Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Прејди на содржината

Кентаур (астероид)

Од Википедија — слободната енциклопедија
Местоположбите на познатите тела од надворешниот Сончев Систем.
Кентаурите воопштено се во внатрешноста на Кајперовиот Појас и надвор од Јупитеровите тројанци.
      Сонце
      Јупитерови тројанци (6.178)
      Расеан Диск (>300)       Нептунови тројанци (9) 		      Џиновски планети: Ј · С · У · Н
      Кентаури (44.000)
      Кајперов Појас (>100.000)
(размер во ае; ерата е од јануари 2015 година; # за телата во загради)
Видови на далечни мали тела

Кентаурите — мали тела во Сончевиот Систем чии перихел или голема полуоска е меѓу оние на надворешни планети. Тие вообичаено имаат нестабилни орбити бидејќи минуваат низ или поминале низ орбитите на една или повеќе џиновски планети, скоро сите орбити имаат динамички живот од неколку милиони години,[1] но постои еден кентаур, 514107 Каʻепаокаʻавела, за кој се верува дека е во стабилна (повратна) орбита.[2] За критиките на оваа идеја Погледајте.[3] Кентаурте вообичаено според одликите се и астероиди и комети. Именувани се според митолошките суштества кентаури кои биле половина коњ и половина човек. Постоењето на пристрастност кон големите тела го отежнува определувањето на вкупната бројност на Кентаурте. Проценките за бројноста на кентаурте во Сончевиот Систем со пречниците поголеми од 1 km е од околу 44.000[1] па сè до повеќе од 10.000.000[4][5]

Првиот забележан кентаур, според дефиницијата на лабораторијата за реактивен погон и онаа која се користи во текстот, е 944 Идалго од 1920 година. Но сепак, тие не биле препознати како различна групација сè до откривањето на 2060 Хирон во 1977 година. Најголемиот потврден кентаур е 10199 Харикло, чиј пречник е 260 километри односно со големина на астероид со средна големина од флавниот астероиден појас, и се знае дека поседува прстени. Забележан е во 1997 година. Сепак, загубениот кентаур 1995 SN55 можно е да е поголем. Заднептунецот 2018 VG18, кој според пошироката дефиниција е кентаур, можно е да е уште поголем.

Досега ниту еден Кентаур не е фотографиран од близу, иако постојат докази дека Сатурновата месечина Феба, снимена од сондата Касини во 2004 година, е зафатен Кентаур кој потекнува од Кајперовиот Појас.[6] Дополнително, Хабл дал определени информации за површинските особености на 8405 Асбол.

1 Церера можно е да потекнува од областа на надворешните планети,[7] и доколку е така тогаш ова тело е поранешен Кентаур, но Кентаурте кои се забележани денес сите потекнуваат од друго место.

Од телата за кои се знае дека се во орбити како оние на Кентаурте, околу 30 од нив имаат налик на комета коми, од кои три, 2060 Хирон, 60558 Ехекел и 29P/Швасман-Вахман 1, имаат нивоа на создавње на испарливости во орбити зад Јупитеровата[8]. Хирон и Ехеклзатоа се класифицирани како астеориди и комети, додека пак Швасман-Вахман 1 отсекогаш имала ознака за комета. Другите Кентаур, како што е 52872 Окироја, постои сомнеж дека поседува кома. Секој Кентаур кој преку растројување се приближил до Сонцето се очекува да стане комета.

Класификација

[уреди | уреди извор]

Општата дефиниција за Кентаурте е дека се мали тела во орбита околу Сонцето помеѓу Јупитер и Нептун и ги пресекуваат орбитите на една или повеќе џиновски планети. Поради постојаната долгорочна на орбитите во оваа област, дури и Кентаурте како што се 2000 GM137 и 2001 XZ255, кои моментално не минуваат низ орбитата на ниедна од планетите, имаат орбити кои постепено се менуваат поради растројувањата сè до оној момент додека не започнат да минуваат низ орбитите на една или повеќе џиновски планети.[1] Некои од астрономите ги бројат само телата со голема полуоска во областа зад надворешните планети; други пак ги бројат сите тела со перихел во таа областа на планетите, и нивните орбити се нестабилни.

Отстапувања од критериумите

[уреди | уреди извор]

Сепак, различни установи имаат различни критериуми за класификација на граничните тела, врз основа на вредностите на орбиталните елементи:

  • Центар за мали планети (MPC), Кентаурте ги дефинира како тела кои имаат перихел поголем од Јупитеровата орбита (5,2 ае < q) и голема полуоска помала од онаа на Нептун (a < 30,1 ае).[9] Иако денес Центарот најчесто Кентаурте и телата од Расеаниот Диск ги вбројува во една група.
  • Лабораторија за млазен погон (JPL) на сличен начин ги дефинира Кентаурте како тела со голема полуоска, a, меѓу оние на Јупитер и Нептун (5,5 ае ≤ a ≤ 30,1 ае).[10]
  • Спротивно, Длабокиот еклиптички преглед (DES) ги дефинира Кентаурте користејќи динамичка класификациона мрежа. Овие класификации се засновани на симулирана промена во однесувањето на денешната орбита во текот на следните 10 милиони години. Па така DES ги дефинира Кентаурте како нерезонантни тела чии моментални (оскулатни) перихели се помали од оскулатните големи полуоски на Нептун во текот на симулацијата. Оваа дефиниција е наменета да биде во еднообразие со прбитите кои ги пресекуваат планетарните орбити и да дадат кратковремени животни векови на моменталните орбити.[11]
  • Збирката Сончевиот Систем зад Нептун (2008) ги дефинира телата со голема полуоска меѓу оние на Јупитер и Нептун и сличен на Јупитеровиот Тисеранов параметар поголем од 3,05 како Кентаур, класифицирајќи ги телата со помал Тисеранов параметар од оној на Јупитер, исклучувајќи ги од вбројувањето на телата од Кајперовиот Појас, со определен пресечен перихел на половина растојание до Сатурн (q ≤ 7,35 ае) како кометите од Јупитеровото семејство, класифицирајќи ги овие тела со нестабилни орбити со голема полуоска поголема од понаа на Нептун како што се членовите на Расеаниот Диск.[12]
  • Други астрономи предложуваат Кентаурте да се тела во нерезонантен перихел во орбитата на Нептун пришто може да се покаже дека минуваат низ Хиловата сфера на гасовитиот џин во текот на следните 10 милиони години,[13] па така за Кентаур може да се сметаат теела кои се расејуваат навнатре и заемнодејстуваат силно и се расејуваат побрзо од вообичаените тела од Расеаниот Диск.
  • Базата за астероиди при JPL заведува 452 Кентаури.[14] Дополнително се заведени и 116 Заднептунци (тела со голема полуоска поголема од онаа на Нептун, т.е. 30,1 ае ≤ a) со перихел поблизок до оној на орбитата на Уран (q ≤ 19,2 ае).[15]

Тела на границите

[уреди | уреди извор]

Според Гладман-Марсденовиот[12] критериум некои тела од Јупитеровото семејство на комети: и тоа Ехекло (q = 5,8 ае, TJ = 3,03) и Окироја (q = 5,8 ае; TJ = 2,95) по традиција се класифицирани како Кентаур. Традиционално се сметаат за астероиди, но од страна на JPL се класифицирани како Кентаур, Идалго (q = 1,95 ае; TJ = 2,07) че ја смени категоризацијата и ќе стане комета од Јупитеровото семејство на комети. Швасман-Вахман 1 (q = 5,72 ае; TJ = 2,99) се категоризирани и како Кентаур и припадници на Јупитееровто семејство на комети во зависност од дефиницијата која се користи при дефинирањето.

Друго тело кое е зафатено меѓу овие разлики во методите на класификација е и 944 Идалго кој бил забележан во 1920 година и е заведен како Кентаур во Базата на мали небесни тела на JPL. (44594) 1999 OX3, кој има голема полуоска од 32 ае но минува низ орбитите на Уран и Нептун се води како надворешен Кентаур од стрена на Длабокиот еклиптички преглед (DES). Меѓу внатрешните Кентаур, (434620) 2005 VD, со перихел близок до оној на Јупитер, се води како Кентаур од страна на JPL и DES.

Неодамнешна орбитална симулација[4] за идниот развој на телата од Кајперовиот Појас во Кентауровата област открива краткотрајна "орбитална порта" меѓу 5,4 и 7,8 ае низ која минуваат 21% од сите досега познати Кентаур, вклучувајќи и 72% од Кентаурте кои постануваат членови на Јупитеровото кометно семејство. Познати се четири тела кои се наоѓаат во оваа област, вклучувајќи ги тука 29P/Швасман-Вахман, P/2010 TO20 ЛИНЕАР-Грауер, P/2008 CL94 Лемон и 2016 LN8, хо симулациите покажуваат дека треба да има уште најмалку 1000 други тела со полупречник >1 km кои допрва треба да се откријат. Телата во оваа порта поседуваат невообичаена активност[16][17] и се важен развоен премин кој дополнително ја заматува разликата меѓу Кентаурте и кометите од Јупитеровото семејство на комети.

Сè уште нема официјална дефиниција

[уреди | уреди извор]

Комитетот за именување на мали тела при МАС сè уште нема донесена одлука за тоа кој е во право. Наместо тоа, ја применува конвенцијата за именување на овие тела, земајќи предвид дека Кентаурте имаат орбити на премин меѓу Заднептунците и кометите, „телата со нестабилни, нерезонантни, и пресекувачи на орбитите на џиновските планети со големи полуоски поголеми од онаа на Нептун“ се именувани според други хибридни и обликопроменувачки суштества од митологијата. Досега, само двојните тела Кето и Форкиј и Тифон и Ехидна се именувани според новодонесениот правилник.[18]

Можните џуџести планети покренуваат дополнителни проблеми

[уреди | уреди извор]

Кентаурите со измерени пречници кои се водат као можни џуџести планети според мрежната страница на Мајкл Браун ги вклучува 10199 Харикло, (523727) 2014 NW65, 2060 Хирон и 54598 Биенор.[19]

Орбити

[уреди | уреди извор]

Распределба

[уреди | уреди извор]
Орбитите на познати Кентаур.[note 1]

На дијаграмот се претставени орбитите на познатите кентаури во сооднос со орбитите на планетите. За одбраните тела, занесувањето на орбитите се претставува со црвените делови (се протегаат од перихел до афел).

Орбитите на кентаурите имаат голем обем на занесување, па така со големо занесување (фол, Асбол, Амик, Нес) и со скоро круѓна орбита (Харикло и Сатурновите пресекувачи Тереј и Окироја).

Џа да се прикаже доометот на орбиталните параметри, дијаграмот прикажува неколку тела со многу невообичаени орбити, исцртани со жолта боја :

  • 1999 XS35 (Аполон) се движи по крајно занесена орбита(e = 0.947), што го доведува до внатрешната Земјина орбита (0,94 ае) и назад зад Нептун (> 34 ае)
  • 2007 TB434 се движи по квазикружна орбита (e < 0,026)
  • 2001 XZ255 го поседува најмалиот наклон (i < 3°).
  • 2004 YH32 приопадник на мал дел на кентаури со крајни напредни наклони (i > 60°). се движи по толку накосена орбита (79°) што, и се движи од астероидниот појас од Сонцето, па сè до зад Сатурн, ако орбитата се проектира на рамнината на Јупитеровата орбита, не се придвижува зад Јупитер.

Преку дузина кентаури се движат по повратни орбити. Нивните наклони се движат од скромни (пр.., 160° за Диоретса) до крајни (i < 120°; e.g. 105° за (342842) 2008 YB3[20]). Седумнаесет од овие кентаури со голем наклон и повратно движење се дел од оспорена теорија које вели дека истите тие имаат меѓуѕвездено потекло.[21][22][23]

Променливи орбити

[уреди | уреди извор]
Големата полуоска на Асбол во следните 5500 години, користејќи две различни пресметки од моменталните орбитални елементи. По средбата со Јупитер во 4713 година двете пресметки се разликуваат.[24]

Бидејќи кентаурите не се заштотени од орбиталната резонанса, нивните орбити се нестабилни во периоди од 106–107 години.[25] На пример, 55576 Амик е во нестабилна орбита во близина на резонанса 3:4 со Уран.[1] Динамиќките изучувања на нивните орбити укажуваат дека со тоа што се кентаури е некаков вид на преодна орбитална состојба на телата при преминот од Кајперовиот Појас до Јупитеровото семејството на краткопериодичните комети.

Овие тела можно е под дејство на гравитациски растројувања да пристигнуваат од Кајперовиот Појас, по што стануваат астероиди пресекувачи на орбитата на Нептун и заемнодејстуваат гравитациски со таа планета (Погледајте Теории за потеклото). Од тој момент тие се класифицирани како кентаури, но нивните орбити се хаотични, и се развиваат релативно брзо како што кентаурите се приближуваат до една или повеќе планети. Некои кентаури ќе се развијат во астероиди пресекувачи на орбитата на Јупитер по што нивниот перихел може да се намали во внатешниот Сончев Систем и повторно ќе бидат прекласифицирани како активни комети припадници на Јупитеровото кометно семејство и пројавуват кометна активност. Кентаурте на карј веројатно ќе се судрат со Сонцето или пак планета или пак ќе бидат исфрелни во меѓуѕвездениот простор при блиска средба со некоја од планетите, особено со Јупитер.

Физички особености

[уреди | уреди извор]

Релативно малата големинана кентаурите ја исклучува можноста за директно набљудување на нивните површини, но бојните показатели и спектрите canможе да дадат траги за составот на површината и увид во потеклото на телата.[25]

Бои

[уреди | уреди извор]
Распределба на кентаурите по боја.

Боите на кенатурите се различни, што пак претставува предизвик за создавање на едноставен модел на површинскиот состав.[26] На дијаграмот одстрана, бојните показатели се мерки за привидната светлосна величина на телото низ син (B), видлив (V) (т.е. жолто-зелен) и црвен (R) филтер. Дијаграмот ги приикажува овие разлики (во претерана обоеност) за сите кентаури со познати бојни показатели. На пример, двете месечини: Тритон и Фиба, и планетата Марс се исто така прикажани за споредба. (жолти ознаки, големината не е сразмерна).

Кентаурите се групирани во две класи:

  • многу црвени – на пример 5145 Фол
  • сини (или сино-сиви, според некои автори) – на пример 2060 Хирон

Постојат бројни теории кои ги објаснуваат овие разлики во бојата, но тие може да се поделат во две категории:

  • Разликите во бојата се должат во разликите на потеклото и/или составот на кентаурот (Погледајте потекло подолу во текстот)
  • Разликите во бојата оддаваат различни нивоа на истрошеност поради вселенските услови пред се поради зрачењето и/или кометната активност.

Пример за втората категоризација, црвената боја на Фол се објаснува како можно постоење на обвивка од озрачени црвени органски молекули, додека пак Хирон има боја која најверојатно е добиена од периодичната кометна изложеност, од каде потекнува сино/сивиот показател. Поврзаноста на активноста и бојата не е позната, сепак, бидејќи активните кентаури се во опсег на бои од сина (Хирон) до црвена (166P/NEAT).[27] Дополнително, можно е Фол неодамна да бил исфрлен од Кајперовиот Појас, па така не се започнати преобразувачките процеси на површината.

Делсанти и др. навестуваат неколку можни процеси: поцрвенување поради зрачењето, и потемнување поради судири.[28][29]

Спектри

[уреди | уреди извор]

Толкувањето на спектрите е подложно на расправа, надоврзана на големината на честичките и другите фактори, но спектрите даваат увид во составот на површината. Како и со боите, набљудуваните спектри можно е да се совпаѓаат со бројни модели за површината.

Записите од водениот мраз се забележани кај огромен број од кентаурите[25] (меѓу нив и кај 2060 Хирон, 10199 Харикло и 5145 Фол). Покрај записот за присуство на воден мраз, предложеби се и дополнителен број на модели:

Хирон се смета дека има најсложен состав. Набљудуваниот спектар се менува во зависност од периодот на набљудувањето. Записите од бпдениот мраз се забележани за временски период на мала активност и исчезнуваат за време на зголемена активност.[31][32][33]

Сличности со кометите

[уреди | уреди извор]
Кометата38P поседува одлики на кентаур приближувајќи му се на Јупитер, Сатурн и Уран во периодот меѓу 1982 и 2067 година.[34]

Набљудувањата на Хирон во 1988 и 1989 година во периодот во близина на неговиот перихел утврдија постоење на кома (облак од гас и прашина кој испарува од површината на телото). Од оваа причина ова тело денес е класифицирано како комета и како астероид, иако е значително поголемо тело од комета и сето ова е проследено со оспорување. Други кентаури кои се следат и прикажуваат активност слична на комета: до денес две тела прикажуваат вакви особености 60558 Ехекло и 166P/НЕАТ. 166P/NEAT е откриен во моментот кога поседувал кома, и од ѕтаа причина е класифициран како комета, иако според орбитата е кентаур. 60558 Ехекло е забележан без кома, но од неодамна е активен,[35] и сега се класифицира како астероид и како комета. Се на сè, постојат ~30 кентаури за кое е забележано дека се активни, со тоа што постои приклонетост кон телата со слични перихелни растојанија.[36]

Забележано е присуство на јаглерод моноксид на 60558 Ехекло[8] и на Хирон [37] во многу мали количини, и преметаното количетво на CO е во согласност со количеството кое е ослободено во комата. Преметаното количество на ослободување на CO од 60558 Ехекло и Хирон е значително помало од количеството кое е забележано кај 29P/Швасман–Вахман,[16] уште една далечна активна комета која е класифицирана како кентаур.

Не посоти значителна разлика во орбитите на кентаурите и кометите. И 29P/Швасман-Вахман и 39P/Отерма се именуваат како кентаури затоа што имаат орбити како за кентаури. Кометата 39P/Отерма во моментов е неактивна и била активна во моментот пред нејзината орбита да биде растроена во кентурска орбита од страна на Јупитер во 1963 гопдиан.[38] Слабосјајната комета 38P/Стефан–Отерма најверојатно нема да има опашка ако перихелното растојание е зад Јупитеровата орбита на растојание од 5 ае. До 2200 година, кометата 78P/Герелс ќе се премести во орбита налик на онаа на кентаурите.

Вртежен период

[уреди | уреди извор]

Периодограмската анализа на светлосните криви на Хирон и Харикло ги дваат следниве резултати за вртежните периоди: 5,5±0,4~h и 7,0± 0,6~h.[39]

Големина, густина, отсјај

[уреди | уреди извор]

Кентаурите може да имаат пречник и од неколку стотина километри. Најголемите кентаури имаат пречници поголми од 100 km, и се на растојанија поголеми од 13,11 ае.[40]

Претпоставка за потеклото

[уреди | уреди извор]

Изучувањето на потеклото на кентаурите е пропратено со бројни неодамнешни случувања, но заклучоците се попречени од ограниченоста на физичјките податоци. Различни модели се предложени за можното потекло на кентаурите.

Симулациите укажуваат дека орбитите на некои тела од Кајперовиот Појас растројуваат, што доведува до тоа некои тела да бидат исфрлени и со тоа да постанат кентаури. Телата од Расеаниот Диск по динамиката се најдобрите кандидати (на пример, кентаурите може да се дел од „внатрешен“ расеан диск на тела кои растројуваат кон внатрешноста од Кајперовиот Појас.) за жртва на овие растројувања, но нивните бои не се во согласност со двојната обоеност на кентаурите. Плутината се класа на тела од Кајперовиот Појас кои имаат слична двојна обоеност, и постојат тврдења дека не сите орбити на плутината се стабилни како што се мислело, пред се поради растројувањата од Плутон.[41] Дополнителни податоци се очекуваат со прибирањето на поголем број на физички податоци за телата од Кајперовиот Појас.

За некои кентаури се смета дека своето потекло го должат на распадот на други тела, најверојатно последица од лиските средби на тие тела со Јупитер.[42] Орбитите на кентаурите 2020 MK4, P/2008 CL94 (Лемон), и P/2010 TO20 (ЛИНЕАР-Грауер) се мошне блиски со онаа на 29P/Швасман–Вахман, првиот откриен кентаур и блиските средби се можност некое од овие тела да минува низ опашката на кометата 29P кога таа е активна.[42]

Значајни кентаури

[уреди | уреди извор]
Име Година Откривач Полуживот[1]
(иднина)		 Класа[2]
55576 Амик 2002 NEAT при Паломарската опсерваторија 11,1 Ma UK
54598 Биенор 2000 Марк Бује и др. ? U
10370 Хилонома 1995 Маунакејска опсерваторија 6,3 Ma UN
10199 Харикло 1997 Спејсвач 10,3 Ma U
8405 Асбол 1995 Спејсвач (Џејмс Скоти) 0,86 Ma SN
7066 Нес 1993 Спејсвач (Дејвид Рабиновиц) 4,9 Ma SK
5145 Фол 1992 Спејсвач (Дејвид Рабиновиц) 1,28 Ma SN
2060 Хирон 1977 Чарлс Ковал 1,03 Ma SU

^ класата се дефинира според растојанието на перихелот и афхелот на телото: S означува перихел/афхел близу Сатурн, U близу Уран, N близу Нептун, и K во Кајперовиот Појас.

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Белешки

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ За целта на овој дијаграм, тело се класифицира како Кентаур ако неговата голема полуоска се наоѓа меѓу Јупитер и Нептун

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Horner, J.; Evans, N.W.; Bailey, M. E. (2004). „Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 798–810. arXiv:astro-ph/0407400. Bibcode:2004MNRAS.354..798H. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x.
  2. ↑ Fathi Namouni and Maria Helena Moreira Morais (May 2, 2018). „An interstellar origin for Jupiter's retrograde co-orbital asteroid“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 477 (1): L117–L121. arXiv:1805.09013. Bibcode:2018MNRAS.477L.117N. doi:10.1093/mnrasl/sly057.
  3. ↑ Billings, Lee (21 May 2018). „Astronomers Spot Potential "Interstellar" Asteroid Orbiting Backward around the Sun“. Scientific American. Посетено на 1 June 2018.
  4. ↑ 4,0 4,1 Sarid, G.; Volk, K.; Steckloff, J.; Harris, W.; Womack, M.; Woodney, L. (2019). „29P/Schwassmann-Wachmann 1, A Centaur in the Gateway to the Jupiter-Family Comets“. The Astrophysical Journal Letters. 883 (1): 7. arXiv:1908.04185. Bibcode:2019ApJ...883L..25S. doi:10.3847/2041-8213/ab3fb3.
  5. ↑ Sheppard, S.; Jewitt, D.; Trujillo, C.; Brown, M.; Ashley, M. (2000). „A Wide-Field CCD Survey for Centaurs and Kuiper Belt Objects“. The Astronomical Journal. 120 (5): 2687–2694. arXiv:astro-ph/0008445. Bibcode:2000AJ....120.2687S. doi:10.1086/316805.
  6. ↑ Jewitt, David; Haghighipour, Nader (2007). „Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System“ (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45 (1): 261–95. arXiv:astro-ph/0703059. Bibcode:2007ARA&A..45..261J. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092459. Архивирано од изворникот (PDF) на 2009-09-19.
  7. ↑ [1]
  8. ↑ 8,0 8,1 Wierzchos, K.; Womack, M.; Sarid, G. (2017). „Carbon Monoxide in the Distantly Active Centaur (60558) 174P/Echeclus at 6 au“. The Astronomical Journal. 153 (5): 8. arXiv:1703.07660. Bibcode:2017AJ....153..230W. doi:10.3847/1538-3881/aa689c. S2CID 119093318.
  9. ↑ „Unusual Minor Planets“. Minor Planet Center. Посетено на 25 октомври 2010.
  10. ↑ „Orbit Classification (Centaur)“. JPL Solar System Dynamics. Посетено на 13 октомври 2008.
  11. ↑ Elliot, J.L.; Kern, S. D.; Clancy, K. B.; Gulbis, A. A. S.; Millis, R. L.; Buie, M. W.; Wasserman, L. H.; Chiang, E. I.; Jordan, A. B.; Trilling, D. E.; Meech, K. J. (2005). „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 (2): 1117–1162. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395.
  12. ↑ 12,0 12,1 Gladman, B.; Marsden, B.; Van Laerhoven, C. (2008). Nomenclature in the Outer Solar System (PDF). The Solar System Beyond Neptune. Bibcode:2008ssbn.book...43G. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  13. ↑ Chaing, Eugene; Lithwick, Y.; Murray-Clay, R.; Buie, M.; Grundy, W.; Holman, M. (2007). Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (уред.). „A Brief History of Transneptunian Space“. Protostars and Planets V. Tucson, AZ: University of Arizona Press: 895–911. arXiv:astro-ph/0601654. Bibcode:2007prpl.conf..895C.
  14. ↑ „JPL Small-Body Database Search Engine: List of centaurs“. JPL Solar System Dynamics. Посетено на 11 октомври 2018.
  15. ↑ „JPL Small-Body Database Search Engine: List of TNOs with perihelia closer than Uranus's orbit“. JPL Solar System Dynamics. Посетено на 11 октомври 2018.
  16. ↑ 16,0 16,1 Womack, M.; Wierzchos, K.; Sarid, G. (2017). „CO in Distantly Active Comets“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 129 (973): 031001. arXiv:1611.00051. Bibcode:2017PASP..129c1001W. doi:10.1088/1538-3873/129/973/031001. S2CID 118507805.
  17. ↑ Lacerda, P. (2013). „Comet P/2010 TO20 LINEAR-Grauer as a Mini-29P/SW1“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 883 (2): 1818–1826. arXiv:1208.0598. Bibcode:2013MNRAS.428.1818L. doi:10.1093/mnras/sts164.
  18. ↑ Grundy, Will; Stansberry, J.A.; Noll, K; Stephens, D.C.; Trilling, D.E.; Kern, S.D.; Spencer, J.R.; Cruikshank, D.P.; Levison, H.F. (2007). „The orbit, mass, size, albedo, and density of (65489) Ceto/Phorcys: A tidally-evolved binary Centaur“. Icarus. 191 (1): 286–297. arXiv:0704.1523. Bibcode:2007Icar..191..286G. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.004.
  19. ↑ Brown, Michael E. „How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily)“. California Institute of Technology. Посетено на 18 November 2016.
  20. ↑ C. de la Fuente Marcos; R. de la Fuente Marcos (2014). „Large retrograde Centaurs: visitors from the Oort cloud?“. Astrophysics and Space Science. 352 (2): 409–419. arXiv:1406.1450. Bibcode:2014Ap&SS.352..409D. doi:10.1007/s10509-014-1993-9. S2CID 119255885.
  21. ↑ Fathi Namouni and Maria Helena Moreira Morais (May 2020). „An interstellar origin for high-inclination Centaurs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 494 (2): 2191–2199. arXiv:2004.10510. Bibcode:2020MNRAS.494.2191N. doi:10.1093/mnras/staa712. S2CID 216056648.
  22. ↑ Raymond, S. N.; Brasser, R.; Batygin, K.; Morbidelli, A. (2020). „No evidence for interstellar planetesimals trapped in the Solar system“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 497 (1): L46–L49. arXiv:2006.04534. Bibcode:2020MNRAS.497L..46M. doi:10.1093/mnrasl/slaa111. S2CID 219531537.
  23. ↑ Namouni, Fathi; Moreira Morais, Maria Helena (2020). „On the interstellar origin of high-inclination Centaurs“. arXiv:2009.09773.
  24. ↑ „Three clones of centaur 8405 Asbolus making passes within 450Gm“. Архивирано од изворникот на 2015-09-13. Посетено на 2009-05-02. („Solex 10“. Архивирано од изворникот на 2008-12-20.)
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 Jewitt, David C.; A. Delsanti (2006). „The Solar System Beyond The Planets“. Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences. Springer-Praxis Ed. ISBN 978-3-540-26056-1. (Preprint version (pdf))
  26. ↑ Barucci, M. A.; Doressoundiram, A.; Cruikshank, D. P. (2003). „Physical Characteristics of TNOs and Centaurs“ (PDF). Laboratory for Space Studies and Astrophysics Instrumentation, Paris Observatory. Архивирано од изворникот (PDF) на 29 May 2008. Посетено на 20 March 2008.
  27. ↑ Bauer, J. M., Fernández, Y. R., & Meech, K. J. 2003. "An Optical Survey of the Active Centaur C/NEAT (2001 T4)", Publication of the Astronomical Society of the Pacific", 115, 981
  28. ↑ Peixinho, N.; Doressoundiram, A.; Delsanti, A.; Boehnhardt, H.; Barucci, M. A.; Belskaya, I. (2003). „Reopening the TNOs Color Controversy: Centaurs Bimodality and TNOs Unimodality“. Astronomy and Astrophysics. 410 (3): L29–L32. arXiv:astro-ph/0309428. Bibcode:2003A&A...410L..29P. doi:10.1051/0004-6361:20031420. S2CID 8515984.
  29. ↑ Hainaut & Delsanti (2002) Color of Minor Bodies in the Outer Solar System Astronomy & Astrophysics, 389, 641 datasource Архивирано на 26 април 2005 г.
  30. ↑ A class of Magnesium Iron Silicates (Mg, Fe)2SiO4, common components of igneous rocks.
  31. ↑ Dotto, E; Barucci, M A; De Bergh, C (June 2003). „Colours and composition of the Centaurs“. Earth, Moon, and Planets. 92 (1–4): 157–167. Bibcode:2003EM&P...92..157D. doi:10.1023/b:moon.0000031934.89097.88. S2CID 189905595.
  32. ↑ Luu, Jane X.; Jewitt, David; Trujillo, C. A. (2000). „Water Ice on 2060 Chiron and its Implications for Centaurs and Kuiper Belt Objects“. The Astrophysical Journal. 531 (2): L151–L154. arXiv:astro-ph/0002094. Bibcode:2000ApJ...531L.151L. doi:10.1086/312536. PMID 10688775. S2CID 9946112.
  33. ↑ Fernandez, Y. R.; Jewitt, D. C.; Sheppard, S. S. (2002). „Thermal Properties of Centaurs Asbolus and Chiron“. The Astronomical Journal. 123 (2): 1050–1055. arXiv:astro-ph/0111395. Bibcode:2002AJ....123.1050F. doi:10.1086/338436. S2CID 11266670.
  34. ↑ „JPL Close-Approach Data: 38P/Stephan-Oterma“. NASA. 1981-04-04. last obs. Посетено на 2009-05-07.
  35. ↑ Choi, Y-J.; Weissman, P.R.; Polishook, D. (January 2006). „(60558) 2000 EC_98“. IAU Circ. (8656): 2.
  36. ↑ Jewitt, D. (2009). „The Active Centaurs“. The Astronomical Journal. 137 (5): 4295–4312. arXiv:0902.4687. Bibcode:2009AJ....137.4296J. doi:10.3847/1538-3881/aa689c. S2CID 119093318.
  37. ↑ Womack, M.; Stern, A. (1999). „Observations of Carbon Monoxide in (2060) Chiron“ (PDF). Lunar and Planetary Science XXVIII. Посетено на 2017-07-11.
  38. ↑ Mazzotta Epifani, E.; Palumbo, P.; Capria, M. T.; Cremonese, G.; Fulle, M.; Colangeli, L. (2006). „The dust coma of the active Centaur P/2004 A1 (LONEOS): a CO-driven environment?“. Astronomy & Astrophysics. 460 (3): 935–944. Bibcode:2006A&A...460..935M. doi:10.1051/0004-6361:20065189. Посетено на 2009-05-08.[мртва врска]
  39. ↑ Galiazzo, M. A.; de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R.; Carraro, G.; Maris, M.; Montalto, M. (2016). „Photometry of Centaurs and trans-Neptunian objects: 2060 Chiron (1977 UB), 10199 Chariklo (1997 CU26), 38628 Huya (2000 EB173), 28978 Ixion (2001 KX76), and 90482 Orcus (2004 DW)“. Astrophysics and Space Science. 361 (3): 212–218. arXiv:1605.08251. Bibcode:2016Ap&SS.361..212G. doi:10.1007/s10509-016-2801-5. S2CID 119204060.
  40. ↑ Galiazzo, M. A.; Wiegert, P.; Aljbaae, S. (2016). „Influence of the Centaurs and TNOs on the main belt and its families“. Astrophysics and Space Science. 361 (12): 361–371. arXiv:1611.05731. Bibcode:2016Ap&SS.361..371G. doi:10.1007/s10509-016-2957-z. S2CID 118898917.
  41. ↑ Wan, X.-S.; Huang, T.-Y. (2001). „The orbit evolution of 32 plutinos over 100 million years“. Astronomy and Astrophysics. 368 (2): 700–705. Bibcode:2001A&A...368..700W. doi:10.1051/0004-6361:20010056.
  42. ↑ 42,0 42,1 de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R.; Licandro, J.; Serra-Ricart, M.; Martino, S.; de Leon, J.; Chaudry, F.; Alarcón, M. R. (13 May 2021). „The active centaur 2020 MK4“. Astronomy & Astrophysics. 649 (1): A85 (15 pages). arXiv:2104.01668. Bibcode:2021A&A...649A..85D. doi:10.1051/0004-6361/202039117.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Мали планети
Астероиди
Далечни астероиди
Комети
Метеороиди
Списоци / категории

Предлошка:Comets

Планети
Прстени
Месечини
Истражување
(преглед)
Претпоставени
тела
Списоци
Мали
тела во
Сончевиот
Систем
Настанок
и
развој
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Кентаур_(астероид)&oldid=5124999“