Düzensiz uydu
Astronomide düzensiz uydu veya düzensiz doğal uydu, uzak, eğik ve genellikle dış merkezli, ters yön yörünge izleyen bir doğal uydudur. Bunlar, oluşumunu yörüngelerinde gerçekleştiren düzenli uydulardan farklı olarak ana gezegenleri tarafından yakalanmışlardır. Düzensiz uydular, genellikle benzer şekilde düzensiz yörüngelere sahip olan fakat sonunda uzaklaşarak ayrılacak olan geçici uyduların aksine sabit bir yörüngeye sahiptir. Terim, şekle atıfta bulunmaz; örneğin Triton yuvarlak bir uydudur, fakat yörüngesi nedeniyle düzensiz olarak kabul edilir.
Mayıs 2023 itibarıyla, dört dış gezegenin (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) etrafındaki yörüngede dönen 224 düzensiz uydu bilinmektedir. Her bir gezegenin en büyükleri; Jüpiter'in Himalia'sı, Satürn'ün Phoebe'si, Uranüs'ün Sycorax'ı ve Neptün'ün Triton'udur. Şu anda, düzensiz uyduların ana gezegenlerinin oluşumundan kısa bir süre sonra mevcut konumlarına yakın güneş merkezli yörüngelerden yakalandıkları düşünülmektedir. Kuiper kuşağının daha uzağında ortaya çıktıklarına dair alternatif bir teori ise mevcut gözlemler tarafından desteklenmez.
Tanım
[değiştir | kaynağı değiştir]| Gezegen | Hill yarıçapı rH (106 km)[1] |
rH (°)[1] | Bilinen sayı | Bilinen en uzak uydu (106 km) |
|---|---|---|---|---|
| Jüpiter | 51 | 4,7 | 87 | 24,2 (0,47rH) |
| Satürn | 69 | 3,0 | 122 | 26,4 (0,38rH) |
| Uranüs | 73 | 1,5 | 9 | 20,4 (0,28rH) |
| Neptün | 116 | 1,5 | 7 (Triton dahil) | 50,0 (0,43rH) |
Düzensiz uyduya dair yaygın kabul görmüş kesin bir tanım bulunmamaktadır. Gayri resmi bir tanım olarak uydular, yörünge düzlemi devinimleri büyük ölçüde Güneş, diğer gezegenler veya diğer uydular tarafından kontrol ediliyor ve gezegeninden yeterince uzaktaysa düzensiz olarak kabul edilir.[2]
Uygulamada uydunun yarı büyük ekseni, gezegenin Hill küresinin (yani kütleçekim etki alanı küresi) yarıçapı ile karşılaştırılır, . Düzensiz uyduların yarı büyük eksenleri 0,05 'den büyüktür ve enöte noktaları 0,65 'ye kadar uzanır.[1] Hill küresinin yarıçapı yandaki tabloda verilmiştir.
Dünya'nın uydusu Ay bir istisna gibi görünmektedir. Devinimi çoğu zaman Güneş tarafından kontrol edilmesine ve yarı büyük ekseni Dünya'nın Hill küresi yarıçapının 0,05'inden büyük olmasına rağmen genellikle düzensiz bir uydu olarak listelenmez. Öte yandan, muhtemelen yakalanmış bir cisim olan Neptün'ün uydusu Triton, Neptün'ün Hill küresi yarıçapının 0,05'i içinde olmasına rağmen genellikle düzensiz olarak listelenir. Neptün'ün Nereid'i ve Satürn'ün İapetus'u, ana gezegenlerinin Hill küreleri yarıçapının 0,05'ine yakın yarı büyük eksenlere sahiptir. Nereid (çok dış merkezli bir yörüngeye sahip) genellikle düzensiz olarak listelenir, fakat İapetus listelenmez.
Yörüngeler
[değiştir | kaynağı değiştir]Güncel Dağılım
[değiştir | kaynağı değiştir] | Bu madde veya sayfa başka bir dilden kötü bir biçimde tercüme edilmiştir. Sayfa makine çevirisi veya dilde yetkinliği bulunmayan bir çevirmen tarafından oluşturulmuş olabilir. (Ocak 2024) |
Düzensiz uyduların bilinen yörüngeleri aşırı çeşitlidir, fakat kesin kurallar vardır. Tersine giden yörüngeler prograd yörüngelerden daha yaygındır (83%). Uyduları olmayanlar yörünge eğilimleri olarak bilinir ve 55° den büyüktür (veya 130°den küçük retrograd uyduları için). Ek olarak, bazı gruplar tanımlanabilir, bir büyük uydu benzer yörüngeyle birlikte benzerlerinden paylaşabilir.
Gezegenlerden uzaklığı verildiğinde, Güneş sayesinde dıştaki uydunun yörüngesi bayağı sıkıntılı ve yörüngelerinin elementleri kısa aralıklarda genişçe değişebilir. Pasiphae nın yarı büyük ekseni, örneğin, 2 yıl içinde 1.5 gm kadar değişirler (yalnız yörüngelerde), eğilimi 10°civarındadır, dışmerkezlilik eğilimide 24 yılda 0.4 kadardır.[3] Sonuç olarak, verilen tarihte dokunumlu elementlerden ziyada ortalama yörünge elementleri grupları tanımlamakta kullanılırdı. (Benzer olarak, uygun yörünge elementleri astroidlerin yakınlarını tanımlamak için kullanılırdı.)
Köken
[değiştir | kaynağı değiştir]Güneş merkezli yörüngelerden düzensiz uydular yakalanmış. (Aslında, büyük gezegenlerin düzensiz ayları görünür.), Jovian ve Neptunian trojans ve gri Kuiper belt nasneleri aynı kökene aittir.[4]) Bunun oluşması için, şu üç şeyin gerçekleşmesi gerekir:
- Enerji dağıtımı (örneğin ilkel gaz bulutlarının etkileşimi)
- Kısa bir süre içinde bir gezegenin tepe küresinin önemli bir oranda genişlemesi (40%) (binlerce yıl içinde)
- Üç cisim etkileşiminde enerji aktarılması. Bu şunları içerir:
- Bir çarpışma (veya yakın karşılaşma) yeni cismin veya bir uydunun, sonucunda gelen cisim enerji kaybeder ve yakalanır.
- Gelen çift maddenin aralarındaki yakın karşılaşma ve bir gezegenin (veya muhtemel var olan ay), sonucu alınan ikilinin bileşenleri. Bu tür rota önerildi çoğunlukla Triton için.[5]
Yakalandıktan sonra, küçük ayların benzeri uydular onları takip eder ve uyduların birkaçı ayrılabilir ve bu gruplaşmaya sebep olur. Rezonans ayrıca değiştirilebilir ve yörüngeler grup yapılarak daha az tanınabilir.
Uzun vadeli stabillik
[değiştir | kaynağı değiştir]
Apocenter in yakınlarındaki önemli karışıklıklara rağmen, düzensiz ayların güncel yörüngeleri düzenlidir.[6] Birçok düzensizin sürekliliğinin sebebi şudur yörüngeler secular veya Kozai resonance ile birliktedir.[7]
Ek olarak, Taklit şunları gösteriyor:
- Yörüngenin eğimi 50° ve 130° arasında oldukça süreksizdir: Dış merkezlilik hızlıca artar ve sonuç olarak uydusunu kaybeder.[3]
- Ters yönde giden uydular prograddan fazlaca düzenli (sürekli) (ters yönde giden düzenli uydular gezegenden çok daha uzakta bulunur.)
Dışmerkezliliğin artışı sonuçları gökada enberilerinden ve büyük gökada ötesinden küçüktür. Uyduların girişi düzenli kuşağın ayları ve kayıbı veya kazanın çıkarılması vasıtasıyla ve yakın yüzleşmedir. Bundan farklı olarak, Güneş aracılığıyla artan karışıklık büyüyen gökada enötesi tepe küresinden uzağa itilir.
Tersine giden uydular, progradlarla karşılaştırıldığında gezegenlerden uzakta bulunur. Entegrasyonların sayısal olarak incelenmesiasimetri ile gösterilir. Eğimin ve dışmerkezlilik kompleks fonksiyonlarının sınırları vardır, fakat genel olarak, prograd yörüngeleri yarı büyük eksen ile 0.47 rH (Tepe küresi yarıçapı) süreklidir, halbuki tersine giden yörüngelerin düzenliliği 0.67 rH a kadar genişleyebilir.
Prograd uydular için ana eksenin sınırı şaşırtıcı bir şekilde keskindir. Prograd uydusu, dairesel yörünge (eğim=0°) 0.5 rH a yerleşen 40 yıldan kısa süre içinde Jüpiter'den ayrılabilir.Etki ay tedirginliği rezonansı şeklinde açıklanabilir.Uydunun galaktik enötesinde, gezegenlerin ayın durumunu kontrol altına almak ve Güneş'e olan pozisyonunu sabit tutmak.Biriken karışıklığın etkisi her itişte dışarı daha da itilen uydulardır.[6]
Dönen gezegen eksen takımında prograd eden ve geriye doğru giden uyduların arasındaki asimetrisi Coriolis ivmesiyle sezgisel olarak açıklanabilir.Uyduların dengelenmesi için prograd uydular için ivme noktası dışarı doğru ve geriye doğru giden uydular için nokta içeri doğru.[8]
Fiziksel Özellikler
[değiştir | kaynağı değiştir]Büyüklük
[değiştir | kaynağı değiştir]
Dünya'dan çok uzaktakiler için verilen Uranüs'ün ve Neptün'ün bilinen düzensiz uyduları Jüpiter ve Satürn'ünkilerden büyüktür; küçük olanların varlığı var olarak düşünülüyor fakat daha gözlem yapılmamıştır. Ancak, bu kafadaki gözlemsel önyargılar ile, dağılımın büyüklüğü dört büyük gezegeninkiyle benzerdir.
Genellikle, güç yasasına göre objenin sayısal olarak dışavurum çapı yaklaşık olarak D den küçük veya D ye eşittir:
- n q ile tanımlanan eğim
Yüzeysel olarak güç yasasında (q~2) büyüklük gözlemlendi 10 dan 100 km† ye kadar fakat daha dik 10 km‡ den küçük olanlar için (q~3.5).
Karşılaştırmalara göre, Kuiper kuşağı objelerinin dağılımı daha dik (q~4), 1000 km nin bir obje için, çapı 100 km olan yüzlerce obje vardır. Dağılım büyüklüğü muhtemel kökene kayrayış sağlar (esir alma, çarpışma / parçalanma veya yapışma gibi..).
† Her 100 km lik obje için 10 kmlik 10 obje bulunabilir. ‡Bir 10 km lik obje için, bazı 1 km lik 140 obje bulunabilir.
Renkler
[değiştir | kaynağı değiştir]
Düzensiz uyduların renkleri renklerin indüksiyonu üzerinden çalışılabilir: maviden oluşan objenin belli büyüklüklerin farklılıklarının basit ölçümleri, görünebilir mesela yeşil-sarı ve kırmızı filtreler ile. Düzensiz uuyduların gözlemlenen renkleri birçok renksizden (grimsi) den (kırmızımsıya) (fakat bazı kuiper kuşağı objeleri kırmızı kadar değil)
| beyazlık[9] | renksiz | kırmızımsı | kırmızı |
|---|---|---|---|
| düşük | C 3–8% | P 2–6% | D 2–5% |
| orta | M 10–18% | A 13–35% | |
| yüksek | E 25–60% |
Her gezegen in sistemi az da olsa farklı özellikler gösterir. Jüpiter'in düzensizlerigriden biraz kırmızıya kadar, C ile birlikte, P ve D tipi astroitler.[10] Bazı uydu grupları benzer renklerde gözlemlenebilir (diğer bölümlerde göreceksiniz). Saturn'ün düzensizleri Jüpiter'den biraz daha kırmızıdır.
Uranüs'ün büyük düzensiz uyduları (Sycorax ve Caliban) ışıkları kırmızı, halbuki küçükleri Prospero ve Setebos gri, Neptün'ün uyduları Nereid ve Halimede gibi.[11]
Spektrumlar
[değiştir | kaynağı değiştir]Güncel kararlarla birlikte, birçok uydunun görünebilir ve yakın kızılötesi spektrumları özelliksiz görünür. Şimdiye kadar, Phoebe ve Nereid üzerinde su buzu anlamına geldi ve özellikleri sulu değişikliklere katkıları Himalia da bulundu.
Rotasyon
[değiştir | kaynağı değiştir]Düzenli uydular gelgit arasında sıkıştı (bu şu demek, uyduların kendi gruplarına yalnızca bir taraflarını göstermeleri amacıyla, uyduların rotasyonlarıyla birlikte yörüngelerinin eş uyumluluğu vardır. Aksine, düzensiz uyduların üzerindeki gelgit kuvveti, gezegenler arası verilen uzaklığa göre önemsizdir ve sadece 10 saatlik rotasyon periyodu arasında Himalia, Phoebe ve Nereid in büyük aylarının ölçümü sağlandı. (öbür yörünge periyotlarıyla kıyaslanınca diğerleri yüzlerce gün aldı). Bu rotasyon oranı genel olarak astroitler için aynı aralıktadır.
Genel kökenleriyle birlikte aileleri
[değiştir | kaynağı değiştir]Bazı düzensiz uyudular yörüngelerinde grup şeklinde görülürler, bu şekilde birçok uydu aynı yörüngeyi paylaşır. Ana teoride bu objeler çarpışma aileleridir, ayrılan büyük bir objenin parçalarıdır.
Dinamik grupları
[değiştir | kaynağı değiştir]Verilen hız itmesinin Δv yörünge çapınının muhtemel dağılımı tahmin etmek için basit çarpışma modelleri kullanılır. Bu modelin onaylanması bilinen yörünge çapları Δv gözlemlenen gerekli sağılım yaratımının tahminini mümkün kılar. Δv dakikada on metrenin (5–50 m/s) ayrılma sonucuna sebep olur. Düzensiz uyduların dinamik grupları bu kriterler kullanılarak tanımlanabilr ve ayrılınan değerlendirmeden genel kökenin muhtemelliğidir.[12]
Yörüngenin dağılımı çok geniş olduğunda (mesela yüzlerce hız için gereken itme)
- Ya bir çarpışmadan fazlası düşünülmeli, mesela kümeler yarıya bölünmeli ve gruplar oluşmalı gibi.
- veya kayda değer bir direkt çarpışma değişimi, mesela rezonanstan dolayı oluşan, kabul edilmiş olması gerek.
Renk grupları
[değiştir | kaynağı değiştir]*8 Uyduların spektrumları ve renkleri bilindiğinde, verilen gruplarda bu bilgilerin tüm üyeler için homojenliğinin yaygın köken için olan önemli tartışmalarıdır. Ancak, uygun data da kesinliğinin eksikliğinde istatistiklerin kesin sonuçlarını çizmek zorlaşır. Ek olarak, gözlemlenen renkler uyduların yığın birleşimlerinin gerekli olmayan sembolüdür.
Gözlemlenmiş Gruplar
[değiştir | kaynağı değiştir]Jüpiter'in düzensiz uyduları
[değiştir | kaynağı değiştir]
Genel olarak, devam eden gruplar listelenmiştir (dinamik olarak dar gruplar homojen renkler gösterir, göze çarpanlar listelenmiştir.)
- Prograd uydular
- Himalia grupları ortalama eğimini 28° olarak paylaşırlar. Onlar dinamik olarak sınırlanmış (Δv ≈ 150 m/s). Görünen dalgalarda homojen olarak dağılmışlardır. (şeffaf renkler C-tipi astroidlere benzerdir) ve kızılötesi dalgalarının yanında bulunur. s[13]
- Themisto bilinen herhangi bir grubun parçası değildir.
- Carpo bilinen herhangi bir grubun parçası değildir.
- Ters yöne giden uydular
- Carme grubu ortalama eğimini 165° olarak paylaşırlar. Bu dinamik olarak sıkıdır (5 < Δv < 50 m/s). Renkleri fazlasıyla homojen olarak dağılmıştır, her üyesi kırmızı renk ortaya çıkarırve atalarından D-tipi asteroit içerir.
- Ananke grubu ortalama eğimini 148° olarak paylaşırlar. Yörüngenin parametresi küçük dağınıklıklar gösterir (15 < Δv < 80 m/s). Ananke kendi kendine kırmızı ışık saçar fakat diğer grup üyeleri giri ışık saçar.
- Pasiphae grubu oldukça dağınıktır. Pasiphae kendi kendine gri olarak gözükür, halbuki diğer üyeler (Callirrhoe, Megaclite) kırmızı ışık saçar.
Sinope, bazen Pasiphae grubunun içinde bulunur, kırmızıdır ve verilen eğim farkı ve bu bağımsızca ele geçirilir.[10][14] Pasiphae ve Sinope Jüpiter ile birlikte ayrıca dünyasal rezonansın içinde yakalanır.[6][12]
Satürn'ün düzensiz uyduları
[değiştir | kaynağı değiştir]
Satürn'ün uyduları için genellikle devaö eden grupları listelenmiştir:
- Prograd uydular
- Gallic grubu ortalama eğimini 34° olarak paylaşırlar.Yörüngeler dinamik olarak sıkıdır (Δv ≈ 50 m/s),ve kırmızı ışık saçarlar; renkleri hem görünür kısımda hem kızılötesi dalgalarında kırmızıdır.[13]
- Inuit grubu ortalama eğimini 46° olarak paylaşırlar. Yörüngeleri geniş bir bölgede dağınık olarak bulunur (Δv ≈ 350 m/s) fakat kırmızı ışık yayarak fiziksel olarak homojen dağılmışlardır
- Ters yöne giden uydular
- Norse grubu genellikle amaçları isimlendirmede kullanılır; yörünge çapı genişçe dağılmıştır. Alt bölünme keşfedilmiştir, bu şunları içerir
Uranüs'ün ve Neptün'ün düzensizleri
[değiştir | kaynağı değiştir]
| Gezegenler | rmin[1] |
|---|---|
| Jüpiter | 1.5 km |
| Satürn | 3 km |
| Uranüs | 7 km |
| Neptün | 16 km |
Güncel bilgilere göre, Uranüs ve Neptün'ün yörüngesindeki düzensiz uyduların sayısı Jüpiter'in ve Satürn'ün kilerden düşüktür. Ancak bu şu şekilde düşünülebilir: Uranüs ve Neptün'ün arasındaki büyük uzaklıktan dolayı gözlemsel zorlukların basit bir sonucudur. Yukarıdaki tablo güncel teknoloji ile saptanmış uyduların en düşük yarıçaplarını gösteriyor, farz edelim ki 0.04 beyazlık derecesi; sonuç olarak, şüphesiz ki herhangi bir yerde henüz gözlemlenmeyen birçok küçük Uranian ve Neptünian uyduları vardır. P Küçük numaralardan dolayı, istatistikler sonuçlardan çıkartarak belirtiyor ki gruplaşmak çok zordur.Dağınık yüksek itmenin gerekli orbital katsayılarının aksine gerici Uranüs uydularının yalnız kökeni görünür (Δv ≈ 300 km), çarpmanın büyük yarıçapını gösterir (395 km), bu parçaların büyüklük dağılımlarıyla uyumsuzluk gösterir. Onun yerine, iki grubun varlığı hakkında kuramsal olarak düşünülüyor:[10]
Bu iki grup Uranüs' e olan uzaklıklarına göre (3σ itimat ile birlikte) ve dışmerkezliliğine göre farklıdır.[15] Fakat, bu gruplar gözlemlenen renkler tarafından tam olarak desteklenmemiştir: Caliban ve Sycorax açık kırmızı olarak gözükür, halbuki küçük uydular gri olarak gözükür.[11]
Neptün için, Psamathe ve Neso nun yaygın olabilecek kökenleri kaydedildi.[16] Verilen gri benzeri renkler, Halimede Nereid 'in parçaları olarak ayrıca önerildi [11] Bu iki uydu Güneş sisteminin yaşından yüksek çarpışma nın olma olasılığı (41%)dir.[17]
Araştırmalar
[değiştir | kaynağı değiştir]
Şimdiye dek, yalnızca düzensiz uydular uzay aracı ile ziyaret edildi, bunlar Triton ve Phoebe ve bunlar eğer bir karşılaştırma yapılırsa Neptün'ün ve Satürn'ün en büyük düzensizleridir. Triton Voyager 2tarafından 1989'da tasvir edildi ve Phoebe 2004'te Cassini aracılığıyla derinlemesine incelendi. Cassini ayrıca uzakta alıkonuldu, Jüpiter'in Himalia 2000 de.Gelecekte ziyaret edilmesi beklenilen herhangi bir düzensiz uydu yoktur.
Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b c d Sheppard, S. S. (2006). "Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects". Proceedings of the International Astronomical Union. 1: 319-334. arXiv:astro-ph/0605041
. Bibcode:2006IAUS..229..319S. doi:10.1017/S1743921305006824.
- ^ "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory. 6 Ekim 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ a b Carruba, V.; Burns, J. A.; Nicholson, P. D.; Gladman, B. J.; On the Inclination Distribution of the Jovian Irregular Satellites, Icarus, 158 (2002), pp. 434–449 (pdf) 27 Şubat 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ Sheppard, S. S.; Trujillo, C. A. (2006). "A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors". Science. 313 (5786). ss. 511-514. Bibcode:2006Sci...313..511S. doi:10.1126/science.1127173. PMID 16778021. 12 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi12 Mart 2016.
- ^ Agnor, C. B. and Hamilton, D. P. (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter". Nature. 441 (7090). ss. 192-4. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170.
- ^ a b c Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; and Levison, H. F.; Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites 9 Şubat 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., The Astronomical Journal,126 (2003), pp. 398–429. [1] 15 Nisan 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ Ćuk, M. and Burns, J. A.; A New Model for the Secular Behavior of the Irregular Satellites, American Astronomical Society, DDA meeting #35, #09.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 36, p. 864 (preprint)
- ^ Hamilton, D. P.; and Burns, J. A.; Orbital Stability Zones about Asteroids, Icarus 92 (1991), pp. 118–131D.
- ^ Based on the definitions from Oxford Dictionary of Astronomy, ISBN 0-19-211596-0
- ^ a b c Grav, T.; Holman, M. J.; Gladman, B. J.; and Aksnes, K.; Photometric survey of the irregular satellites, Icarus, 166 (2003), pp. 33–45 (preprint).
- ^ a b c Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Fraser, Wesley C. (20 Eylül 2004). "Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune". The Astrophysical Journal. 613 (1). ss. L77-L80. arXiv:astro-ph/0405605 . Bibcode:2004ApJ...613L..77G. doi:10.1086/424997.
- ^ a b Nesvorný, D.; Beaugé, C.; and Dones, L.; Collisional Origin of Families of Irregular Satellites, The Astronomical Journal, 127 (2004), pp. 1768–1783 (pdf) 9 Ağustos 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ a b Grav, T.; and Holman, M. J.; Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn,The Astrophysical Journal, 605, (2004), pp.
- ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C. (2003). "An abundant population of small irregular satellites around Jupiter" (pdf). Nature. 423 (6937). ss. 261-263. Bibcode:2003Natur.423..261S. doi:10.1038/nature01584. PMID 12748634. 15 Ekim 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)15 Mart 2016.
- ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. Cilt 129. s. 518. arXiv:astro-ph/0410059 . Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329.
- ^ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.; Kleyna, Jan (2006). "A Survey for "Normal" Irregular Satellites around Neptune: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. Cilt 132. ss. 171-176. arXiv:astro-ph/0604552 . Bibcode:2006AJ....132..171S. doi:10.1086/504799.
- ^ Holman, M. J.; Kavelaars, J. J.; Grav, T.; Gladman, B. J.; Fraser, W. C.; Milisavljevic, D.; Nicholson, P. D.; Burns, J. A.; Carruba, V. (2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune" (PDF). Nature. 430 (7002). ss. 865-867. Bibcode:2004Natur.430..865H. doi:10.1038/nature02832. PMID 15318214. 3 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)24 Ekim 2011.
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]- David Jewitt's pages 5 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Scott Sheppard's pages13 Mart 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Discovery circumstances from JPL14 Ağustos 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Mean orbital elements from JPL10 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- MPC: Natural Satellites Ephemeris Service20 Mayıs 2011 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi