Anar al contingut

Planetes més allà de Neptú

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Est artícul tracta sobre planetes hipotètics. Per a cossos més allà de Neptú vore objecte transneptuniano.
Percival Lowell, creador de l'hipòtesis del planeta X, en image de 1914.

El terme planeta X o planeta més allà de l'òrbita de Neptú s'usava en astronomia per a designar en general als planetes l'existència dels quals es va postular des del descobriment del planeta Neptú en 1846. La busca de planetes transneptunianos va començar en el XIX i va culminar en l'inici de el XX en la «busca del planeta X» realisada per Percival Lowell. Est va propondre el planeta X per a explicar les aparents anomalies en l'òrbita dels planetes jagants, en particular Urà i Neptú,[1] especulant que la gravetat d'un gran nové planeta no visible podria haver pertorbat a Urà lo suficient per a donar conte de les irregularitats.[2]

El descobriment de Plutó per Clyde Tombaugh en 1930 va conseguir validar l'hipòtesis de Lowell, i Plutó va passar a ser nomenat oficialment «el nové planeta». En 1978, es va determinar de forma concloent que Plutó era massa chicotet per a que la seua gravetat afectara als planetes jagants, donant lloc a una breu busca d'un dècim planeta. La busca va ser abandonada en gran mida a principis de la década de 1990, quan un estudi de les medicions realisades pel Voyager 2 va trobar que les irregularitats observades en l'òrbita d'Urà es devien a una llaugera sobreestimación de la massa de Neptú.[3] Despuix de 1992, el descobriment de numerosos chicotets objectes gelats en òrbites similars o inclús més àmplies que la de Plutó va dur a un debat sobre si Plutó devia seguir sent un planeta, o si ell i els seus veïns devien, de la mateixa manera que els asteroides, classificar-se com un grup separat. Encara que varis dels membres més grans d'este grup varen ser descrits inicialment com a planeta, la redefinició de planeta de 2006 reclasificó a Plutó i als objectes del mateix tipo com planetes nanos, establint en huit el número de planetes en el sistema solar.[4]


La comunitat astronòmica està àmpliament d'acort que el Planeta X, tal com li'l va concebre en un principi, no existix, pero el concepte ha segut revixcut per a explicar atres anomalies observades en el sistema solar exterior. En la cultura popular, i inclús entre alguns astrònoms,[5] el Planeta X s'ha convertit en un terme substitut de qualsevol planeta no descobert en el sistema solar exterior, independentment de la seua relació en l'hipòtesis de Lowell. També s'ha sugerit l'existència d'uns atres planetes transneptunianos, sobre la base d'atres indicis. A partir de març de 2014, les observacions en el telescopi WISE han descartat la possibilitat d'un objecte del tamany de Saturn a menys de 10 000 UA, i un tamany de Júpiter o major a menys de 26 000 UA.[6]

En 2014, basant-se en les similituts de les òrbites d'un grup d'objectes transneptunianos extrems descoberts en eixe moment, dos astrònoms varen llançar l'hipòtesis de l'existència d'un planeta tipo supertierra, de 2 a 15 voltes la massa de la Terra i més allà de 200 UA en una possible òrbita inclinada a 1500 UA.[7] En 2016, nous càlculs varen mostrar que este lluntà planeta desconegut tindria provablement una òrbita inclinada i excèntrica que va des de no menys de 200 UA fins a no més d'aproximadament 1600 UA del Sol. L'òrbita estaria més o menys en el mateix pla que els objectes transneptunianos extrems, pero en el seu eix major en la direcció oposta.[8] Degut a que Plutó ya no és considerat un planeta per l'Unió Astronòmica Internacional, este nou objecte hipotètic s'ha conegut com Planeta Nou.[9]

Primeres especulacions

Jacques Babinet, un dels primers proponentes d'un planeta transneptuniano.

En 1781, Anders Johan Lexell va ser el primer en determinar en precisió l'òrbita d'Urà i percatarse de les irregularitats que esta tenia. Va concloure que devia haver atres planetes en el sistema solar més allà de les 100 UA que pertorbaren l'òrbita d'Urà, i que el radi del sistema solar era, per tant, superior a les 100 UA.[10]

Alexis Bouvard va publicar en 1821 una compilació de taules astronòmiques de l'òrbita d'Urà que contenien prediccions sobre les posicions futures del planeta basades en la llei de la gravitació universal de Newton.[11] Observacions posteriors varen revelar desviacions substancials de l'òrbita respecte a les prediccions de les taules, i varen dur a Bouvard a teorizar sobre l'existència d'un cos perturbador.[12]

En la década de 1840, el matemàtic francés Urbain Li Verrier va aplicar la mecànica de Newton per a analisar els destorbament en l'òrbita d'Urà, i va plantejar l'hipòtesis de que anaren causades per la força gravitatoria d'un planeta encara per descobrir. Li Verrier va predir la posició d'este nou planeta i va enviar els seus càlculs a l'astrònom alemà Johann Gottfried Galle. El 23 de setembre de 1846, la nit següent a la seua recepció de la carta, Galle i el seu estudiant Heinrich d'Arrest varen descobrir Neptú, exactament a on Li Verrier havia predit.[13] Quedaven algunes chicotetes discrepàncies en les òrbites dels planetes jagants, considerades com a indicis de l'existència d'un atre planeta orbitando més allà de Neptú.

Inclús abans del descobriment de Neptú, alguns varen especular que un únic planeta no era suficient per a explicar les discrepàncies en l'òrbita d'Urà: el 17 de novembre de 1834, el reverent britànic i astrònom aficionat Thomas John Hussey va informar a George Biddell Airy, l'Astrònom Real britànic, d'una conversació que havia tingut en l'astrònom francés Alexis Bouvard: quan Hussey va sugerir a Bouvard que el moviment inusual d'Urà podria deure's a l'influència gravitacional d'un planeta sense descobrir, Bouvard va respondre que l'idea se li havia ocorregut, i que havia mantingut correspondència en Peter Andreas Hansen, director del observatori Seeberg de Gotha, sobre el tema. Hansen va opinar que un sol cos no podia explicar adequadament el moviment d'Urà, i va postular que hi havia dos planetes més allà de la seua òrbita.[14]

Jacques Babinet va presentar en 1848 objeccions als càlculs de li Verrier, en sostindre que la massa observada de Neptú era més chicoteta i la seua òrbita més àmplia de lo estimat inicialment per li Verrier. Va postular, basat en gran mida en la simple substracció dels càlculs de li Verrier, que devia existir un planeta transneptuniano, que va denominar «Hyperion», d'aproximadament 12 masses terrestres.[14] Li Verrier va rebujar a la seua volta l'hipòtesis de Babinet, dient: «[No hi ha] absolutament res que permeta determinar la posició d'un atre planeta, llevat hipòtesis en que l'imaginació jugue una part massa gran».[14]


James Ferguson, astrònom auxiliar en l'Observatori Naval d'Estats Units, va senyalar en 1850 que havia «perdut» una estrela que havia observat, GR1719k, fet que Matthew Maury, el superintendente de l'Observatori, va considerar evidència de que devia tractar-se d'un nou planeta. Busques posteriors no varen conseguir trobar el «planeta» en una posició diferent, i en 1878, C. H. F. Peters, director de l'Observatori del Hamilton College en Nova York, va demostrar que no hi havia tal estrela, i que els resultats anteriors es devien a un error humà.[14]

Camille Flammarion va senyalar en 1879 que els cometes 1862 III i 1889 III tenien afelios de 47 i 49 UA, respectivament, lo que indicava que podrien marcar el radi orbital d'un planeta desconegut que els haguera espentat a una òrbita elíptica.[14] L'astrònom Georges Forbes va aplegar a la conclusió sobre la base d'estos indicis de que devien existir dos planetes més allà de Neptú i va calcular els seus elements orbitales prenent com a punt de partida que hi havia quatre cometes en afelios al voltant de 100 UA i atres sis en afelios entorn a 300 UA. Les òrbites predites per Forbes concordaven en les que un atre astrònom cridat David Peck Todd havia calculat de forma independent, lo que va conduir a molts a supondre que eren vàlides.[14] Uns atres, no obstant, argumentaven que les òrbites dels cometes implicats eren encara massa incertes per a produir resultats significatius.[14]

En 1900 i 1901, el director del Observatori de l'Harvard College, William Henry Pickering, va liderar dos busques de planetes transneptunianos. La primera va ser iniciada per l'astrònom danés Hans Emil Lau qui, despuix d'estudiar les senyes sobre l'òrbita d'Urà entre 1890-1895, va concloure que un planeta transneptuniano per sí solament no podia explicar les discrepàncies en la seua òrbita, i va postular la posició dels dos planetes que creïa responsables. La segona es va iniciar quan Gabriel Dallet va sugerir que un sol planeta transneptuniano situat a 47 UA podria explicar el moviment d'Urà. Pickering va acordar examinar plaques en busca d'objectes sospitosos. En cap dels casos es varen obtindre resultats satisfactoris.[14]

Thomas Jefferson Jackson See, un astrònom en reputació d'egocèntric, va opinar en 1909 que «sense dubte hi ha un, molt provablement dos i possiblement tres planetes més allà de Neptú».[15] Tentativament, va cridar al primer planeta «Oceanus», i els va ubicar a 42, 56 i 72 UA del Sol; no va donar cap indicació sobre cóm va determinar la seua existència, i no es va organisar cap busca de la que es tinga coneiximent per a localisar-los.[15]


L'astrònom indi Venkatesh P. Ketakar va sugerir en 1911 l'existència de dos planetes transneptunianos, que va cridar Brahma i Vishnu, a partir de l'estudi dels patrons observats per Pierre-Simon Laplace en els satèlits de Júpiter i la seua aplicació als planetes exteriors.[16] Les tres llunes galileanas internes de Júpiter, Ío, Europa i Ganimedes, orbitan en resonància en raó d'1:2:4, lo que es denomina resonància de Laplace.[17] Ketakar va sugerir que Urà, Neptú i els seus planetes transneptunianos hipotètics es trobaven en resonàncies de Laplace similars. Els seus càlculs varen predir una distància mija de Brahma de 38.95 UA i un periodo orbital de 242.28 anys terrestres (resonància en Neptú 3:4). Quan Plutó va ser descobert 19 anys despuix, la seua distància mija de 39.48 UA i el periodo orbital de 248 anys terrestres estaven prop de la predicció de Ketakar (Plutó, de fet, té una resonància 2:3 en Neptú). Ketakar va estimar solament la distància i el periodo mijos, sense abordar el restant d'elements orbitales. No està clar cóm Ketakar va aplegar a estes sifres, i el seu segon planeta, Vishnu, mai va ser localisat.[16]

Planeta X

Telescopi Clark en Mars Hill, en l'Observatori Lowell

En 1894, en l'ajuda de William Pickering, Percival Lowell, un bostoniano ric, va fundar l'Observatori Lowell en Flagstaff (Arizona). En 1906, convençut de que podia resoldre l'enigma de l'òrbita d'Urà, va començar un ampli proyecte per a buscar un planeta transneptuniano,[18] al que va cridar Planeta X. La 'X' en el nom representa una incògnita i es pronuncia com la lletra, en contraposició al número romà X (10) —en eixe moment, el Planeta X hauria segut el nové planeta—. En la busca del Planeta X Lowell esperava restablir la seua credibilitat científica, que havia perdut gràcies a la seua creència àmpliament ridiculisada de que en Mart existien canals construïts per una civilisació inteligent.[19]


La primera busca de Lowell es va centrar en l'eclíptica, el pla comprés pel zodiaco, per a on els atres planetes del sistema solar transiten. Utilisant una càmara fotogràfica de 5 polzades, va examinar manualment més de 200 exposicions de tres hores en una lupa, i no va trobar planetes. En eixe moment Plutó estava massa per damunt de la eclíptica per a aparéixer en les fotografies.[18] Despuix de la revisió de les seues possibles ubicacions previstes, Lowell va realisar una segona busca entre 1914 i 1916.[18] En 1915, va publicar les seues Memòries d'un planeta Trans-neptuniano, en la que va concloure que el Planeta X tenia una massa més o menys de sèt voltes la de la Terra, al voltant de la mitat que la de Neptú i s'ubicava a una distància mija del Sol de 43 UA. Va assumir que el Planeta X seria un objecte gran, de baixa densitat en un albedo alt, de la mateixa manera que els planetes jagants. Com a resultat, es mostraria com un disc en un diàmetro d'al voltant d'un segon d'arc i una magnitut aparent d'entre 12 i 13, lo suficientment lluenta per a ser detectable.[18][20]

Per una atra part, en 1908 Pickering va anunciar que, per mig de l'anàlisis de les irregularitats en l'òrbita d'Urà, havia trobat evidència d'un nové planeta. El seu planeta hipotètic, que va calificar de «Planeta O» (degut a que es va predir despuix de «N», és dir, Neptú),[21] posseïa un radi orbital mig de 51.9 UA i un periodo orbital de 373.5 anys.[14] Les plaques preses en el seu observatori en Arequipa, Perú, no varen mostrar el planeta predit, i l'astrònom britànic P. H. Cowell va demostrar que les irregularitats observades en l'òrbita d'Urà pràcticament desapareixien en prendre en conte el desplaçament de llongitut del planeta.[14] El propi Lowell, a pesar de la seua estreta associació en Pickering, va desestimar el Planeta O, en dir: «Este planeta està molt ben cridat «O», [perque] no és res en absolut».[22] Sense el coneiximent de Pickering, quatre de les plaques fotogràfiques preses en la busca del «Planeta O» pels astrònoms en l'Observatori del Mont Wilson en 1919 varen capturar imàgens de Plutó, alguna cosa que solament va ser reconegut anys més vesprada.[23] Pickering va aplegar a sugerir molts uns atres possibles planetes transneptunianos fins a l'any 1932, als que va cridar P, Q, R, S, T i O; cap es va detectar mai.[16]

Descobriment de Plutó

Imàgens del descobriment de Plutó

La repentina mort de Lowell en 1916 va detindre temporalment la busca del Planeta X. El fet de no trobar el planeta, segons un amic, «casi ho va matar».[24] Constance Lowell, la viuda de Lowell, posteriorment va involucrar a l'observatori en una llarga batalla llegal per a conseguir la seua part del milló de dólars de l'herència de Lowell, lo que va significar que la busca del Planeta X no va poder ser recomençada durant varis anys.[25] En 1925, l'observatori va obtindre discs de vidre per a un nou telescopi de 13 polzades d'ample per a continuar la busca, construït en fondos de George Lowell, el germà de Percival.[18] En 1929 el director de l'observatori, Vesto Melvin Slipher, va encarregar la tasca de localisar el planeta a Clyde Tombaugh, un jove de 22 anys d'edat de Kansas nouvingut al Observatori Lowell, per impressionar a Slipher en els seus dibuixos astronòmics.[25]


La tasca de Tombaugh era capturar sistemàticament seccions del cel nocturn per parelles d'imàgens. Cada image es prenia per duplicat en dos semanes de diferència. A continuació, les dos imàgens de cada secció s'examinaven en una màquina anomenada microscopi de parpadeo, que per mig d'un intercanvi ràpit de les imàgens creava una ilusió de moviment en qualsevol cos planetari per un breu lapsus de temps. Per a reduir les possibilitats de que un moviment ràpit —i per tant més propenc— d'un objecte fora confòs en el nou planeta, Tombaugh fotografiava cada regió prop del seu punt d'oposició, a 180 graus del Sol, a on el moviment retrògrat aparent per als objectes més allà de l'òrbita de la Terra és més evident. També va prendre una tercera image com un control per a eliminar els resultats falsos causats pels defectes d'una placa individual. Tombaugh va decidir prendre imàgens de tot el zodíac, en lloc de centrar-se en aquelles regions sugerides per Lowell.[18]

A principis de 1930, la busca de Tombaugh havia aplegat a la constelació de Géminis. El 18 de febrer de 1930, despuix de buscar durant casi un any i examinar casi dos millons d'estreles, Tombaugh va descobrir un objecte en moviment en les plaques fotogràfiques preses el 23 de giner i el 29 de giner d'eixe any.[26] Una fotografia de menor calitat presa el 21 de giner confirmava el moviment.[25] Despuix de la confirmació, Tombaugh va entrar en l'oficina de Slipher i va declarar: «Doctor Slipher, he trobat el seu Planeta X».[25] L'objecte estava a sol sis graus d'un dels dos llocs que Lowell havia sugerit; per tant, semblava que per fi havia segut reivindicat.[25] En acabant de que l'observatori obtinguera més fotografies de confirmació, les notícies del descobriment es telegrafiaron al Harvard College Observatory el 13 de març de 1930. El nou objecte va ser posteriorment descobert en fotografies fetes el 19 de març de 1915.[23] La decisió de nomenar a l'objecte com Plutó es va produir per a fer honor a Percival Lowell, ya que els seus inicials formen les dos primeres lletres del nom del planeta.[27] Despuix de descobrir Plutó, Tombaugh va continuar buscant en la eclíptica atres objectes distants. Va trobar centenars d'estreles variables i asteroides, aixina com dos cometas, pero no més planetes.[28]

Plutó pert el títul de Planeta X

Image del descobriment de Caronte

Per a decepció i sorpresa de l'observatori, Plutó no mostrava un disc visible; apareixia com un punt, no diferent d'una estrela, i en una magnitut 15, sis voltes més tènue de lo que Lowell havia predit, lo que significava que era excessivament chicotet o obscur.[18] Com els astrònoms de l'Observatori Lowell pensaven que Plutó era lo suficientment massiu per a pertorbar planetes, varen supondre que devia tindre un albedo de 0.07 —és dir, que reflectia solament el 7 % de la llum que rebia—; casi tan obscur com l'asfalt i similar al de Mercurio, el planeta menys reflectante conegut.[1] Açò donaria a Plutó un diàmetro assumit d'uns 8000 km, o al voltant del 60 % del de la Terra.[29] Les observacions també varen revelar que l'òrbita de Plutó era molt elíptica, molt més que la de qualsevol atre planeta.[30]

Alguns astrònoms varen disputar l'estatus de Plutó com a planeta. Poc despuix del seu descobriment en 1930, Armin O. Leuschner va sugerir que la seua obscuritat i alta excentricitat orbital ho feyen més similar a un asteroide o un cometa. «El resultat confirma la possible alta excentricitat anunciada per nosatres el 5 d'abril. Pot tractar-se d'un gran asteroide en una òrbita significativament pertorbada per una estreta aproximació a un planeta major, com Júpiter, ser un dels molts objectes encara per descobrir a llarc determini o un objecte cometari lluent».[30] En 1931, utilisant una fòrmula matemàtica, Ernest William Brown afirmava (d'acort en E. C. Bower), que les presuntes irregularitats en l'òrbita d'Urà no podien atribuir-se a l'efecte gravitacional d'un planeta tan distant, i per tant la suposta predicció de Lowell era «purament accidental».[31]


A lo llarc de el XX, les estimacions de la massa de Plutó varen ser revisades a la baixa. En 1931, Nicholson i Mayall varen calcular que la seua massa tindria equivalent a la de la Terra, sobre la base del seu supost efecte sobre els planetes jagants;[32] Lloyd R. Wylie, en l'Observatori Naval d'Estats Units, va estimar en 1942 un valor pròxim a les 0.91 M⊕ utilisant els mateixos supòsits.[33] En 1949, les mides de Gerard Kuiper del diàmetro de Plutó en el telescopi de 200 polzades en l'Observatori Colomer li va dur a la conclusió de que el seu tamany estava entre el de Mercurio i el de Mart, i que la seua massa més provable era d'aproximadament 0.1 M⊕.[34]


En 1973, Dennis Rawlins conjeturó, donades les similituts en la periodicitat i l'amplitut de la variació de lluentor entre Plutó i la lluna de Neptú Salamandra, que la massa de Plutó devia ser similar a la de Salamandra, hipòtesis ya sostinguda pels astrònoms Walter Baade i E. C. Bower en 1934.[35] No obstant, ya que en 1973 es creïa que la massa de Salamandra representava aproximadament un 2.5 % de la del sistema Terra-Lluna —més de dèu voltes el seu valor real— la determinació de Rawlins per a la massa de Plutó era igualment incorrecta. Es va aplegar aixina a la conclusió de que Plutó no era el Planeta X.[36] En 1976, Dona-li Cruikshank, Carl Pilcher i David Morrison de l'Universitat de Hawái varen analisar els espectres de la superfície de Plutó i varen determinar que contenia gèl de metà, que és altament reflectante. Açò significava que Plutó, llunt de ser obscur, és de fet excepcionalment lluent, i per tant la seua massa no supera les 0.01 M⊕.[37][38]

Massa estimada de Plutó:
Any Massa Notes
1931 1 Terra Nicholson & Mayall[32]
1942 0.91 Terra Wylie[33]
1948 0.1 (1/10 Terra) Kuiper[34]
1973 0.025 (1/40 Terra) Rawlins[36]
1976 0.01 (1/100 Terra) Cruikshank, Pilcher, & Morrison[38]
1978 0.002 (1/500 Terra) Christy & Harrington[39]

El tamany real de Plutó es va determinar finalment en 1978, quan l'astrònom nortamericà James W. Christy va descobrir la seua lluna Caronte. Açò li va permetre, junt en Robert Sutton Harrington de l'Observatori Naval d'Estats Units, medir la massa del sistema Plutó-Caronte directament observant el moviment orbital de la lluna al voltant de Plutó.[39] Varen determinar la massa de Plutó en 1.31 × 1022 kg; aproximadament unes 500 voltes menor que la terrestre o sis voltes inferior a la llunar, i massa chicoteta per a justificar les discrepàncies observades en les òrbites dels planetes exteriors. La «predicció» de Lowell havia segut una coincidència: si hi havia un Planeta X, no era Plutó.[40]

Atres busques del Planeta X

Despuix de 1978, una série d'astrònoms varen mantindre la busca del Planeta X de Lowell, convençuts de que, degut a que Plutó ya no era un «candidat viable», un dècim planeta invisible devia estar pertorbant els planetes exteriors.[41]

En els anys 1980 i 1990, Robert Harrington va liderar una busca per a determinar la verdadera causa de les irregularitats aparents.[41] Va calcular que qualsevol Planeta X estaria aproximadament a tres voltes la distància de Neptú al Sol; la seua òrbita seria molt excèntrica i fortament inclinada respecte a la eclíptica. Presentaria un àngul de, aproximadament, 32 graus en relació en el pla orbital.[42] Esta hipòtesis va contar en una recepció mixta. Va prendre nota de Planeta X l'escèptic Brian G. Marsden del Minor Planet Center, que va senyalar que estes discrepàncies eren cent voltes més chicotetes que les anotades per li Verrier i fàcilment podrien ser degudes a un error d'observació.[43]

En 1972, Joseph Brady va estudiar irregularitats en el moviment del cometa Halley des del Laboratori Nacional Lawrence Livermore. Brady va dir que podrien haver segut causades per un planeta del tamany de Júpiter més allà de Neptú, a 59 UA, en una òrbita retrògrada al voltant del Sol.[44] No obstant, tant Marsden com P. Kenneth Seidelmann refutaron l'hipòtesis del Planeta X, en demostrar que el cometa Halley irregularment expulsa chorrada de material, causant canvis en la seua pròpia trayectòria orbital, i que un objecte tan massiu com el Planeta X hauria afectat greument a les òrbites dels planetes exteriors coneguts.[45]

Encara que la seua missió no implicava una busca del Planeta X, l'observatori espacial IRAS va ser notícia breument en 1983 per la troballa d'un «objecte desconegut» que varen descriure inicialment com «possiblement tan gran com el planeta jagant Júpiter i tan propenc a la Terra que seria part d'este sistema solar».[46] Un anàlisis més detallat va revelar que d'eixos objectes no identificats, nou eren galàxies distants i el dècim eren «cirros interestelares»; cap es trobava en el sistema solar.[47]


En 1988, A. A. Jackson i R. M. Killen varen estudiar l'estabilitat de resonància de Plutó en Neptú provant varis «Planetes X» en diverses masses i a distintes distàncies de Plutó. Les òrbites de Plutó i Neptú estan en una resonància 3:2, lo que impedix la seua colisió independentment de la seua separació en l'eix z. Es va trobar que la massa de l'objecte hipotètic tenia que superar cinc voltes la massa terrestre per a trencar la resonància, i l'espai de paràmetros és prou gran i una gran varietat d'objectes podrien haver existit més allà de Plutó sense interferir en la resonància. S'han realisat proves teòriques per a un periodo de quatre millons d'anys utilisant quatre òrbites en la finalitat de determinar els efectes de dit cos sobre l'estabilitat de la resonància 3:2 entre Neptú i Plutó. Els planetes més allà de Plutó en masses de 0.1 i 1.0 masses terrestres en òrbites en 48.3 i 75.5 UA, respectivament, no pertorben la resonància 3:2. Planetes hipotètics de 5 masses terrestres en semieixos majors de 52.5 i 62.5 UA interrompen la libración de quatre millons d'anys de l'argumentació de Plutó del perihelio.[48]

Planeta X descartat

Harrington va morir en giner de 1993, sense haver trobat el Planeta X.[49] Sis mesos abans, E. Myles Standish havia utilisat senyes del sobrevole de la Voyager 2 en 1989 sobre Neptú, que havia revisat la massa total del planeta a la baixa en un 0.5 % —una cantitat comparable a la massa de Mart—[49] per a tornar a calcular el seu efecte gravitacional sobre Urà.[50] Quan es va utilisar la massa recent determinada de Neptú en la Jet Propulsion Laboratory Development Ephemeris (JPL DE), la suposta discrepància en l'òrbita d'Urà i en ella la necessitat d'un Planeta X, varen desaparéixer.[3] No hi ha discrepàncies en les trayectòries de les sondes espacials com Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, i Voyager 2 que puguen atribuir-se a l'atracció gravitatoria d'un objecte desconegut de gran tamany en el sistema solar exterior.[51] l'anomalia de les Pioneer de 2004 encara no ha pogut demostrar relació en un cos planetari de grans dimensions en el sistema solar exterior.[52] La majoria dels astrònoms coincidixen que el Planeta X que Lowell va definir, no existix.[53]

Vore també

Telescopis de reconeiximent

Referències

  1. ↑ 1,0 1,1 Ernest Clare Bower. “On the Orbit and Mass of Pluto with an Ephemeris for 1931–1932”. Lick Observatory Bulletin 15 (437): 171-178. doi:10.5479/ADS/bib/1931LicOB.15.171B. Bibcode: 1931LicOB..15..171B.
  2. ↑ Tombaugh (1946), p. 73. (en anglés)
  3. ↑ 3,0 3,1 Standage, Tom. The Neptune File: A Story of Astronomical Rivalry and the Pioneers of Planet Hunting (en anglés), Nova York: Walker, p. 188. ISBN 978-0-8027-1363-6.
  4. ↑ IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6 (PDF), International Astronomical Union.
  5. ↑ Tegler, S. C.. “Almost Planet X”. Nature 411 (6836): 423-424. doi:10.1038/35078164. PMID 11373654.
  6. ↑ Luhman, K. L.. “A Search for a Distant Companion to the Sun with the Wide-field Infrared Survey Explorer”. The Astrophysical Journal 781 (1). doi:10.1088/0004-637X/781/1/4. Bibcode: 2014ApJ...781....4L.
  7. ↑ “A Sedna-like body with a perihelion of 80 astronomical units” . Nature 507 (7493): 471-474. doi:10.1038/nature13156. Bibcode: 2014Natur.507..471T.
  8. ↑ «[1]», IOP Science. Consultat el 24 de febrer de 2016 (en anglés).
  9. ↑ Burdick, Alan. Discovering Planet Nine. Recuperate le 20 de giner de 2016.
  10. ↑ Lexell, A. J. (1783). “Recherches sur la nouvelle planete, decouverte parell M. Herschel & nominee Georgium Sidus”. Acta Acadèmia Scientarum Imperialis Petropolitanae (1): 303-329.
  11. ↑ Bouvard (1821) (en anglés)
  12. ↑ [Anón.] (2001) «Bouvard, Alexis.» Encyclopædia Britannica, Deluxe CDROM edition (en anglés).
  13. ↑ Croswell (1997), p. 43 (en anglés).
  14. ↑ 14,00 14,01 14,02 14,03 14,04 14,05 14,06 14,07 14,08 14,09 Grosser, Morton. “The Search For A Planet Beyond Neptune”. Isis 55 (2): 163-183. doi:10.1086/349825.
  15. ↑ 15,0 15,1 Sherrill, T. J.. “A Career of Controversy: The Anomaly of T. J. J. See”. Journal for the History of Astronomy 30: 25-50. Bibcode: 1999JHA....30...25S.
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 Chhabra, J. G.(1984).«Prediction of Pluto by V. P. Ketakar».Indian Journal of the History of Science.19(1)
    18-26.Consultat el 4 de setembre de 2008.
  17. ↑ Musotto, Susanna. “Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites”. Icarus 159 (2): 500-504. doi:10.1006/icar.2002.6939. Bibcode: 2002Icar..159..500M.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 18,5 18,6 Tombaugh (1946).
  19. ↑ Croswell (1997), p. 43.
  20. ↑ Littman (1990), p. 70.
  21. ↑ Govert Schilling. The Hunt For Planet X (en anglés), Springer, p. 34. ISBN 0-387-77804-7.
  22. ↑ Croswell p. 50.
  23. ↑ 23,0 23,1 Hoyt, William Greus. “W. H. Pickering's Planetary Predictions and the Discovery of Pluto”. Isis 67 (4): 551-564. doi:10.1086/351668. p. 563.
  24. ↑ Croswell (1997), p. 49.
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 Croswell (1997), pp. 32-55.
  26. ↑ Tombaugh (1946), p. 79.
  27. ↑ «NASA's Solar System Exploration: Multimèdia: Gallery: Pluto's Symbol» (en anglés). NASA. Archivat des d'el original, el 1 d'octubre de 2006. Consultat el 25 de març de 2007.
  28. ↑ «Clyde W. Tombaugh» (en anglés). New Mexico Museum of Space History. Consultat el 29 de juny de 2008.
  29. ↑ Donen Bruton. «Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets» (en anglés). Department of Physics & Astronomy (Stephen F. Austin State University). Archivat des d'el original, el 23 de juliol de 2011. Consultat el 16 de juny de 2008. (Pluto: H=−1 with Albedo=0.07 would be 7961 km diameter)
  30. ↑ 30,0 30,1 Davies, J. K.. «The Early Development of Idees Concerning the Transneptunian Region», M. Antonietta Baracci (ed.). The Solar System Beyond Neptune (en anglés), University of Arizona Press, pp. 11-23.
  31. ↑ Brown, Ernest W.. “On a criterion for the prediction of an unknown planet”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 92. Bibcode: 1931MNRAS..92...80B. Recuperate le 7 de juliol de 2011.
  32. ↑ 32,0 32,1 “The Discovery of Pluto” . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91: 380-385. doi:10.1093/mnras/91.4.380. Bibcode: 1931MNRAS..91..380..
  33. ↑ 33,0 33,1 Weintraub, David A.. Is Pluto a Planet?: A Historical Journey through the Solar System (en anglés), Princeton University Press, 2014, p. 141.
  34. ↑ 34,0 34,1 Kuiper, Gerard P.. “The Diameter of Pluto”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 62 (366): 133-137. doi:10.1086/126255. Bibcode: 1950PASP...62..133K.
  35. ↑ Baade, Walter. “The Photographic Magnitude and Color Index of Pluto”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 46. doi:10.1086/124467. Bibcode: 1934PASP...46..218B.
  36. ↑ 36,0 36,1 Rawlins, Dennis. “Mass and Position Limits for an Hypothetical Tenth Planet of the Solar System”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 162: 261-270. Bibcode: 1973MNRAS..162..261.. Rawlins també va tindre en conte el fracàs ocultació estelar de Plutó com es va informar en 1966 per I. Halliday, R. Hardie, O. Franz, i J. Priser en P. A. S. P. volum 78, pág. 113.
  37. ↑ “Pluto: Evidence for Methane Frost” (1976). Science 194: 835-837. doi:10.1126/science.194.4267.835-a. Recuperate le 12 d'abril de 2015.
  38. ↑ 38,0 38,1 Croswell (1997), p. 57.
  39. ↑ 39,0 39,1 Christy, James W.. “The Satellite of Pluto”. Astronomical Journal 83 (8): 1005-1008. doi:10.1086/112284. Bibcode: 1978AJ.....83.1005C.
  40. ↑ Croswell (1997), pp. 57-58.
  41. ↑ 41,0 41,1 Croswell, pp. 56-71.
  42. ↑ Harrington, R. S.. “The location of Planet X”. The Astronomical Journal 96: 1476-1478. doi:10.1086/114898. Bibcode: 1988AJ.....96.1476H.
  43. ↑ Croswell (1997), pp. 62-63.
  44. ↑ Brady, Joseph L.. “The Effect of a Trans-Plutonian Planet on Halley's Comet”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 84 (498): 314-322. doi:10.1086/129290. Bibcode: 1972PASP...84..314B.
  45. ↑ Croswell (1997), p. 63.
  46. ↑ O'Toole, Thomas. Mystery Heavenly Body Discovered, p. A1. Recuperate le 28 de giner de 2008. Archivate ab le original le 1 de febrer de 2008.
  47. ↑ Houck, J. R.. “Unidentified IRAS sources: Ultra-High Luminosity Galaxies”. The Astrophysical Journal 290: 5-8. doi:10.1086/184431. Bibcode: 1985ApJ...290L...5H.
  48. ↑ Jackson, A. A.. “Planet X and the stability of resonances in the Neptune-Pluto system”. Monthly Notices Royal Astronomical Society 235: 593-601. Bibcode: 1988MNRAS.235..593J.
  49. ↑ 49,0 49,1 Croswell (1997), p. 66.
  50. ↑ Standish, Myles. “Planet X – No dynamical evidence in the optical observations”. Astronomical Journal 105 (5): 200-2006. doi:10.1086/116575. Bibcode: 1993AJ....105.2000S.
  51. ↑ Littmann (1990), p. 204.
  52. ↑ (arXiv: gr-qc/0104064)
  53. ↑ Standage, Tom. The Neptune File (en anglés), Penguin, p. 168. ISBN 0-8027-1363-7.

Bibliografia

36-38.doi:10.1038/313036a0.
  • Standish, E. Myles«Planet X: No Dynamical Evidence in the Optical Observations».Astronomical Journal.105(5)
2000-2006.doi:10.1086/116575.
18-19.doi:10.1038/363018b0.


Referències


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Planetes_més_allà_de_Neptú&oldid=1510726»