Plutino
En astronomía, los plutinos son un grupo dinámico de objetos transneptunianos que orbitan en resonancia de movimiento medio 2:3 con Neptuno. Esto significa que por cada dos órbitas que hace un plutino, Neptuno orbita tres veces. El planeta enano Plutón es el miembro más grande y homónimo de este grupo. Los siguientes miembros más grandes son Orcus, (208996) 2003 AZ84 e Ixion. Los Plutinos llevan el nombre de criaturas mitológicas asociadas con el inframundo.
Los plutinos forman la parte interior del cinturón de Kuiper y representan alrededor de una cuarta parte de los objetos del cinturón de Kuiper conocidos. También son la clase más poblada conocida de objetos transneptunianos resonantes (ver también el cuadro adjunto con la lista jerárquica). El primer plutino después del propio Plutón, (385185) 1993 RO, fue descubierto el 16 de septiembre de 1993.
Órbitas
Origen
Se cree que los objetos que actualmente están en resonancias orbitales medias con Neptuno inicialmente siguieron una variedad de trayectorias heliocéntricas independientes. Cuando Neptuno emigró hacia el exterior a principios de la historia del Sistema Solar (ver los orígenes del cinturón de Kuiper), los cuerpos a los que se acercó se habrían dispersado; durante este proceso, algunos de ellos habrían sido capturados en resonancias. La resonancia 3:2 es una resonancia de bajo orden y, por lo tanto, es la más fuerte y estable entre todas las resonancias. Esta es la razón principal por la que tiene una población más grande que las otras resonancias neptunianas encontradas en el Cinturón de Kuiper. La nube de cuerpos de baja inclinación más allá de 40 AU es la familia cubewano, mientras que los cuerpos con excentricidades más altas (0,05 a 0,34) y ejes semimayores cercanos a la resonancia de Neptuno 3:2 son principalmente plutinos.
Características orbitales
Si bien la mayoría de los plutinos tienen inclinaciones orbitales relativamente bajas, una fracción significativa de estos objetos siguen órbitas similares a las de Plutón, con inclinaciones en el rango de 10 a 25° y excentricidades de alrededor de 0,2 a 0,25; tales órbitas dan como resultado que muchos de estos objetos tengan perihelios cerca o incluso dentro de la órbita de Neptuno, mientras que simultáneamente tienen afelios que los acercan al borde exterior del cinturón de Kuiper principal (donde los objetos en una resonancia 1: 2 con Neptuno, se encuentran los Twotinos).
Los períodos orbitales de los plutinos se agrupan alrededor de 247,3 años (1,5 veces el período orbital de Neptuno), con una variación de unos pocos años como máximo a partir de este valor.
Los plutinos inusuales incluyen:
- TV 2005189, que sigue la órbita más inclinada (34,5°)
- (15875) 1996 TP66, que tiene la órbita más elíptica (su excentricidad es 0.33), con el perihelio entre Urano y Neptuno
- (470308) 2007 JH43 siguiendo una órbita casi circular
- 2002 VX130 acostado casi perfectamente en el eclíptico (inclination less than 1,5°)
- 15810 Arawn, un cuasi-satélite de Plutón
Ver también la comparación con la distribución de los cubewanos.
Estabilidad a largo plazo
La influencia de Plutón sobre los otros plutinos ha sido históricamente ignorada debido a su masa relativamente pequeña. Sin embargo, el ancho de resonancia (el rango de semiejes compatibles con la resonancia) es muy estrecho y solo unas pocas veces mayor que la esfera de la Colina de Plutón (influencia gravitatoria). En consecuencia, dependiendo de la excentricidad original, algunos plutinos eventualmente serán expulsados de la resonancia por interacciones con Plutón. Las simulaciones numéricas sugieren que las órbitas de plutinos con una excentricidad entre un 10% y un 30% más pequeña o más grande que la de Plutón no son estables en las escalas de tiempo de Ga.
Diagramas de orbitales
Las mociones de Orcus y Plutón en un marco giratorio con un período igual al período orbital de Neptuno (que mantiene el estacionario de Neptuno). Plutón es gris, Orcus es rojo, y Neptuno es el punto blanco (estacionario) a las 5 en punto. Urano es azul, Saturno amarillo y Júpiter rojo.
Orbits y tamaños de los plutinos más grandes (y la referencia no-plutino 2002 KX14). La excentricidad orbital está representada por segmentos que se extienden horizontalmente desde el perihelio hasta el aphelion; la inclinación se muestra en el eje vertical.
La distribución de plutinos (y la referencia no-plutino 2002 KX14). Los pequeños insertos muestran histogramas para las distribuciones de inclinación orbital y excentricidad.
Objetos más brillantes
Los plutinos más brillantes que HV=6 incluyen:
| Objeto | a (AU) | q (AU) | i (°) | H | Diámetro (km) | Masa (10)20 kg) | Albedo | V-R | Discovery año | Discoverer | Refs |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 134340 Plutón | 39.3 | 29.7 | 17.1 | −0,7 | 2322 | 130 | 0,49–0,66 | 1930 | Clyde Tombaugh | JPL | |
| 90482 Orcus | 39.2 | 30.3 | 20.6 | 2.31±0,03 | 917±25 | 6.32±0,05 | 0,28±0,06 | 0.37 | 2004 | M. Brown, C. Trujillo, D. Rabinowitz | JPL |
| (208996) 2003 AZ84 | 39.4 | 32.3 | 13.6 | 3.74±0,08 | 727.0+61.9 −66,5 | Entendido 3 | 0.107+0.023 0.0−16 | 0,38±0,04 | 2003 | M. Brown, C. Trujillo | JPL |
| 28978 Ixion | 39,7 | 30.1 | 19.6 | 3.828±0,039 | 617+19 20 - 20 | Entendido 3 | 0.141±0,011 | 0.61 | 2001 | Deep Ecliptic Encuesta | JPL |
| 2017 OF69 | 39,5 | 31.3 | 13.6 | 4.091±0.12 | Entendido 380-680 | ? | ? | ? | 2017 | D. J. Tholen, S. S. Sheppard, C. Trujillo | JPL |
| (84922) 2003 VS2 | 39.3 | 36.4 | 14.8 | 4.1±0,38 | 523.0+35.1 −34.4 | ■ 1.5 | 0.147+0.063 0.043 | 0,59±0,02 | 2003 | NEAT | JPL |
| (455502) 2003 UZ413 | 39.2 | 30.4 | 12.0 | 4.38±0,05 | Entendido 600 | Entendido 2 | ? | 0.46±0,06 | 2001 | M. Brown, C. Trujillo, D. Rabinowitz | JPL |
| 2014 JR80 | 39,5 | 36.0 | 15.4 | 4.9 | Entendido 240-670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-STARRS | JPL |
| 2014 JP80 | 39,5 | 36,7 | 19.4 | 4.9 | Entendido 240-670 | ? | ? | ? | 2014 | Pan-STARRS | JPL |
| 38628 Huya | 39.4 | 28,5 | 15,5 | 5.04±0,03 | 406±16 | ■ 0,5 | 0,083±0,004 | 0,57±0,09 | 2000 | Ignacio Ferrin | JPL |
| (469987) 2006 HJ123 | 39.3 | 27.4 | 12.0 | 5.32±0.66 | 283.1+142.3 110−800 | ■ 0.012 | 0.136+0.308 0.0−89 | 2006 | Marc W. Buie | JPL | |
| 2002 XV93 | 39.3 | 34,5 | 13.3 | 5.42±0.46 | 549.2+21.7 23−0 | ■ 1.7 | 0,040+0.020 0.0−15 | 0.37±0,02 | 2001 | M.W.Buie | JPL |
| (469372) 2001 QF298 | 39.3 | 34.9 | 22.4 | 5.43±0,07 | 408.2+40.2 −44.9 | ■ 0,7 | 0,071+0.020 0.0−14 | 0.39±0,06 | 2001 | Marc W. Buie | JPL |
| 47171 Lempo | 39.3 | 30.6 | 8.4 | 5.41±0.10 | 393.1+25.2 −26.8 (triple) | 0.1275±0,0006 | 0,079+0.013 0.0−11 | 0±0,03 | 1999 | E. P. Rubenstein, L.-G. Strolger | JPL |
| (307463) 2002 VU130 | 39.3 | 31.2 | 14.0 | 5.47±0.83 | 252.9+33.6 −31.3 | Entendido 0.16 | 0.179+0.202 −0,103 | 2002 | Marc W. Buie | JPL | |
| (84719) 2002 VR128 | 39.3 | 28.9 | 14.0 | 5.58±0.37 | 448,5+42.1 −43.2 | Entendido 1 | 0,052+0.027 0.0−18 | 0.60±0,02 | 2002 | NEAT | JPL |
| (55638) 2002 VE95 | 39.4 | 30.4 | 16.3 | 5.70±0,06 | 249.8+13.5 −13.1 | Entendido 0,15 | 0.149+0.019 0.0−16 | 0.72±0,05 | 2002 | NEAT | JPL |