最も遠い既知の海王星横断天体付近の軌道ダイナミクスの風景

最も遠い既知の海王星横断天体付近の軌道ダイナミクスの風景
2022年8月3日
最も遠い既知の海王星横断天体(近日点距離が38 au以上、半長径が150 au以上)は、過去、外部、または現在に存在するが目に見えない摂動を明らかにする可能性のために興味深い。この可能性を実現するには、既知の惑星が軌道ダイナミクスにどのように影響するかを理解する必要があります。我々は、円平面制限三天体問題の軌道位相空間研究に最近開発されたポアンカレマッピングアプローチを使用し、N 惑星摂動の3次元制限問題の場合に拡張した。このアプローチでは、既知の巨大惑星の摂動の下で、最も遠い23のTNOのダイナミックな風景を探索します。我々は、一般的な期待に反して、これらのTNOのほとんどどれも海王星の共鳴から遠く離れていないことを発見した。これらのTNOのほぼ半数(11個)は、海王星の共鳴において安定したリブレーションと一致する軌道を有する。特に、TNOの軌道148209と474640は、それぞれ海王星の20:1と36:1の共鳴と重なっている。5つの物体は、軌道上の不確実性が大きいにもかかわらず、我々のマッピングアプローチが半長径に加えて角相空間における共鳴境界を決定するため、現在非共鳴と判定することができる。共鳴の影響をあまり受けていない軌道領域にあるのは、Sedna, 2012VP113 と 2015KG163 の 3 つだけです。我々の分析はまた、海王星の共鳴が、現在観測可能な遠隔TNOの近日点分布の経度に控えめな(数%)不均一性を与えることを示している。観測されたクラスタリングを説明するのに十分な大きさではありませんが、近日点経度のこの小さな動的彫刻は、将来のより大きなTNOデータセットに関連する可能性があります。
キーワード: 太陽系外縁天体, 共鳴カイパーベルト天体, 分離天体, 軌道共鳴

図 1. 円形平面制限 3 体問題 (左パネル) およびシミュレーションにおける長半径 vs ψ ポアンカレ マップ
4つの巨大惑星すべてが現在の軌道にあり、テスト粒子が位相空間の領域の傾斜軌道にある（右パネル）
TNO 148209 (2000 CR105) の軌道付近。黒い縦線で結ばれた大きな黒い点は、TNO の最適な適合を示しています。
aの1-σおよび3-σの不確実性とともに軌道（中心円）。 ψ の不確実性は無視できます)。プロットはセミメジャーを示しています
近日点を通過するときのテスト粒子（異なる粒子は異なる色で表示）の軸対ψ。最高のハイライトに
共鳴構造、1000回以上の共鳴サイクルで海王星と共鳴し続ける粒子がプロットされています
最大で最も不透明なポイント。 750 ～ 1000 の共鳴サイクルで移動する粒子は、わずかに小さく、わずかに多くプロットされています。
これらの粒子の経路は、非共鳴に分散する前に一時的に共鳴島の近くに留まるため、透明な点。
位相空間。他の一般的に非共鳴の混沌とした粒子は、小さく、より透明な点で示されます。レゾナント
3 体問題から得られる境界 (a と ψ の変動が最大の解放共鳴テスト粒子) は、次のとおりです。
海王星とのラベル付き平均運動共鳴の両方のパネルに黒い曲線として示されています。単純化された問題キャプチャ
最強の共鳴の幅は非常に良好です。


図 2. 表 1 に示した観測された high-a、high=q TNO と同様の軌道上のテスト粒子のポアンカレ マップ。
各パネルは、テスト粒子の各近日点通過における長半径対 ψ を示しており、q、i、および Ω は、
パネルのタイトル;テスト粒子には、初期 a と ψ の拡張範囲が与えられます。テスト粒子は 4 つすべての影響下で進化します
であり、ψ は λ − λN と定義される。個々のテスト粒子は、それぞれ異なる色でプロットされます。粒子の移動をテストする
少なくとも 1000 共鳴サイクルの N:1、N:2、N:3、N:4、または N:5 共鳴は、最大の最も不透明な点に示されています。その粒子
750 ～ 1000 の共振サイクルの librate は、わずかに小さく、不透明度がわずかに低い点で示されています。短期共鳴粒子、
高次 (N:5 よりも高い) 共鳴粒子、および非共鳴粒子は、最小で最も透明な粒子でプロットされます。
ポイント。各パネルの黒い線と円は、観測されたオブジェクトの最適な軌道 (中央) と 1 および 3 σ の不確実性を示しています。
(JPL ホライズンから取得); a の不確実性が大きい、および/または多数の共鳴にまたがる場合、
1-σ 範囲が示されています (観測されたオブジェクトの ψ の不確実性は非常に小さい)。


図 3. (続き) このページの最初の 6 つのパネルは、最も弱い共鳴から最も強い共鳴まで分類されています。
qの増加と相関します（ただし、長半径の範囲が広いため、厳密にqを増加させるわけではありません）。 2010年の場合は注意してください
GB174 では、オブジェクトの 1σ の不確実性範囲内の N:1、N:2、および N:3 共鳴のみがシミュレートされ、2015 RX245 および
2016 SD106、N:1 および N:2 共振のみがシミュレートされました。 これは、これらの天体がまたがる大きな軌道の不確実性によるものです。
これらの領域の高次共鳴で見られる安定性の低下。 シミュレーション データの代表的なサブセット
これらの数値の基礎となるものは、GitHub (https://github.com/katvolk/TNO-res-maps) で入手できます。


図 4. のクローンの時間平均 ψ 分布
観測された 23 の TNO を表 1 に示します (太い紫色のヒストグラム)
そして、ブラウンと重複するTNOのサブセット
Batygin (2021) TNO サンプル (11 の合計 TNO のうち 9 つ、緑)
ヒストグラム) それぞれをサンプリングしたクローンの 40 Myr 統合から
オブジェクトの軌道適合の不確実性。 各 TNO の現在の観測値
ψ 値は、プロットの上部近くにドットとして表示されます (同様のオブジェクトを区別するために y 位置を任意にシフトします)。
ψ)。 Neptune の場合、ヒストグラムは平坦であると予想されます。
共鳴は、シミュレートされた軌道の進化に大きな影響を与えませんでした。 ～90°付近の特徴
～270°
相互作用するTNOのクローンによるものです
N:1 および N:2 の共鳴振動中心は、これらの値の近くにあります。


5. まとめと結論
23のTNOの動的レジームを調べました
長半径が 150 au を超え、近日点距離が 38 au を超えるもの。これの半分近くサンプル (11 個のオブジェクト) は、a と ψ の値を観測しました。
海王星の安定したライブレーションゾーンと一致しています
外部共鳴。その中でも特筆すべきはTNO は 148209 (2000 CR105) の最適な軌道です。
および 474640 (2004 VN112) は、それぞれ海王星の 20:1 および 36:1 共鳴の安定領域内に収まります。 2つのオブジェクト（セドナと2012 VP113）が続きます
巨大惑星の影響を比較的受けない軌道上にあることで際立っているが、海王星の共鳴はそのような極限でもまだ弱く存在している.
a、qの組み合わせ。 1 つの天体 (2015 KG163) は、弱く束縛された、高 a、高 q 拡散クラスにロングする可能性があります。
その近くに共鳴がないTNOの。 2つまたは3 つのオブジェクト (2015 GT50、2013 SL102、およびおそらく2013 RA109) は中程度から弱めのレジームにある
のカオス境界に一時的に固着する可能性とわずかに一致する ψ
Neptune の N:1 MMR。 5 つのオブジェクトのみ (セドナを除く)
および 2012 VP113) に常駐していると断言できます。
現在重なっていない比較的安定した軌道
強い共鳴の安定した領域（506479、496315、505478、2016 SD106、および 2015 RX245);これ
決定は、すべてのように a ではなく ψ に主に依存しています
5つのオブジェクトが強い共鳴を持つ領域にあります
長半径の不確かさの範囲内。これ
軌道適合の不確実性が大きい場合や、
不確実性自体は十分に決定されていません。 TNO の安全な動的分類のみが可能です
軌道適合の不確実性が十分に理解されている場合。私達
軌道パラメータの不確実性が強く示唆されています
ソーラーのすべての公開データベースですぐに利用できるようにする
システム小体軌道。のフォローアップ観察
離れた TNO の大半は、安全に行う必要があります。
現在の動的状態を決定します。
この TNO のサンプルを使用して、
海王星の共鳴は、しばしば想定されるよりもはるかに遠くまで伸びており、その単純なカットと
q は、オブジェクトが既知の巨大な惑星から動的に分離されているかどうかを判断するために確実に使用することはできません。現在観察されているサンプルの
high-a および high-q TNO は、海王星に対する近日点位置の不均一な分布を維持します (ψ
共鳴相互作用の蔓延によるものです。
近日点経度 ($) の本質的に一様な分布を持つ集団でさえ、非一様性
共鳴相互作用による ψ 分布は、
現在近くにある TNO の $ 値の明らかな偏り
それらの近日点としたがって、検出可能なほど明るい。
このバイアスは、時間ベースラインが
TNO の発見は、海王星の軌道周期に匹敵します。この効果の正確な大きさは
遠方の TNO 集団の全天観測は、a と q のモデルのため、定量化が困難
この母集団の分布は十分に制約されておらず、
数パーセントの非対称性が生じると推定されます
予想される観察された $ 分布で。これは
観察されたはるかに大きなバイアスを説明するのに十分なバイアス
$ の不均一性。これは、ディスカバリー調査における指摘バイアス (Shankman et al.2017a;ネーピア等。 2021;バーナーディネリ等。 2022)、しかし
それは相加効果です。全天調査を行うことでレメダイされないバイアスでもあるため、
将来、はるかに大きなセットを分析する際に心に留めておく遠くのTNOを観察しました。