Inner Oort Cloud Object
Ein Inner Oort Cloud Object (deutsch Objekt der inneren Oort’schen Wolke) ist ein Mitglied einer postulierten Klasse von Planetoiden, deren Umlaufbahn sich stets außerhalb des Einflussbereiches der großen Planeten befindet. Ihre Perihele sind somit höher als 42 AU und nicht-resonant zum Neptun.
Der Einflussbereich der großen Planeten und Erst-Entdeckungen[Bearbeiten]
Während die Planetoiden und Kometen des Hauptgürtels vom innersten Gasplaneten Jupiter maßgeblich beeinflusst werden, werden die Planetoiden und Kometen des Kuipergürtels vom äußersten Gasplaneten Neptun beeinflusst. Die Zentauren werden von bis zu vier großen Gasplaneten beeinflusst, so dass sie sich nur einige hunderttausend Jahre in dieser Region unseres Sonnensystems aufhalten und aufgrund der zahlreichen kleinen Bahnablenkungen nach spätestens 20 Millionen Jahren – das sind astronomisch kurze Zeiträume – diesen Bereich zugunsten von stabileren Umlaufbahnen wieder verlassen.
Der Einflussbereich des Planeten Neptun erstreckt sich bis ungefähr 40 % jenseits der Neptunbahn, das ist 42 AU von der Sonne entfernt[1], so dass man erwartet, dass alle Kuipergürtel-Planetoiden ihre Perihele, das sind ihre sonnennächsten Punkte, innerhalb dieser Zone haben. Aufgrund der Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems gibt es klassische Kuipergürtel-Planetoiden, die fast kreisrunde Umlaufbahnen jenseits der Neptunbahn haben. Eine Analyse der Beobachtungsdaten ergab, dass es eine äußere Grenze der Perihele von Kuipergürtel-Planetoiden bei ungefähr 47 AU gibt; diese Analyse ergibt auch die Möglichkeit von zum Zeitpunkt der Publikation unbekannten Kuipergürtel-Planetoiden mit Perihelen jenseits von 76 AU[2].
Entsprechend überrascht war man, als man im Jahre 2000 den Kuipergürtel-Planetoiden (148209) 2000 CR105 entdeckt hat, dessen Umlaufbahn hoch-elliptisch ist und dessen Perihel höher liegt. Immerhin ist dieser Planetoid mit etwa 200 km Durchmesser so groß wie die größten Zentauren und sein sonnenfernster Punkt liegt fast 500 AU entfernt. Während diese Entdeckung außerhalb der Fachkreise kaum Beachtung fand stellte die Entdeckung des mutmaßlichen Zwergplaneten Sedna drei Jahre später im Jahre 2003 eine Sensation dar: ihr Perihel war mit 76 AU fast doppelt so weit außerhalb des Einflussbereiches des Neptun, und ihre Umlaufbahn ist so hoch-elliptisch, dass sie fast 1000 AU weit hinausreicht. Zudem ist sie fast zwei Drittel so groß wie der damals noch als Planet gezählte Zwergplanet Pluto, so dass sie zum Zeitpunkt ihrer Entdeckung mit einem Durchmesser von rund 1400 km der größte bekannte Planetoid unseres Sonnensystems war und es völlig rätselhaft war, wie ein so großer Himmelskörper auf eine Umlaufbahn mit so hohem Perihel fernab der großen Planeten gelangen konnte. Weil sich beide Kuipergürtel-Planetoiden außerhalb des Einflussbereiches des Neptuns befinden hat man sie Inner Oort Cloud Objects[3] genannt, das bedeutet, dass sie Planetoiden innerhalb der Oort’schen Wolke sind. Diese Namensgebung mag zwar publikumswirksam sein, sie ist aber auch sehr irreführend, denn alle bekannten Mitglieder unseres Sonnensystems befinden sich innerhalb der Oort’schen Wolke. Gemeint ist mit dieser Bezeichnung, dass sich diese Planetoiden außerhalb des Einflussbereiches der großen Planeten befinden, aber nicht zur Oort’schen Wolke gehören, sondern eine Population innerhalb der Oort’schen Wolke bilden. Und zwar weit innerhalb der Oort’schen Wolke, denn ihre Perihele sind weniger als dreimal so weit entfernt als die Neptunbahn, während die Oort’sche Wolke fast 2000-mal weiter entfernt ist im Abstand von ungefähr 50000 AU.
Ein Jahr später entdeckte man den Zwergplaneten-Kandidaten 2004 XR190[4], der immerhin rund 650 km im Durchmesser aufweist und dessen Perihel über 50 AU hoch ist und der sich somit deutlich außerhalb des Einflussbereiches des Neptun befindet, nicht nur wie beim Kuipergürtel-Planetoiden (148209) 2000 CR105 geringfügig außerhalb. Da seine Umlaufbahn aber moderat-elliptisch ist zählt man ihn nicht zu den Inner Oort Cloud Objects, sondern er gehört zu einer Zwischen-Population. Aufgrund seiner völlig unerwarteten Entdeckung bekam der Zwergplaneten-Kandidat 2004 XR190 den Arbeitsnamen "Buffy".
Im Jahr 2015 wurde die Entdeckung dreier weiterer solcher Kuipergürtel-Planetoiden bekanntgegeben, die wie 2004 XR190 nur gering-elliptische Umlaufbahnen aufweisen und deren Perihele ebenfalls zwischen 50 und 60 AU liegen. Wie 2004 XR190 ist auch der Planetoid 2014 FC72 ein Zwergplaneten-Kandidat, etwas kleiner mit etwa 500 km Durchmesser. Die beiden anderen Planetoiden sind kleiner und haben ungefähr 150 km und 100 km Durchmesser, sie tragen die vorläufigen Namen 2014 FZ71 und 2015 FJ345[5]. Anfangs Oktober wurde die Entdeckung eines weiteren Planetoiden dieser Gruppe bekanntgegeben, er trägt den vorläufigen Namen 2015 KQ174, auch sein Durchmesser liegt zwischen 100 km und 150 km.
Eigentlich hätte damals auch der Kuipergürtel-Planetoid (145480) 2005 TB190, der kurz nach 2004 XR190 entdeckt worden ist, ebenfalls mehr Beachtung finden sollen, denn auch sein Perihel liegt außerhalb des Einflussbereiches des Neptun, doch weist er ebenso wie 2004 XR190 eine moderat-elliptische Umlaufbahn auf, gehört also nicht zu den klassischen Kuipergürtel-Planetoiden, hat aber auch nicht eine hoch-elliptische Umlaufbahn wie die Inner Oort Cloud Objects. Auch er gehört zu einer Art Zwischen-Population, die im Folgenden als "innere Buffy-Gruppe" bezeichnet wird, da ihre Perihele zwar außerhalb des Einflussbereiches der großen Planeten liegen, aber fast 10 AU tiefer liegen als dasjenige von 2004 XR190. Der Kuipergürtel-Planetoid (145480) 2005 TB190 ist ebenfalls ein Zwergplaneten-Kandidat mit einem Durchmesser von ungefähr 500 km.
Im Jahre 2004 wurde auch das Inner Oort Cloud Object (474640) 2004 VN112[6] entdeckt, dessen Perihel sogar über 47 AU von der Sonne entfernt ist, und dessen Bahn fast 600 AU weit hinausreicht. Er ist mit ungefähr 200 km im Durchmesser gleich groß wie das erstentdeckte Inner Oort Cloud Object (148209) 2000 CR105 und ihre Bahnen sind auch fast gleich stark geneigt. Beide sind so groß wie die größten Zentauren.
Zwergplaneten und Zwergplaneten-Kandidaten außerhalb des Einflussbereiches der großen Planeten[Bearbeiten]
Wie beschrieben gab es mehrere überraschende Entdeckungen und tatsächlich bilden die Himmelskörper, deren Perihele höher als 42 AU liegen, so dass sie nie in den Einflussbereiches der großen Planeten gelangen, einen außerordentlich interessanten Bereich unseres Sonnensystems. - Zwar gibt es auch zahlreiche Planetoiden, deren Umlaufbahnen sich sehr weit von der Sonne entfernen, jedoch haben diese typischerweise tiefe Perihele und befinden sich somit noch im Einflussbereich der großen Planeten unseres Sonnensystems. Sehr bekannte Vertreter solcher Mitglieder unseres Sonnensystems sind die wunderbaren Kometen, deren Perihele meistens sogar innerhalb der Marsbahn im inneren Sonnensystem liegen. Auch der ehemalige "10.Planet", das ist der Zwergplanet Eris, sowie der drittgrößte bekannte und mutmaßliche Zwergplanet (225088) 2007 OR10 werden bis zu über dreifachem Neptunabstand hinausgetragen, ihre sonnennächsten Punkte liegen aber noch im Einflussbereich des Neptun.
Im äußeren Bereich unseres Sonnensystems gibt es Kuipergürtel-Planetoiden, die niemals in die Nähe der großen Planeten gelangen. Im Bereich jenseits 45 AU kennt man mit der Sedna einen mutmaßlichen Zwergplaneten sowie 6 weitere Zwergplaneten-Kandidaten. Zwei von ihnen haben Durchmesser von ungefähr 650 km, das sind die "kleine Sedna", das ist der Kuipergürtel-Planetoid 2012 VP113 mit dem Arbeitsnamen "Biden", deren Entdeckung obgleich man das erwartet hatte große Beachtung fand und deren Perihel bei gut 80 AU sogar noch etwas weiter außerhalb als derjenige der Sedna liegt[7], sowie die "Buffy". Beide sind etwa 650 km groß. Etwas kleiner ist der Kuipergürtel-Planetoid (145480) 2005 TB190 der inneren Buffy-Gruppe, der etwa 500 km im Durchmesser aufweisen dürfte.
Zwei weitere Zwergplaneten-Kandidaten in diesem Bereich unseres Sonnensystems erreichen ebenfalls rund 500 km im Durchmesser, das sind der Kuipergürtel-Planetoid 2014 FC72, der zur Buffy-Gruppe gehört, sowie der Kuipergürtel-Planetoid (523635) 2010 DN93, der zur inneren Buffy-Gruppe gehört.
Diese Planetoiden sind somit in etwa so groß wie der zweit- und drittgrößte Planetoid des Planetoiden-Hauptgürtels, die Vesta und die Pallas, befinden sich aber im Gegensatz zu ihnen im hydrostatischen Gleichgewicht, da sie aus Eis und nicht aus Fels bestehen, so dass sie sich aufgrund ihrer Schwerkraft in Kugelform befinden, die aufgrund ihrer Rotation an den Polen abgeflacht ist. Sie sind somit Zwergplaneten-Kandidaten.
Mit 400 km gerade noch ein Zwergplaneten-Kandidat ist der Kuipergürtel-Planetoid 2013 XB26; er ist der größte bekannte klassische Kuipergürtel-Planetoid in diesem Bereich unseres Sonnensystems.
Die innere Buffy-Gruppe hat zwei weitere Mitglieder im Bereich jenseits 45 AU, des eineinhalbfachen Neptunabstandes; das sind 2014 JM80 und 2013 FQ28. Beide sind ungefähr 300 km groß im Durchmesser, der erste etwas größer und der zweite etwas kleiner. Ihre Umlaufbahnen erstrecken sich bis zu 80-fachem Erdabstand in ihren sonnenfernsten Punkten. Auch der zweitgrößte klassische Kuipergürtel-Planetoid in diesem Bereich unseres Sonnensystems, das ist der Planetoid 1999 CL119, erreicht einen Durchmesser von knapp 300 km. Sie sind die drei größten Kuipergürtel-Planetoiden in diesem Bereich unseres Sonnensystems nach dem mutmaßlichen Zwergplaneten Sedna und den Zwergplaneten-Kandidaten.
Die Mitglieder der inneren Buffy-Gruppe haben höhere Aphele als die Mitglieder der Buffy-Gruppe selber, so dass ihre Umlaufbahnen zwar nach wie vor moderat, aber stärker elliptisch sind. Das hat einen ganz einfachen mathematischen Grund, denn da sich diese Planetoiden ebenfalls in einer stabilen Bahnresonanz mit dem Neptun befinden, muss nach dem 3. Kepler'schen Gesetz ihre große Halbachse gleich groß sein wie diejenigen der Mitglieder der Buffy-Gruppe, und das ist bei einer Ellipse nur dann möglich, wenn ihre Aphele weiter entfernt liegen.
Weitere Inner Oort Cloud Objects[Bearbeiten]
Neben den drei bekannten Inner Oort Cloud Objects vom Sedna-Typ und den fünf bekannten Mitgliedern der Buffy-Gruppe weisen vier Inner Oort Cloud Objects die größten Perihele auf und vervollständigen die „Top 12“ der Planetoiden unseres Sonnensystems mit den am weitesten von der Sonne entfernten Perihelen.
Das höchste Perihel von ihnen mit knapp über 50 AU weist das Inner Oort Cloud Object 2013 SY99 auf, dessen Aphel sich bei über 1300 AU befindet. Nur etwas näher liegt das Perihel des Inner Oort Cloud Objects 2010 GB174, dessen Umlaufbahn über 500-mal weiter hinausreicht als die Erdbahn. Beide erreichen ungefähr 200 km im Durchmesser. Geringfügig weiter außerhalb als die klassischen Kuipergürtel-Planetoiden höchster Perihele sind die sonnennächsten Punkte der beiden Inner Oort Cloud Objects 2014 SR349 und (474640) 2004 VN112. Beide sind ebenfalls ungefähr 200 km groß und haben Aphele bei über 500 AU.
Die Perihele der Inner Oort Cloud Objects 2014 SS349 und 2015 RX245 liegen geringfügig über 45 AU, der erste ist rund 150 km groß und seine Umlaufbahn reicht bis 240 AU hinaus, und der zweite ist gut 200 km im Durchmesser und sein Aphel liegt bei über 750 AU.
Bei der Konferenz über TNO im Jahre 2018, an der auch Dr. Megan Schwamb teilnahm, wird Scott Sheppard mit einer Neuentdeckung zitiert, über die seit 3 Jahren Beobachtungen vorliegen und die ein Perihel von 65 AU hat. Dieser TNO befindet sich gegenwärtig in rund 83 AU Entfernung und hat eine große Halbachse von 1100 AU, so dass sich ein Aphel von etwa 2000 AU ergibt[8]. Am 2. Oktober 2018 wurde mit 2015 TG387 die Entdeckung eines neuen Planetoiden der Inner Oort Cloud kommuniziert[9].
Umlaufbahn-Resonanzen zum äußersten Gasplaneten Neptun[Bearbeiten]
Eine besonders stabile Umlaufbahn liegt dann vor, wenn sich die Kuipergürtel-Planetoiden mit dem Neptun in einer 3:2 Umlaufbahnresonanz befinden, das bedeutet, dass sie 2 Umläufe um die Sonne vollbringen, während der Neptun derer 3 vollbringt. Da auch der Pluto eine solche Umlaufbahn hat nennt man solche Kuipergürtel-Planetoiden "Plutinos", die mit Orcus noch einen zweiten mutmaßlichen Zwergplaneten und mehrere Zwergplaneten-Kandidaten enthalten.
Es gibt aber andere Umlaufbahnresonanzen, die ebenfalls für stabile Bahnen sorgen, beispielsweise die 5:2 Umlaufbahnresonanz, die 3:1 Umlaufbahnresonanz und die 4:1 Umlaufbahnresonanz.
Mit Ausnahme der Buffy und des Kuipergürtel-Planetoiden (523635) 2010 DN93 der inneren Buffy-Gruppe haben alle Kuipergürtel-Planetoiden mit mehr als eineinhalbfachem Neptunabstand und moderat-elliptischen Umlaufbahnen eine stabile 5:2, 3:1 oder 4:1 - Umlaufbahnresonanz zum Neptun. - Nach dem 3. Keplerschen Gesetz kann man diese Umlaufbahnresonanzen sehr einfach herausfinden, denn sie hängen nur von der großen Halbachse der Umlaufbahnen ab, insbesondere nicht von ihrem Perihel. Somit kann ein Planetoid dadurch in eine solche stabile Bahn gelangen, indem seine Umlaufbahn etwas mehr oder etwas weniger elliptisch verläuft.
Man kann zeigen[5], dass wenn solche Planetoiden eine mittelhohe Bahnneigung ab etwa 40 Grad Bahnneigungswinkel haben, ihre Umlaufbahnen auch bei nicht ganz so schönen Bahnresonanzen stabil sind. Sowohl die Buffy als auch der Zwergplaneten-Kandidat 2010 DN93 haben ungefähr eine 8:3-Umlaufbahnresonanz zum Neptun und eine genügend hohe Bahnneigung, so dass auch ihre Umlaufbahnen stabil sind.
Die Umlaufbahnen der Kuipergürtel-Planetoiden der beiden Buffy-Gruppen sind trotz ihrer viel zu hohen sonnennächsten Punkte somit sehr gut verstanden und stabil und im Gegensatz zu den Inner Oort Cloud Objects braucht man keinen zusätzlichen Planeten anzunehmen, um sie erklären zu können. - Neuere Simulationen haben ergeben, dass die Bahnen der Inner Oort Cloud Objects der inneren Gruppe auch ohne die Annahme eines zusätzlichen Planeten erklärbar sind; ob sich damit auch die Bahnen der Inner Oort Cloud Objects vom Sedna-Typ erklären lassen ist indes noch offen.[10]
Tabelle transneptunischer Objekte mit Perihelen über 47 AU[Bearbeiten]
| Objekt | q (AU) |
a (AU) |
T (a) |
e | i (°) |
ω (°) |
H (mag) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 2012 VP113 | 80,39 | 258,27 | 4.151 | 0,69 | 24,1 | 293,5 | 4,0 |
| (90377) Sedna | 76,16 | 478,88 | 10.479 | 0,84 | 11,9 | 311,5 | 1,5 |
| 2015 TG387 | 64,94 | 1093,94 | 36.182 | 0,94 | 11,7 | 118,2 | 5,3 |
| 2014 FZ71 | 55,88 | 75,76 | 659 | 0,26 | 25,5 | 244,5 | 6,9 |
| 2014 FC72 | 51,67 | 76,34 | 667 | 0,32 | 29,8 | 32,8 | 4,7 |
| 2004 XR190 | 51,08 | 57,34 | 434 | 0,11 | 46,8 | 284,9 | 4,3 |
| 2015 FJ345 | 50,69 | 62,88 | 499 | 0,19 | 35,0 | 77,4 | 7,9 |
| 2013 SY99 | 50,02 | 693,86 | 18.277 | 0,93 | 4,2 | 32,1 | 6,7 |
| 2015 KQ174 | 49,31 | 55,40 | 412 | 0,11 | 24,3 | 294.0 | 7,3 |
| 2010 GB174 | 48,75 | 350,59 | 6.565 | 0,86 | 21,6 | 347,4 | 6,5 |
| 2014 SR349 | 47,69 | 302,23 | 5.254 | 0,84 | 18,0 | 340,9 | 6,7 |
| (474640) 2004 VN112 | 47,30 | 318,97 | 5.697 | 0,85 | 25,6 | 326,8 | 6,5 |
Einzelnachweise[Bearbeiten]
- ↑ Brett Gladman and Collin Chan: Production of the Extended Scattered Disk by Rogue Planets. In: The Astrophysical Journal. Nr. 643, 2006, S. L135–L138 (iop.org [PDF]).
- ↑ Chadwick A. Trujillo and Michael E. Brown: The Radial Distribution of the Kuiper Belt. In: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 554(1), 2001 (iop.org).
- ↑ Michael E. Brown, Chadwick Trujillo and David Rabinowitz: Discovery of A candidate Inner Oort Cloud Planetoid. In: The Astrophysical Journal. Nr. 617, 2004, S. 645–649 (iop.org [PDF]).
- ↑ R. L. Allen, B. Gladman: Discovery of a low-eccentricity, high-inclination Kuiper Belt object at 58 AU. In: The Astrophysical Journal. Nr. 640(1), 2006, S. L83-L86, arxiv:1606.02294.
- ↑ 5,0 5,1 Scott S. Sheppard, Chadwick Trujillo, David J. Tholen: Beyond the Kuiper Belt Edge: New High Perihelion Trans-Neptunian Objects With Moderate Semi-major Axes and Eccentricities. In: The Astrophysical Journal Letters, Number 1. Nr. 825(1), 2015, arxiv:1606.02294.
- ↑ J. de León, C. de la Fuente Marcos, R. de la Fuente Marcos: Visible spectra of (474640) 2004 VN112–2013 RF98 with OSIRIS at the 10.4 m GTC: evidence for binary dissociation near aphelion among the extreme trans-Neptunian objects. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. Nr. 467 (1), 2017, S. L66–L70 (oup.com).
- ↑ Trujillo, C. A.; Sheppard, S. S.: A Sedna-like body with a perihelion of 80 astronomical units. In: Nature. Nr. 507(7493), 2014, S. 471–474 (ciw.edu [PDF]).
- ↑ Michele Bannister: Twitter TNO2018. (twitter.com).
- ↑ Scott Sheppard, Chadwick Trujillo, David Tholen, Nathan Kaib: A New High Perihelion Inner Oort Cloud Object. 2018, arxiv:1810.00013.
- ↑ Michele T. Bannister, Cory Shankman, Kathryn Volk et al.: OSSOS: V. Diffusion in the orbit of a high-perihelion distant Solar System object. In: The Astrophysical Journal. Nr. 153(6), 2017, doi:10.3847/1538-3881/aa6db5, arxiv:1704.01952.
- ↑ Liste von Objekten mit q>47. Minor Planet Center (MPC) der Internationalen Astronomischen Union (IAU). Abgerufen am 20. Oktober 2017.
- ↑ Chadwick A. Trujillo and Michael E. Brown: The Radial Distribution of the Kuiper Belt. In: The Astrophysical Journal Letters. 554, Nr. 1, 31. Mai 2001, S. L95. bibcode:2001ApJ...554L..95T. doi:10.1086/320917.
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