Rezonant Neptün ötesi cisim sayfasının kaynağını görüntüle

{{Uzak küçük gezegenler bilgi kutusu}}

'''Rezonant Neptün ötesi cisim''', astronomide [[Neptün]] ile [[Yörüngesel rezonans|ortalama hareket]] yörüngesinde rezonans halinde olan bir [[Neptün ötesi cisim]]dir (TNO). Rezonans cisimlerinin [[Yörünge periyodu|yörünge periyotları]] Neptün'ün periyodu ile 1:2, 2:3, vb. gibi basit bir [[tam sayı]] ilişkisi içindedir. Rezonans yapan TNO'lar ya ana [[Kuiper Kuşağı|Kuiper kuşağı]] popülasyonunun ya da daha uzak [[dağınık disk]] popülasyonunun bir parçası olabilir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Neptune's Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations|tarih=November 2005|sayı=5|sayfalar=2392-2414|dergi=[[The Astronomical Journal]]|cilt=130|doi=10.1086/452638|soyadı1=Hahn|ad1=Joseph M.|soyadı2=Malhotra|ad2=Renu|yazarbağı2=Renu Malhotra|arxiv=astro-ph/0507319|bibcode=2005AJ....130.2392H|s2cid=14153557}}</ref>

== Dağılım ==
[[Dosya:KBOs_and_resonances.png|sağ|küçükresim|upright=1.36| Trans-Neptün nesnelerinin dağılımı. Daha güçlü rezonansları işgal eden nesneler kırmızı renktedir.]]
Bu şema bilinen [[Neptün ötesi cisim]]lerin dağılımını göstermektedir. Rezonans gösteren nesneler kırmızı ile işaretlenmiştir. Neptün ile olan yörüngesel rezonanslar dikey çubuklarla belirtilmiştir: 1:1, Neptün'ün yörüngesinin ve [[Neptün Truvalısı (astronomi)|truvalarının]] konumunu; 2:3, [[Plüton|Plüton'un]] ve [[Plütino|plutinoların]] yörüngesini; 1:2, 2:5, vb. ise bir dizi küçük [[Asteroit ailesi|aileyi]] işaret etmektedir. 2:3 veya 3:2 tanımlamalarının her ikisi de TNO'lar için aynı rezonansı ifade eder. TNO'lar tanım gereği Neptün'ünkinden daha uzun süreli periyotlara sahip oldukları için herhangi bir belirsizlik söz konusu değildir. Bu ifadelerin kullanımı araştırmacıya ve araştırma alanına göre değişmektedir.

== Köken ==
{{İçin|Neptün yörüngesinin evriminin detayları|Nice modeli}}
Neptün'ün rezonansları üzerine yapılan ayrıntılı analitik ve sayısal çalışmalar, nesnelerin nispeten kesin bir enerji aralığına sahip olması gerektiğini göstermiştir.<ref name="Malhotra96">{{Akademik dergi kaynağı|url=https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19970021298.pdf|başlık=The Phase Space Structure Near Neptune Resonances in the Kuiper Belt|arşivtarihi=23 Temmuz 2018|arşivurl=https://web.archive.org/web/20180723131740/https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19970021298.pdf|tarih=January 1996|sayfa=504|dergi=[[The Astronomical Journal]]|tür=preprint|ile=the [[NASA|NASA Technical Report Server]]|cilt=111|doi=10.1086/117802|soyadı=Malhotra|ad=Renu|yazarbağı=Renu Malhotra|ölüurl=hayır|arxiv=astro-ph/9509141|bibcode=1996AJ....111..504M|hdl=2060/19970021298|s2cid=41919451}}</ref><ref name="Chiang2002">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=On the Plutinos and Twotinos of the Kuiper Belt|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-12_124_6/page/3430|tarih=December 2002|sayı=6|sayfalar=3430-3444|dergi=[[The Astronomical Journal]]|cilt=124|doi=10.1086/344605|soyadı1=Chiang|ad1=E. I.|soyadı2=Jordan|ad2=A. B.|arxiv=astro-ph/0210440|bibcode=2002AJ....124.3430C|s2cid=13928812}}</ref> Nesnenin [[Yarı büyük ve yarı küçük eksen|yarı büyük ekseni]] bu dar aralıkların dışındaysa, yörünge geniş ölçüde değişen [[Yörünge ögeleri|yörünge unsurlarıyla]] kaotik hale gelir. TNO'lar keşfedildikçe, %10'dan fazlasının rastgele bir dağılımdan uzak olan 2:3 rezonanslarında olduğu bulunmuştur. Günümüzde bu nesnelerin Neptün'ün göçü sırasında oluşan rezonansları süpürülerek daha geniş mesafelerden yakalandığına inanılmaktadır.<ref name="Malhotra95">{{Akademik dergi kaynağı|url=https://archive.org/details/nasa_techdoc_19970005091|başlık=The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune|tarih=July 1995|sayı=1|sayfalar=420-429|dergi=[[The Astronomical Journal]]|ile=the [[Internet Archive]]|cilt=110|doi=10.1086/117532|soyadı=Malhotra|ad=Renu|yazarbağı=Renu Malhotra|arxiv=astro-ph/9504036|bibcode=1995AJ....110..420M|hdl=2060/19970005091|s2cid=10622344}}</ref> İlk TNO'nun keşfinden çok önce, [[dev gezegen]]ler ve küçük parçacıklardan oluşan büyük bir disk arasındaki etkileşimin [[açısal momentum]] transferi yoluyla [[Jüpiter|Jüpiter'i]] içe doğru çekerken, [[Satürn]], [[Uranüs]] ve özellikle de Neptün'ü dışa doğru iteceği öne sürülmüştü. Bu nispeten kısa süre zarfında, Neptün'ün rezonansları uzayı süpürerek başlangıçta değişen güneş merkezli yörüngelerdeki nesneleri rezonansa sokacaktır.<ref name="Mahotra2000">{{Kitap kaynağı|başlık=Protostars and Planets IV|arşivtarihi=11 Ağustos 2017|arşivurl=https://web.archive.org/web/20170811213115/https://www.lpl.arizona.edu/~renu/malhotra_preprints/kbd_ppiv.pdf|bölüm=Dynamics of the Kuiper Belt|bölümurl=https://www.lpl.arizona.edu/~renu/malhotra_preprints/kbd_ppiv.pdf|tarih=May 2000|sayfa=1231|yayıncı=University of Arizona Press|seri=Space Science Series|tür=preprint|ile=the [[Lunar and Planetary Laboratory]]|isbn=978-0816520596|editör-ad=Vincent|editör-soyadı=Mannings|soyadı1=Malhotra|ad1=Renu|soyadı2=Duncan|ad2=Martin J.|soyadı3=Levison|ad3=Harold F.|arxiv=astro-ph/9901155|bibcode=2000prpl.conf.....M|lccn=99050922|yazarbağı=Renu Malhotra|yazarbağı3=Harold F. Levison|editör2-soyadı=Boss|editör2-ad=Alan P.|editör2-bağ=Alan Boss|editör3-soyadı=Russell|editör3-ad=Sara S.|editör3-bağ=Sara Russell|ölüurl=hayır}}</ref>

== Bilinen üyeler ==

=== 1:1 rezonans (Neptün truvalıları, dönem ~164,8 yıl) ===
{{Ana|Neptün Truvalısı (astronomi)}}
Güneş-Neptün [[Lagrange noktası|Lagrange noktaları]] yakınında, Neptün'ünkine benzer yarı büyük eksenli yörüngeler izleyen birkaç nesne keşfedilmiştir. [[Jüpiter truvalıları|Jüpiter Truvalarına]] benzetilerek adlandırılan bu [[Neptün Truvalısı (astronomi)|Neptün Truvaları]], Neptün ile 1:1 rezonans içindedir. Ağustos 2023 itibarıyla 31 nesne bilinmektedir.<ref name="JA">{{Web kaynağı | url = http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnoslist.html |başlık= List of Known Trans-Neptunian Objects (and other outer solar system objects) |tarih= 27 Aralık 2019 | yazar = Johnston's Archive | arşivurl = https://web.archive.org/web/20020313235137/http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnoslist.html | arşivtarihi = 13 Mart 2002}}</ref><ref name=":0">{{Web kaynağı | url = https://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/desclass.html | başlık = Deep Ecliptic Survey Object Classifications | erişimtarihi =23 Ağustos 2023| çalışma = www.boulder.swri.edu | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110701023554/https://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/desclass.html | arşivtarihi = 1 Temmuz 2011}}</ref> Sadece 5 nesne Neptün'ün L<sub>5</sub> Lagrange noktasına yakındır ve bunlardan birinin kimliği kesin değildir; diğerleri Neptün'ün L<sub>4</sub> bölgesinde yer almaktadır.<ref name=":0" /><ref>{{Web kaynağı | url = https://minorplanetcenter.net//iau/lists/NeptuneTrojans.html | başlık = List Of Neptune Trojans | erişimtarihi =23 Ağustos 2023| çalışma = minorplanetcenter.net | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110118052553/https://minorplanetcenter.net//iau/lists/NeptuneTrojans.html | arşivtarihi = 18 Ocak 2011}}</ref> Buna ek olarak, {{mpl|(316179) 2010 EN|65}} "sıçrayan Truva" olarak adlandırılmaktadır ve şu anda L<sub>3</sub> bölgesi üzerinden L<sub>4</sub> civarında [[librasyon]]dan L<sub>5</sub> civarında librasyona geçiş yapmaktadır.<ref name="Marcos-2012">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Four temporary Neptune co-orbitals: (148975) 2001 XA255, (310071) 2010 KR59, (316179) 2010 EN65, and 2012 GX17|tarih=November 2012|sayfa=7|dergi=Astronomy and Astrophysics|cilt=547|doi=10.1051/0004-6361/201220377|ad1=C.|soyadı1=de la Fuente Marcos|ad2=R.|soyadı2=de la Fuente Marcos|bibcode=2012A&A...547L...2D|arxiv=1210.3466|s2cid=118622987}} [http://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2012/11/aa20377-12/F1.html (rotating frame)] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20220627002115/https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2012/11/aa20377-12/F1.html |tarih=27 Haziran 2022 }}</ref>

; Gezegenin önünde seyreden truvalılar L<sub>4</sub>
:

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|385571 Otrera}}
* {{mpl|385695 Clete}}
* {{mpl|(527604) 2007 VL|305}}
* {{mpl|(530930) 2011 WG|157}}
* {{mpl|2001 QR|322}}
* {{mpl|2005 TN|53}}
* {{mpl|2006 RJ|103}}
* {{mpl|2010 TS|191}}
* {{mpl|2010 TT|191}}
* {{mpl|2012 UV|177}}
* {{mpl|2013 RL|124}}
* {{mpl|2013 TZ|187}}
* {{mpl|2013 VX|30}}
* {{mpl|2014 QO|441}}
* {{mpl|2014 QP|441}}
* {{mpl|2014 RO|74}}
* {{mpl|2014 SC|374}}
* {{mpl|2014 UU|240}}
* {{mpl|2015 RW|277}}
* {{mpl|2015 VV|165}}
* {{mpl|2015 VW|165}}
* {{mpl|2015 VX|165}}
{{Div sütunu-son}}

Gezegeni ardından izleyen truvalılar L<sub>5</sub>

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|(530664) 2011 SO|277}}
* {{mpl|2008 LC|18}}
* {{mpl|2011 HM|102}}
* {{mpl|2012 UD|185}}
* {{mpl|2013 KY|18}} ''?''
{{Div sütunu-son}}

=== 2:3 rezonans ("plütinolar", dönem ~247,94 yıl) ===
{{Ana|Plutino}}
[[Dosya:OrcusandPlutoRotatingFrame.gif|sağ|küçükresim|upright=1.14| [[90482 Orcus|Orcus]] ve [[Plüton|Plüton'un]], [[Neptün|Neptün'ün]] [[yörünge periyodu]]na eşit bir periyoda sahip dönen bir çerçevede hareketleri (Neptün'ü sabit tutarak)]]
[[Dosya:ThePlutinos_Size_Albedo_Color2.svg|sağ|küçükresim|upright=1.36| Plüton ve uyduları (üstte) boyut, [[Yansıtabilirlik|albedo]] ve [[Renk ölçeği|renk]] bakımından [[90482 Orcus|Orcus]] ve [[28978 İksion|Ixion'la]] karşılaştırıldı.]]
39,4 AU'daki 2:3 rezonans, rezonans nesneleri arasında açık ara en baskın kategoridir. Ağustos 2023 itibarıyla, 423 cisim içermektedir.<ref name="JA" /> Bu plütinoların 338'inin yörüngeleri [[Derin Ekliptik Araştırma|Deep Ecliptic Survey]] tarafından yürütülen simülasyonlarda onaylanmıştır.<ref name=":0" /> Bu rezonansta yörüngeleri takip eden cisimler, keşfedilen ilk cisim olan Plüton'dan sonra plütoin olarak adlandırılır. Büyük, numaralandırılmış plütoinler şunlardır:

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|134340 Pluto}}
* {{mpl|90482 Orcus}}
* {{mpl|(208996) 2003 AZ|84}}
* {{mpl|(455502) 2003 UZ|413}}
* {{mpl|(84922) 2003 VS|2}}
* {{mpl|28978 Ixion}}
* {{mpl|(84719) 2002 VR|128}}
* {{mpl|(469372) 2001 QF|298}}
* {{mpl|38628 Huya}}
* {{mpl|(33340) 1998 VG|44}}
* {{mpl|(15789) 1993 SC|}}
* {{mpl|(444745) 2007 JF|43}}
* {{mpl|(469421) 2001 XD|255}}
* {{mpl|(120216) 2004 EW|95}}
* {{mpl|47171 Lempo}}
* {{mpl|(504555) 2008 SO|266}}
* {{mpl|(307463) 2002 VU|130}}
* {{mpl|(55638) 2002 VE|95}}
* {{mpl|(450265) 2003 WU|172}}
* {{mpl|(469987) 2006 HJ|123}}
* {{mpl|(508823) 2001 RX|143}}
* {{mpl|(469704) 2005 EZ|296}}
{{Div sütunu-son}}

=== 3:5 rezonans (periyot ~275 yıl) ===
Şubat 2020 itibarıyla 47 nesnenin Neptün ile 3:5 yörünge rezonansında olduğu doğrulanmıştır. Numaralandırılmış nesneler arasında şunlar vardır:

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|(15809) 1994 JS}}
* {{mpl|(149349) 2002 VA|131}}
* {{mpl|(434709) 2006 CJ|69}}
* {{mpl|(469420) 2001 XP|254}}
* {{mpl|(469584) 2003 YW|179}}
* {{mpl|(470523) 2008 CS|190}}
* {{mpl|(503883) 2001 QF|331}}
* {{mpl|(523677) 2013 UF|15}}
* {{mpl|(523688) 2014 DK|143}}
* {{mpl|(523731) 2014 OK|394}}
* {{mpl|(523743) 2014 TA|86}}
* {{mpl|(530839) 2011 UK|411}}
* {{mpl|(531683) 2012 UC|178}}
* {{mpl|(534074) 2014 QZ|441}}
* {{mpl|(534314) 2014 SJ|349}}
{{Div sütunu-son}}

=== 4:7 rezonans (periyot ~290 yıl) ===
Bir başka nesne popülasyonu da 43,7 AU'da ([[Klâsik Kuiper Kuşağı cismi|klasik nesnelerin]] ortasında) [[Güneş]]'in yörüngesinde dönmektedir. Nesneler oldukça küçüktür (iki istisna dışında, [[Mutlak parlaklık|H]]>6) ve çoğu [[Tutulum|ekliptiğe]] yakın yörüngeleri takip eder.<ref name=":0" /> Ağustos 2023 itibarıyla, 60 4:7 rezonanslı nesnenin yörüngeleri Derin Ekliptik Araştırması tarafından onaylanmıştır.<ref name="JA" /><ref name=":0" /> İyi belirlenmiş yörüngelere sahip nesneler şunları içerir:<ref name=":0" />

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|(119956) 2002 PA|149}}
* {{mpl|(119066) 2001 KJ|76}}
* {{mpl|(135024) 2001 KO|76}}
* {{mpl|(119070) 2001 KP|77}}
* {{mpl|(181871) 1999 CO|153}}
* {{mpl|(118378) 1999 HT|11}}
* {{mpl|(118698) 2000 OY|51}}
* [[385446 Manwë]]
* {{mpl|(385527) 2004 OK|14}}
* {{mpl|(500828) 2013 GR|136}}
* {{mpl|(523742) 2014 TZ|85}}
{{Div sütunu-son}}

=== 1:2 rezonans ("twotinolar", periyot ~330 yıl) ===
47,8 [[Astronomik birim|AU]]'daki bu rezonans genellikle [[Kuiper Kuşağı|Kuiper kuşağının]] dış kenarı olarak kabul edilir ve bu rezonanstaki nesneler bazen twotino olarak da adlandırılır. Twotinolar 15 dereceden daha az eğime ve genellikle 0,1 ile 0,3 arasında orta derecede dış merkezliliğe sahiptir.<ref name="Malhotra2008">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Chaotic Diffusion of Resonant Kuiper Belt Objects|sayı=3|sayfalar=827-837|dergi=The Astronomical Journal|yıl=2009|cilt=194|doi=10.1088/0004-6256/138/3/827|yazar1=M. Tiscareno|yazar2=R. Malhotra|arxiv=0807.2835|bibcode=2009AJ....138..827T|s2cid=1764121}}</ref> Bilinmeyen sayıda 2:1 rezonans cismi muhtemelen Neptün'ün göçü sırasında oluşan titreşim tarafından süpürülen bir gezegenimsi diskten kaynaklanmamış, zaten dağılmış durumdayken yakalanmıştır.<ref name="LykDyn">{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.researchgate.net/publication/223445604|başlık=Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation|tarih=July 2007|sayı=1|sayfalar=213-232|dergi=Icarus|cilt=189|doi=10.1016/j.icarus.2007.01.001|yazar1=Lykawka, Patryk Sofia|yazar2=Mukai, Tadashi|name-list-style=amp|bibcode=2007Icar..189..213L}}</ref>

Bu rezonansta plutinolardan çok daha az nesne vardır. Johnston Arşivi 99 sayarken, Deep Ecliptic Survey tarafından yapılan simülasyonlar Ağustos 2023 itibarıyla 112'sini teyit etmiştir.<ref name="JA" /><ref name=":0" /> Uzun vadeli yörünge entegrasyonu, 1:2 rezonansının 2:3 rezonansından daha az kararlı olduğunu göstermektedir; 1:2 rezonansındaki nesnelerin sadece %15'inin, plütinonların %28'ine kıyasla 4 milyar yıl hayatta kaldığı bulunmuştur.<ref name="Malhotra2008" /> Sonuç olarak, twotinolar başlangıçta plütinonlar kadar çok sayıda olabilir, ancak popülasyonları o zamandan beri plütinonlarınkinin önemli ölçüde altına düşmüştür.<ref name="Malhotra2008" />

Tutarlı yörüngelere sahip nesneler ([[Mutlak parlaklık|mutlak büyüklük]] sırasına göre) şunları içerir:<ref name="JA"/>

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|(119979) 2002 WC|19}}
* {{mpl|(308379) 2005 RS|43}}
* {{mpl|(312645) 2010 EP|65}}
* {{mpl|(26308) 1998 SM|165}}
* {{mpl|(469505) 2003 FE|128}}
* {{mpl|(495189) 2012 VR|113}}
* {{mpl|(137295) 1999 RB|216}}
* {{mpl|(500880) 2013 JJ|64}}
* {{mpl|(20161) 1996 TR|66}}
* {{mpl|(470083) 2006 SG|369}}
* {{mpl|(130391) 2000 JG|81}}
* {{mpl|(500877) 2013 JE|64}}
{{Div sütunu-son}}

=== 2:5 rezonans (periyot ~410 yıl) ===
Ağustos 2023 itibarıyla 77 adet onaylanmış 2:5 rezonanslı nesne bulunmaktadır <ref name="JA"/>

55,4 AU'da yer alan tutarlı yörüngelere sahip nesneler&nbsp;şunları içerir:

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|(495603) 2015 AM|281}}
* {{mpl|(26375) 1999 DE|9}}
* {{mpl|(143707) 2003 UY|117}}
* {{mpl|(471172) 2010 JC|80}}
* {{mpl|(471151) 2010 FD|49}}
* [[472235 Zhulong]]
* {{mpl|(119068) 2001 KC|77}}
* {{mpl|(60621) 2000 FE|8}}
* {{mpl|(38084) 1999 HB|12}}
* {{mpl|(135571) 2002 GG|32}}
* {{mpl|(69988) 1998 WA|31}}
* {{mpl|(84522) 2002 TC|302}}, cüce gezegen adayı{{Div sütunu-son}}

=== 1:3 rezonans (periyot ~500 yıl) ===
Johnston's Archive Ağustos 2023 itibarıyla 22 adet 1:3 rezonanslı nesne saymaktadır.<ref name="JA" /> Derin Ekliptik Araştırması'na göre bunlardan 12'si tutarlıdır:<ref name=":0" />

{{Div sütunu|colwidth=12em}}
* {{mpl|(136120) 2003 LG|7}}
* {{mpl|(385607) 2005 EO|297}}
* {{mpl|2004 VU|130}}
* {{mpl|2006 QJ|181}}
* {{mpl|2006 SF|369}}
* {{mpl|2011 US|411}}
* {{mpl|2014 FX|71}}
* {{mpl|2015 BZ|517}}?
* {{mpl|2015 GA|55}}
* {{mpl|2015 KY|173}}
* {{mpl|2015 RA|278}}
* {{mpl|2015 RZ|277}}?
* {{mpl|2015 VM|166}}
* {{mpl|2015 VN|166}}
{{Div sütunu-son}}

=== Diğer rezonanslar ===
[[Dosya:2015RR245_resonance.gif|sağ|küçükresim|upright=1.36|{{Mp|(523794) 2015 RR|245}} yörüngesi [[Neptün]] ile 2:9 rezonansta serbestleşiyor]]
Ağustos 2023 itibarıyla, sınırlı sayıda nesne için aşağıdaki yüksek dereceli rezonanslar onaylanmıştır:<ref name=":0" />
{| class="wikitable sortable"
!Oran
!Yarı büyük eksen
AU
!Yörünge periyodu
(yıl)
!Sayı
!Örnek cisim
|-
|'''4:5'''
|35
|~205
|15&nbsp;
|{{mpl|(432949) 2012 HH|2}}, {{mpl|(127871) 2003 FC|128}}, {{mpl|(308460) 2005 SC|278}}, {{mpl|(79969) 1999 CP|133}}, {{mpl|(427581) 2003 QB|92}}, {{mpl|(131697) 2001 XH|255}}
|-
|'''3:4'''
|36.5
|~220
|48&nbsp;
|{{mpl|(143685) 2003 SS|317}}, {{mpl|15836|1995 DA|2}}
|-
|'''5:8'''
|41.1
|~264
|3
|{{mpl|(533398) 2014 GA|54}}
|-
|'''7:12'''
|43.1
|~283
|1&nbsp;
|{{mpl|2015 RP|278}}
|-
|'''5:9'''
|44.5
|~295
|10
|{{mpl|(437915) 2002 GD|32}}
|-
|'''6:11'''
|45
|~303
|4&nbsp;
|{{mpl|(523725) 2014 MC|70}}  ve {{mpl|(505477) 2013 UM|15}}. {{mpl|(182294) 2001 KU|76}} de olası.
|-
|'''5:11'''
|51
|~363
|1&nbsp;
|{{mpl|2013 RM|109}}
|-
|'''4:9'''
|52
|~370
|3&nbsp;
|{{mpl|42301|2001 UR|163}}, {{mpl|(182397) 2001 QW|297}}
|-
|'''3:7'''
|53
|~385
|16
|{{mpl|(495297) 2013 TJ|159}}, {{mpl|(181867) 1999 CV|118}}, {{mpl|(131696) 2001 XT|254}}, {{mpl|(95625) 2002 GX|32}}, {{mpl|(183964) 2004 DJ|71}}, {{mpl|(500882) 2013 JN|64}}
|-
|'''5:12'''
|54
|~395
|5
|{{mpl|79978|1999 CC|158}}, {{mpl|(119878) 2002 CY|224}}
|-
|'''3:8'''
|57
|~440
|4&nbsp;
|{{mpl|82075|2000 YW|134}}, {{mpl|(542258) 2013 AP|183}}, {{mpl|2014 UE|228}}
|-
|'''4:13'''
|66
|~537
|2
|{{mpl|2009 DJ|143}} {{Mpl|2015 RS|281}}
|-
|'''3:10'''
|67
|~549
|3&nbsp;
|[[225088 Gonggong]]
|-
|'''2:7'''
|70
|~580
|15
|[[471143 Dziewanna]], {{mpl|(160148) 2001 KV|76}}
|-
|'''3:11'''
|72
|~606
|4&nbsp;
|{{mpl|2014 UV|224}}, {{mpl|2013 AR|183}}
|-
|'''1:4'''
|76
|~660
|7&nbsp;
|{{mpl|2003 LA|7}}, {{mp|2011 UP|411}}
|-
|'''5:21'''
|78
|~706
|1&nbsp;
|{{mpl|(574372) 2010 JO|179}}<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aaadb3|başlık=A Dwarf Planet Class Object in the 21:5 Resonance with Neptune|dergi=The Astrophysical Journal Letters|cilt=855|doi=10.3847/2041-8213/aaadb3|yazar1=Matthew J. Holman|yazar2=Matthew J. Payne|yazar3=Wesley Fraser|yazar4=Pedro Lacerda|yazar5=Michele T. Bannister|yazar6=Michael Lackner|yazar7=Ying-Tung Chen|yazar8=Hsing Wen Lin|yazar9=Kenneth W. Smith|yazar10=Rosita Kokotanekova|yazar11=David Young|yazar12=K. Chambers|yazar13=S. Chastel|yazar14=L. Denneau|yazar15=A. Fitzsimmons|yazar16=H. Flewelling|yazar17=Tommy Grav|yazar18=M. Huber|yazar19=Nick Induni|yazar20=Rolf-Peter Kudritzki|yazar21=Alex Krolewski|yazar22=R. Jedicke|yazar23=N. Kaiser|yazar24=E. Lilly|yazar25=E. Magnier|yazar26=Zachary Mark|yazar27=K. J. Meech|yazar28=M. Micheli|yazar29=Daniel Murray|yazar30=Alex Parker|yazar31=Pavlos Protopapas|yazar32=Darin Ragozzine|yazar33=Peter Veres|yazar34=R. Wainscoat|yazar35=C. Waters|yazar36=R. Weryk|yer=L6 1 March 2018|doi-access=ücretsiz|erişim-tarihi=23 Ağustos 2023|arşivurl=https://web.archive.org/web/20230514013345/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aaadb3|arşivtarihi=14 Mayıs 2023|ölüurl=hayır}}</ref>
|-
|'''2:9'''
|80
|~730
|3&nbsp;
|{{mpl|(523794) 2015 RR|245}}, {{mpl|2003 UA|414}}
|-
|'''1:5'''
|88
|~825
|4&nbsp;
|{{mpl|2007 FN|51}}, {{mpl|2011 BP|170}}
|-
|'''2:11'''
|94
|~909
|4&nbsp;
|{{mpl|2005 RP|43}}, {{mpl|2011 HO|60}}
|-
|'''1:6'''
|99
|~1000
|4&nbsp;
|{{mpl|(528381) 2008 ST|291}}, {{mpl|2011 WJ|157}}
|-
|'''1:9'''
|129
|~1500
|2&nbsp;
|{{mpl|2007 TC|434}}, {{mpl|2015 KE|172}}
|}

=== Haumea ===
{{çoklu resim|direction=vertical|align=right|total_width=300|image1=Haumea.GIF|caption1=Haumea'nın nominal yörüngesinin Neptün sabitken dönen bir çerçevede titreşmesi (titreşmeyen bir örnek için bkz. 2 Pallas)|image2=Haumea resonant angle.png|caption2=Haumea'nın zayıf librasyon açısı <small><math>\phi</math></small> Neptün ile 7:12 resonans içindedir. <small><math>\phi = \rm 12\cdot\lambda - \rm 7\cdot\lambda_{\rm N} - \rm 5\cdot\varpi - \rm 1\cdot\Omega</math></small> önümüzdeki 5 milyon yıl boyunca.}}

[[Haumea]]'nın Neptün ile aralıklı 7:12 yörünge rezonansında olduğu düşünülmektedir.<ref name="candidate">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL<sub>61</sub>|yazarlar=D. Ragozzine|tarih=4 Eylül 2007|sayı=6|sayfalar=2160-2167|çalışma=The Astronomical Journal|cilt=134|doi=10.1086/522334|yazar3=M. E. Brown|arxiv=0709.0328}}</ref> [[Yörünge düğümü|Yükselen düğümü]] <math>\Omega</math> yaklaşık 4,6 milyon yıllık bir döngü süresi vermekte ve rezonansı her bir devinim döngüsünde iki kez veya her 2,3 milyon yılda bir bozularak yalnızca yüz bin yıl kadar sonra tekrar eski haline dönmektedir.<ref name="Buie">{{Web kaynağı|url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/136108.html|başlık=Orbit Fit and Astrometric record for 136108|erişimtarihi=2 Ekim 2008|arşivtarihi=18 Mayıs 2011|arşivurl=https://web.archive.org/web/20110518005546/http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/136108.html|tarih=25 Haziran 2008|yayıncı=Southwest Research Institute (Space Science Department)|yazar=Marc W. Buie}}</ref> [[Marc Buie]] bunu rezonant olmayan olarak nitelendirmektedir.<ref>{{Web kaynağı | url = https://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/136108.html | başlık = Orbit and Astrometry for 136108 | erişimtarihi =14 Temmuz 2020| çalışma = www.boulder.swri.edu | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110518005546/https://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/136108.html | arşivtarihi = 18 Mayıs 2011}}</ref>{{Temiz|left}}

== Raslantısal ve gerçek rezonanslar ==
Bu konudaki endişelerden biri, zayıf rezonansların var olabileceği ve bu uzak nesnelerin yörüngelerindeki mevcut hassaslık eksikliği nedeniyle bunu kanıtlamanın zor olacağıdır. Birçok cismin yörünge periyodu 300 yıldan fazladır ve çoğu sadece birkaç yıllık nispeten kısa bir gözlem yayında gözlemlenmiştir. Büyük uzaklıkları ve arka plan yıldızlarına karşı yavaş hareketleri nedeniyle, bu uzak yörüngelerin çoğunun bir rezonansın gerçek mi yoksa sadece tesadüfi mi olduğunu güvenle doğrulamak için yeterince iyi belirlenmesi onlarca yıl alabilir. Gerçek bir rezonans düzgün bir şekilde salınırken, tesadüfi bir yakın rezonans dolanacaktır.

Emel'yanenko ve Kiseleva tarafından 2007 yılında yapılan simülasyonlar, {{mpl|(131696) 2001 XT|254}}'ün Neptün ile 3:7 rezonans içinde titreştiğini göstermektedir.<ref name="Emel2008">{{Akademik dergi kaynağı|başlık=Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits|sayı=4|sayfalar=271-279|dergi=Astronomy Letters|yıl=2008|cilt=34|doi=10.1134/S1063773708040075|soyadı=Emel'yanenko|ad=V. V|yazar2=Kiseleva, E. L.|bibcode=2008AstL...34..271E|s2cid=122634598}}</ref> Bu titreşim 100 milyon yıldan milyarlarca yıla kadar kararlı olabilir.<ref name="Emel2008" />
[[Dosya:2001XT254_Resonance.jpg|yok|küçükresim|upright=1.82| 2001 XT <sub>254'ün</sub> yörünge periyodu, Neptün'ün 3:7 (2,333) rezonansı civarındadır.]]
Emel'yanenko ve Kiseleva ayrıca {{mpl|(48639) 1995 TL|8}}'in Neptün ile 3:7 rezonansında olma olasılığının %1'den az olduğunu, ancak bu rezonansın yakınında sirkülasyonlar gerçekleştirdiğini göstermektedir.<ref name="Emel2008" />
[[Dosya:1995TL8_Orbital_Period.jpg|yok|küçükresim|upright=1.82| {{Mpl|1995 TL|8}} Neptün'ün 3:7 (2.333) rezonansını kaçırıyor.]]

== Resmi bir tanıma doğru ==
TNO sınıflarının evrensel olarak kabul edilmiş kesin tanımları yoktur, sınırlar genellikle belirsizdir ve rezonans kavramı tam olarak tanımlanmamıştır. Derin Ekliptik Araştırması, dört dev gezegenden gelen birleşik pertürbasyonlar altındaki yörüngelerin uzun vadeli ileri entegrasyonuna dayanan resmi olarak tanımlanmış dinamik sınıfları tanıtmıştır.

Genel olarak, ortalama hareket rezonansı yalnızca formdaki yörünge periyotlarını içermeyebilir:

: <math> \rm p\cdot\lambda - \rm q\cdot\lambda_{\rm N} </math>

Burada p ve q küçük tam sayılardır, λ ve λN sırasıyla cismin ve Neptün'ün [[ortalama boylam]]larıdır, ancak [[Enberi|enberi boylamını]] ve [[Yörünge düğümü|düğümlerin]] boylamlarını da içerebilir.

Bazı küçük tam sayılar (p,q,n,m,r,s) için aşağıda tanımlanan argüman (açı) [[librasyon]] yapıyorsa (yani sınırlıysa) bir nesne rezonanstır:<ref name="DES_Elliot2006">J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech ''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''' (2006), pp. [http://alpaca.as.arizona.edu/~trilling/des2.pdf preprint] {{webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20060823112517/http://alpaca.as.arizona.edu/~trilling/des2.pdf|tarih=23 Ağustos 2006}}</ref>

: <math> \phi = \rm p\cdot\lambda - \rm q\cdot\lambda_{\rm N} - \rm m\cdot\varpi - \rm n\cdot\Omega - \rm r\cdot\varpi_{\rm N} -\rm s\cdot\Omega_{\rm N}</math>

Burada <math>\varpi</math>, [[Enberi|enberi boylamları]] ve <math>\Omega</math>, Neptün ("N" alt simgesiyle) ve rezonans nesnesi (alt simgesiz) için [[Yörünge düğümü|yükselen düğümlerin]] boylamlarıdır.

Librasyon terimi burada açının belirli bir değer etrafında periyodik salınımını ifade eder ve açının 0 ila 360° arasında tüm değerleri alabildiği sirkülasyonun tersidir. Örneğin, Plüton örneğinde, rezonans açısı <math>\phi</math>, yaklaşık 86,6° derecelik bir genlikle 180° civarında salınır, yani açı periyodik olarak 93,4° ila 266,6° arasında değişir.<ref>{{Kaynak|url=https://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/134340.html|başlık=Orbit Fit and Astrometric record for 134340|arşivtarihi=11 Kasım 2019|arşivurl=https://web.archive.org/web/20191111230750/https://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/134340.html|tarih=12 Kasım 2019|yazar=Mark Buie|ölüurl=hayır}}</ref>

Derin Ekliptik Araştırması sırasında keşfedilen tüm yeni plütinoların Plüton'un ortalama hareket rezonansına benzer türde olduğu kanıtlanmıştır.

: <math> \phi = \rm 3\cdot\lambda - \rm 2\cdot\lambda_{\rm N} - \varpi </math>

Daha genel olarak, bu 2:3 rezonansı, kararlı yörüngelere yol açtığı kanıtlanmış p:(p+1) rezonanslarına (örneğin 1:2, 2:3, 3:4) bir örnektir.<ref name="Malhotra95" /> Rezonans açıları şöyledir:

: <math> \phi = \rm p\cdot\lambda - \rm q\cdot\lambda_{\rm N} - (\rm p-\rm q)\cdot\varpi </math>

Bu halde rezonans açısının önemi <math>\phi\,</math> nesne günberi noktasında olduğunda, yani <math>\lambda = \varpi </math> iken,

: <math>\phi = q\cdot ( \varpi - \lambda_{\rm N})</math>

burada <math>\phi\,</math> nesnenin günberi noktasının Neptün'den uzaklığının bir ölçüsünü göstermektedir.<ref name="Malhotra95"/> Nesne, günberi noktasını Neptün'den uzak kalarak kendini tedirginlikten korumaktadır. <math>\phi\,</math> 0°'den uzak bir açı etrafında ise serbest kalır.

== Sınıflandırma yöntemleri ==
Yörünge elemanları sınırlı bir hassasiyetle bilindiğinden, belirsizlikler [[Yanlış pozitif ve yanlış negatif|yanlış pozitif sonuçlara]] yol açabilir (yani olmayan bir yörüngenin rezonans olarak sınıflandırılması). Yeni bir yaklaşım<ref name="ArizonaBook_Gladman2007">{{Kitap kaynağı|başlık=Nomenclature in the Outer Solar System|url=https://archive.org/details/solarsystembeyon0000unse|dergi=The Solar System Beyond Neptune|yıl=2008|isbn=9780816527557|yazar1=B. Gladman|yazar2=B. Marsden|yazar3=C. VanLaerhoven|bibcode=2008ssbn.book...43G}}</ref> yalnızca mevcut [[Eğri uydurma|en uygun yörüngeyi]] değil, aynı zamanda gözlemsel verilerin belirsizliklerine karşılık gelen iki ek yörüngeyi de dikkate almaktadır. Basit bir ifadeyle, [[algoritma]], gözlemlerdeki hataların bir sonucu olarak gerçek yörüngesinin en uygun yörüngeden farklı olması durumunda nesnenin hala rezonans olarak sınıflandırılıp sınıflandırılmayacağını belirler. Üç yörünge 10 milyon yıllık bir süre boyunca sayısal olarak bütünleştirilir. Eğer üç yörünge de rezonansta kalırsa (yani rezonansın argümanı librasyon yapıyorsa), rezonans nesnesi olarak sınıflandırma güvenli kabul edilir.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> Eğer üç yörüngeden sadece ikisi librasyon yapıyorsa, nesne muhtemelen rezonansta olarak sınıflandırılır. Son olarak, yalnızca bir yörünge testi geçerse, verileri iyileştirmek için daha fazla gözlem yapılmasını teşvik etmek üzere rezonansın yakınlığı not edilir.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> Algoritmada kullanılan yarı büyük eksenin iki uç değeri, verilerin en fazla 3 [[standart sapma]]lık belirsizliklerine karşılık gelecek şekilde belirlenmiştir. Bu yarı eksen değerleri aralığı, bir dizi varsayımla, gerçek yörüngenin bu aralığın dışında olma olasılığını %0,3'ten daha aza indirmelidir. Yöntem, en az 3 karşıtlığı kapsayan gözlemlere sahip nesnelere uygulanabilir.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" />

== Kaynakça ==
{{Kaynakça}}

== Konuyla ilgili yayınlar ==

* {{Kitap kaynağı|başlık=The First Decadal Review of the Edgeworth-Kuiper Belt|tarih=3 Ağustos 2004|editörler=John K. Davies; Luis H. Barrera|yayıncı=Springer|isbn=1-4020-1781-2|editör-ilk=|editör3=}}
* {{Akademik dergi kaynağı|başlık=Resonant and Secular Families of the Kuiper Belt|yazarlar=E. I. Chiang|tarih=June 2003|sayı=1&ndash;4|sayfalar=49-62|çalışma=Earth, Moon, and Planets|yayıncı=Springer Netherlands|cilt=92|doi=10.1023/B:MOON.0000031924.20073.d0|yazar3=J. R. Lovering|yazar4=R. L. Millis|name-list-style=amp|arxiv=astro-ph/0309250}}
* {{Akademik dergi kaynağı|başlık=Resonance occupation in the Kuiper Belt: case examples of the 5:2 and trojan resonances|yazarlar=E. I. Chiang|tarih=21 Ocak 2003|sayı=1|sayfalar=430-443|çalışma=[[The Astronomical Journal]]|cilt=126|doi=10.1086/375207|yazar3=A. B. Jordan|yazar4=R. L. Millis|name-list-style=amp|arxiv=astro-ph/0301458}}
* {{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.lpl.arizona.edu/faculty/malhotra_preprints/04-TPF_Darwin.pdf|başlık=The Kuiper Belt as a Debris Disk|arşivtarihi=22 Ekim 2005|arşivurl=https://web.archive.org/web/20051022100900/http://www.lpl.arizona.edu/faculty/malhotra_preprints/04-TPF_Darwin.pdf|yazarlar=Renu Malhotra}} ([https://web.archive.org/web/20070313104546/http://www.lpl.arizona.edu/faculty/malhotra_preprints/ISP_Nov04.html as HTML])
{{Güneş Sistemi}}

{{Neptün ötesi cisimler dolaşım şablonu}}

[[Kategori:Rezonant trans Neptün ötesi cisim]]
[[Kategori:Neptün ötesi bölge]]