kuuta maaliskuussa 2004 ei löytänyt mitään [31] , ja myöhemmät MMT-mittaukset antoivat tutkijoille mahdollisuuden maalata kuvan lyhyemmästä kiertojaksosta (noin 10 tuntia), mikä on paljon tyypillisempi tälle objektille [32] ] .

Fyysiset ominaisuudet

Sednan absoluuttinen magnitudi on 1,56 yksikköä [9] ja albedo on välillä 0,26-0,36 [3] .

Löytäessään vuonna 2003 Sedna oli suurin trans-Neptuninen esine Pluton jälkeen. Nykyään se on todennäköisesti vasta viides, joka antaa periksi plutoideille - Eris, Pluto, Makemake ja Haumea [33] .

Vuoteen 2007 asti Sednan halkaisijan ylärajaksi arvioitiin 1800 km, mutta Spitzer-teleskoopilla tehtyjen havaintojen jälkeen tämä arvo laskettiin 1600 km:iin [34] . Vuonna 2012 Herschelin observatorion tekemät tutkimukset arvioivat Sednan halkaisijaksi 995 ± 80 kilometriä, mikä on hieman yli 40 % Pluton koosta, ja siksi Sedna on pienempi kuin Pluton kuu Charon [3] .

NASAn toimittajille esittämä taiteellinen kuva Sednasta kuvaa hypoteettista Sednan satelliittia . Huhtikuussa 2004 kuitenkin todettiin, ettei Sednalla ollut satelliitteja. Näin ollen planeetan massan tarkka määrittäminen puhtaasti laskentamenetelmällä on mahdotonta ja vaatii avaruusluotaimen lähettämistä sille .

Cerro Tololo -observatorion 1,3 metrin SMARTS-teleskoopilla tehdyt havainnot osoittavat, että Sedna on yksi aurinkokunnan punaisimpia esineitä, melkein yhtä punainen kuin Mars [30] . Chadwick Trujillo ja hänen kollegansa ehdottavat, että Sednan punainen väri johtuu siitä, että sen pinta on peitetty hiilivetysedimentillä tai toliinilla , joka muodostuu yksinkertaisemmista orgaanisista yhdisteistä pitkäaikaisen ultraviolettisäteilyaltistuksen vuoksi [35] . Sednan pinnalla on tasainen väri ja spektri , mikä johtuu luultavasti siitä, että muut kosmiset kappaleet vaikuttavat siihen vähemmän verrattuna Aurinkoa lähempänä oleviin esineisiin, jotka voivat jättää jään pinnalle kirkkaita pisteitä (esim. kentauri ( 8405) Asbol ) [35] . Sedna ja kaksi muuta kaukaista esinettä ( (87269) 2000 OO67 ja (308933) 2006 SQ372 ) jakavat värin ulompien klassisten Kuiper-vyön esineiden ja kentaurin (5145) Pholin kanssa, mikä viittaa samanlaiseen alkuperäalueeseen [36] . Tarkemmin tarkasteltuna laskelmat osoittavat, että Sednan pintaa ei voi peittää enempää kuin 60 % jäätyneestä metaanista, eikä sitä voi peittää enempää kuin 70 % vesijäällä [35] . Metaanin läsnäolo vahvistaa myös teorian toliinin olemassaolosta Sednan pinnalla, koska sitä muodostuu metaania säteilytettäessä [37] . Maria Barucci ja hänen kollegansa, kun vertasivat Sednan ja Tritonin spektrejä , löysivät absorptiovyöhykkeitä , jotka kuuluvat metaanin ja typen jäälle. Tästä johtuen he ehdottivat Sednan pinnan koostumusta, joka poikkeaa Trujillon ja hänen kollegoidensa ehdottamasta koostumuksesta: 24 % toliinia, samantyyppistä kuin Tritonissa löydetty toliini, 7 % amorfista hiiltä , ​​10 % typpeä, 26 %. metanolia ja 33 % metaania [38] . Metaanin ja vesijään esiintyminen vahvistettiin vuonna 2006 infrapunafotometrialla Spitzer - avaruusteleskoopilla [37] .

Typen läsnäolo Sednan pinnalla viittaa siihen, että sillä on saattanut olla ilmakehä ainakin lyhyen aikaa. 200 vuoden aikana lähempänä perihelionia Sednan maksimilämpötilan tulisi ylittää 35,6 K (−237,6 °C). Kun nämä pintalämpötilat saavutetaan, Tritonilla havaittu siirtymä kiinteän typen alfafaasin ja beetafaasin välillä pitäisi tapahtua. Kun lämpötila on 38 K, typen höyrynpaine on 14 mikrobaaria (0,000014 ilmakehää) [38] . Kyllästynyt punainen spektrin kaltevuus osoittaa kuitenkin korkeaa orgaanisen aineen pitoisuutta Sednan pinnalla ja heikot metaanin absorptiokaistat osoittavat, että metaani ei ole muodostunut äskettäin ja on vanhempaa alkuperää. Tämä tarkoittaa, että Sednan pinta on liian kylmä, jotta metaani haihtuisi ja palaisi sitten takaisin lumena, kuten tapahtuu Tritonilla ja todennäköisesti Plutolla [37] .

Radioaktiivisen hajoamisen aiheuttaman Sednan sisäisen lämpenemisen mallin perusteella jotkut tutkijat olettavat, että Sedna pystyy ylläpitämään maanalaista vesivaltamerta nestemäisessä tilassa [39] .

Luokitus

Sednan löytäjät väittävät, että se on ensimmäinen havaittavissa oleva Oort-pilven esine, koska sen aphelion on huomattavasti kauempana kuin tunnetuilla Kuiper-vyöhykkeen esineillä . Muut tutkijat luokittelevat sen osaksi Kuiperin vyöhykettä.

Sednan löytäjä Michael Brown antaa kolme versiota siitä, kuinka Sedna olisi voinut päätyä kiertoradalle: löytämättömän Trans-Neptunian planeetan gravitaatiovaikutus, yhden tähden kulku noin 500 AU:n etäisyydellä. esim. Auringosta ja aurinkokunnan muodostumisesta tähtijoukkoon. Tiedemies pitää viimeistä versiota todennäköisimpänä. Mitään hypoteeseista ei kuitenkaan voida testata ennen kuin muita samankaltaisia ​​kiertoradalla olevia kohteita löydetään.

Sednan löytö herätti uudelleen keskustelun siitä, mitä aurinkokunnan kohteita tulisi pitää planeetoina.

Tutkimus

Sedna saavuttaa perihelion noin vuosina 2075-2076. Lähin lähestymistapa aurinkoon antaa tutkijoille mahdollisuuden yksityiskohtaisempaan tutkimukseen (seuraava lähestymistapa joutuu odottamaan noin 11 500 vuotta). Vaikka Sedna on NASAn aurinkojärjestelmän tutkimusluettelossa [40] , lähitulevaisuudessa ei ole suunniteltu mitään tehtäviä [41] .

IKI RAS :n tutkijat ovat laskeneet, että suotuisin laukaisuhetki Sednan saavuttamiselle on 2029. Kun lento lanseerataan tänä vuonna, lento siihen voi kestää enintään 18 vuotta. Ihmiskunnan nykyisillä teknisillä kyvyillä Sednan saavuttamiseksi laitteita voidaan lähettää sinne myöhemmin, vuoteen 2037 asti, mutta mitä myöhemmin laukaisu tapahtuu, sitä pidempi lento on [42] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 Mark Buie . Orbit Fit ja Astrometric ennätys 90377 (linkki ei saatavilla) . Deep Ecliptic Survey (13. elokuuta 2007). Käyttöpäivä: 17. tammikuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 29. huhtikuuta 2014. 
  2. ↑ Löytöolosuhteet: Numeroidut pienet planeetat (90001)–(95000) (linkki ei ole käytettävissä) . IAU: Minor Planet Center. Haettu 23. heinäkuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 17. toukokuuta 2008. 
  3. ↑ 1 2 3 4 "TNO:t ovat siistejä": Selvitys Trans-Neptunian alueesta. VII.  (90377) Sednan ja 2010 EK139:n (eng.)  koko ja pintaominaisuudet (linkki ei saatavilla) . Harvard. Haettu 30. heinäkuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 24. lokakuuta 2017.
  4. ↑ Säteellä 590 km ja tiheydellä Tethys (0,97 g / cm³) - 8,3⋅10 20 kg. Säteellä 900 km ja Eris -tiheydellä (2,3 g/cm³) - 7,0⋅10 21 kg.
  5. ↑ Sednan kadonneen kuun tapaus ratkaistu (linkki ei saatavilla) . Harvard-Smithsonian astrofysiikan keskus. Haettu 11. lokakuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 16. lokakuuta 2009. 
  6. ↑ Tegler Stephen C. Kuiperin vyön objektien magnitudit ja pinnan värit (linkki ei saatavilla) (26. tammikuuta 2006). Haettu 5. marraskuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012. 
  7. ↑ AstDys (90377) Sedna Ephemerides (linkki ei saatavilla) . Matematiikan laitos, Pisan yliopisto, Italia. Haettu 16. maaliskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2011. 
  8. ↑ 1 2 Horizons Output for Sedna 2076/2114 (linkki ei saatavilla) . Haettu 19. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2011.   Horizons Arkistoitu 19. marraskuuta 2012 Wayback Machinessa
  9. ↑ 1 2 JPL Small-Body Database Browser: 90377 Sedna (2003 VB12) (linkki ei saatavilla) (2007-11-08 viimeiset havainnot). Haettu 11. kesäkuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. maaliskuuta 2016. 
  10. ↑ Pienempien planeettojen nimet: Aakkosellinen  luettelo . IAU Minor Planet Center.
  11. ↑ Sedna (pääsemätön linkki) . Kyrilloksen ja Metodiuksen megaensyklopedia. Haettu 29. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 22. toukokuuta 2017. 
  12. ↑ Uralskaya V.S. Kääpiöplaneettojen fyysiset ominaisuudet . — State Astronomical Institute. P.K. Sternberg. - S. 23 .
  13. ↑ Sedna (downlink) . www.gps.caltech.edu. Käyttöpäivä: 29. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2010. 
  14. ↑ Aurinkokunta saa uuden kaukaisimman jäsenen, joka korostaa sen ulkorajaa (downlink) . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2017. 
  15. ↑ Cal Fussman. Mies, joka löytää planeettoja (linkki ei saatavilla) . Discover (2006). Haettu 22. toukokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 16. kesäkuuta 2010. 
  16. ↑ Irina Shlionskaya. Sedna on liian kääpiöplaneetta . - Pravda.Ru, 5.2.2012.
  17. ↑ Mike Brown , David Rabinowitz, Chad Trujillo (2004). "Ehdokkaan sisäisen Oort Cloud Planetoidin löytö". Astrophysical Journal 617(1): 645-649. arXiv: astro-ph/0404456 Arkistoitu 1. marraskuuta 2019 Wayback Machinessa . Bibcode 2004ApJ…617..645B Arkistoitu 10. tammikuuta 2016 Wayback Machinessa . doi: 10.1086/422095 .
  18. ↑ 1 2 Ruskea, Mike. " Sedna arkistoitu 25. heinäkuuta 2010 Wayback Machinessa ". Caltech.
  19. ↑ 1 2 MPEC 2004-S73: Toimituksellinen huomautus (linkki ei saatavilla) . IAU Minor Planet Center (2004). Käyttöpäivä: 18. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 20. maaliskuuta 2012. 
  20. ↑ Walker, Duncan Miten planeetat saavat nimensä? . BBC News (16. maaliskuuta 2004). Käyttöpäivä: 22. toukokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 19. joulukuuta 2006.
  21. ↑ MPC 52733 (linkki ei saatavilla) . Minor Planet Center (2004). Haettu 30. elokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2011. 
  22. ↑ Tähtitieteellisten kohteiden nimeäminen . Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto. Haettu: 6.7.2022.
  23. ↑ IAU 2006 yleiskokous: Päätökset 5 ja 6 . IAU (24. elokuuta 2006). Haettu 13. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 18. joulukuuta 2014.
  24. ↑ Michael E. Brown. Kuinka monta kääpiöplaneettaa on aurinkokunnassa? (päivityksiä päivittäin)"  (englanniksi) . Haettu 5. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 18. lokakuuta 2011.
  25. ↑ G. Tancredi. Jäisten "kääpiöplaneettojen" (plutoidien) fyysiset ja dynaamiset ominaisuudet  (englanniksi)  // Proceedings of the International Astronomical Union. - 2010. - 6. huhtikuuta ( nide 5 , nro S263 ). — s. 173–185 . - doi : 10.1017/S1743921310001717 . - .
  26. ↑ 12 Horizons -tulostus . Barycentric Osculating Orbital Elements for 90377 Sedna (2003 VB12) (linkki ei saatavilla) . Haettu 30. huhtikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 19. marraskuuta 2012.   (Ratkaisu aurinkokunnan Barycenter- ja barycentric- koordinaatteihin . Valitse Ephemeris Type:Elements and Center:@0) (tallennettu Horizons-tulostetiedosto 2011-Feb-04)
  27. ↑ Chadwick A. Trujillo, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz; Ruskea; Rabinowitz. Sednan pinta lähi-infrapunassa   // Bulletin of the American Astronomical Society . - American Astronomical Society , 2007. - Voi. 39 . - s. 510 . - .
  28. ↑ AstDys (90377) Sedna Ephemerides 2003-11-14 (linkki ei saatavilla) . Matematiikan laitos, Pisan yliopisto, Italia. Haettu 5. toukokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2011. 
  29. ↑ 1 2 Hubble tarkkailee planetoidi-sednaa, mysteeri syvenee; Pitkä näkymä Lonely Planetista (linkki ei saatavilla) . Hubblesite, STSCI-2004-14 (2004). Haettu 21. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 23. huhtikuuta 2010. 
  30. ↑ 1 2 Brown, Mike Sedna (linkki ei saatavilla) . Caltech. Käyttöpäivä: 20. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2010. 
  31. ↑ Hubble tarkkailee Planetoid Sednaa, Mystery Deepens (linkki ei saatavilla) . Hubblesite, STSCI-2004-14 (2004). Haettu 30. elokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 10. kesäkuuta 2011. 
  32. ↑ B. Scott Gaudi; Krzysztof Z. Stanek, Joel D. Hartman, Matthew J. Holman, Brian A. McLeod (CfA). On the Rotation Period of (90377) Sedna  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2005. - Voi. 629 , no. 1 . -P.L49- L52 . - doi : 10.1086/444355 . - . - arXiv : astro-ph/0503673 .
  33. ↑ David L. Rabinowitz , KM Barkume, Michael E. Brown, et ai. Fotometriset havainnot, jotka rajoittavat vuoden 2003 kokoa, muotoa ja Albedoa EL 61 , nopeasti pyörivä, Pluton kokoinen esine Kuiperin vyöhykkeessä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 639 , no. 2 . - s. 1238-1251 . - doi : 10.1086/499575 . - .
  34. ↑ John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown , Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot. Kuiperin vyön ja Kentaurien esineiden fyysiset ominaisuudet: Spitzer-avaruusteleskoopin rajoitteet . Arizonan yliopisto, Lowell Observatory, California Institute of Technology, NASA Ames Research Center, Southwest Research Institute, Cornell University (2007). Haettu 27. heinäkuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. toukokuuta 2019.
  35. ↑ 1 2 3 Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E.; Rabinowitz, David L.; Geballe, Thomas R. Kahden luonnostaan ​​kirkkaimman pienemmän planeetan lähi-infrapunapinnan ominaisuudet: (90377) Sedna ja (90482) Orcus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 627 , no. 2 . - s. 1057-1065 . - doi : 10.1086/430337 . - .
  36. ↑ Sheppard, Scott S. Aurinkokunnan äärimmäisten ulkoisten objektien värit  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Voi. 139 , nro. 4 . - s. 1394-1405 . - doi : 10.1088/0004-6256/139/4/1394 . - . - arXiv : 1001.3674 .
  37. ↑ 1 2 3 J. P. Emery; CM Dalle Ore; D.P. Cruikshank; Fernández, YR; Trilling, D.E.; Stansberry, JA Ices 90377 Sedna: Konformaatio ja koostumusrajoitukset  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2007. - Voi. 406 , no. 1 . - s. 395-398 . - doi : 10.1051/0004-6361:20067021 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2010.
  38. ↑ 1 2 M. A. Barucci; D.P. Cruikshank; E. Dotto; Merlin, F.; Poulet, F.; Dalle Ore, C.; Fornasier, S.; De Bergh, C. Onko Sedna toinen Triton? (englanniksi)  // Tähtitiede ja astrofysiikka . - EDP Sciences , 2005. - Voi. 439 , nro. 2 . -P.L1- L4 . - doi : 10.1051/0004-6361:200500144 . - .
  39. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Keskikokoisten ulkoplaneettasatelliittien ja suurten transneptunisten objektien pinnanalaiset valtameret ja syvät sisätilat  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Marraskuu ( nide 185 , nro 1 ). - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  40. ↑ Aurinkokunnan tutkimus: Multimedia: Galleria (downlink) . NASA . Haettu 3. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2012. 
  41. ↑ Aurinkokunnan tutkimus: Missions to Dwarf Planets (linkki ei saatavilla) . NASA. Haettu 11. marraskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2012. 
  42. ↑ Pitäisikö minun mennä Sednaan vuonna 2029? Arkistoitu kopio 20. tammikuuta 2022 Wayback Machinessa // Roscosmos, 20. tammikuuta 2022.

Linkit

Pienet planeetat
  • (90376) 2003 VL
  • (90377) Sedna
  • (90378) 2003 WL23
  Siirry Wikidata-kohteeseen  Temaattiset sivustot
Sanakirjat ja tietosanakirjat