Объекты пояса Койпера

На 26 мая 2008 года известно около 1000 объектов  пояса Койпера, которые делятся на следующие категории:
  • Классические объекты: имеют приблизительно круговые орбиты с небольшим наклонением, не связаны с движением планет. Такие объекты иногда называют «кьюбивано» в честь первого представителя, 1992 QB1. На 2004 год было известно 524 таких объекта.
  • Резонансные объекты: образуют орбитальный резонанс 1:2, 2:3, 2:5, 3:4, 3:5, 4:5 или 4:7 с Нептуном. Объекты с резонансом 2:3 называются плутинов честь самого известного представителя — Плутона. На 2005 год известно около 150 плутино и 22 других резонансных объекта. Предполагается, что плутино составляют от 10 до 20 % общей численности объектов пояса Койпера, и, таким образом, общее число плутино диаметром более 100 км составляет более 30 000.
Совокупная масса населения пояса Койпера в сотни раз превышает массу пояса астероидов, однако, как предполагается, существенно уступает массе облака Оорта. Считается, что в поясе Койпера имеется несколько тысяч тел диаметром более 1000 км, около 7000 с диаметром более 100 км и как минимум 450 000 тел диаметром более 50 км.

Признавая заслуги Кеннета Эджворта, астрономы иногда называют пояс Койпера «поясом Эджворта — Койпера». Однако Брайан Марсден считает, что ни один из этих учёных не заслуживает такой чести: «Ни Эджворт, ни Койпер не писали ни о чём похожем на то, что мы сейчас наблюдаем — это сделал Фред Уиппл». Есть и ещё одно мнение — Дэвид Джуитт сказал по поводу этой проблемы следующее: «Если говорить о чьём-то имени… то Фернандез более всех заслуживает чести считаться человеком, предсказавшим пояс Койпера». Некоторые группы учёных предлагают использовать для объектов этого пояса термин транснептуновый объект (ТНО) как наименее спорный. Однако это не синонимы, так как к ТНО относят все объекты, обращающиеся за орбитой Нептуна, а не только объекты пояса Койпера.

Сравнение орбит крупнейших кьюбивано (синие) и крупнейших плутино (красные). Эксцентриситеты орбит представлены отрезками (от перигелия до афелия), наклонения представлены положением отрезков по вертикали.



Крупнейшие объекты пояса Койпера :




Макемаке (136472 Makemake по каталогу ЦМП) — третья по величине карликовая планета Солнечной системы, четвертый по величине транснептуновый объект и второй по величине в поясе Койпера. Относится к транснептуновым объектам, плутоидам. Является крупнейшим из известных классических объектов пояса Койпера.


Несмотря на то, что Макемаке — довольно яркий объект и мог быть открыт гораздо раньше, по многим причинам этого не случилось. В частности, обнаружить транснептуновый объект при поиске астероидов и комет маловероятно, поскольку скорость движения ТНО на фоне звёзд крайне мала. Но Макемаке долгое время не могли найти ни при поисках Плутона в 1930 году, ни при специализированных поисках ТНО, начавшихся в 1990-е, так как поиски малых планет проводятся главным образом относительно близко к эклиптике из-за того, что вероятность обнаружить новые объекты в этой области максимальна. Но Макемаке имеет большое наклонение — на момент своего открытия он был высоко над эклиптикой, в созвездии Волосы Вероники.
Макемаке был открыт группой американских астрономов. В неё входили: Майкл Браун (Калифорнийский технологический институт), Дэвид Рабиновиц (Йельский университет) и Чедвик Трухильо (Обсерватория Джемини).Группа использовала 122-сантиметровый телескоп имени Самуэля Ошина со 112 ПЗС-матрицами, который расположен в Паломарской обсерватории, а также специальную программу для поиска движущихся объектов на снимках.
Макемаке был впервые отмечен 31 марта 2005 года на снимке, сделанном в 6:22 UTC того же дня с помощью телескопа имени Самуэля Ошина. На момент открытия в марте 2005 года он находился в противостоянии в созвездии Волосы Вероники и имел звёздную величину 16,7 (по сравнению с 15 у Плутона). Позже объект был найден на снимках, сделанных ещё в начале 2003 года. Заявление об открытии было официально опубликовано 29 июля 2005 года , одновременно с заявлением об открытии другой карликовой планеты, Эриды.
При регистрации открытия объекту было присвоено обозначение 2005 FY9.
Открывшая объект группа астрономов дала ему прозвище «Пасхальный кролик» (англ. Easterbunny).  Майкл Браун объяснил это следующим образом:
Три года — это долгий срок, чтобы иметь только табличку с номером вместо имени, поэтому бо́льшую часть времени мы просто называли этот объект «Пасхальный кролик» в честь того факта, что он был открыт всего через несколько дней после Пасхи2005 года.

7 сентября 2006 года одновременно с Плутоном и Эридой он был включён в каталог малых планет под номером 136472.

В соответствии с правилами МАС, классическим объектам пояса Койпера (кьюбивано) присваивается имя, связанное с сотворением. Майкл Браун предложил назвать его в честь Маке-маке — создателя человечества и бога изобилия в мифологии рапануйцев, коренных жителей острова Пасхи. Это название было выбрано отчасти для того, чтобы сохранить связь объекта и Пасхи. 18 июля 2008 года 2005 FY9 было присвоено название Макемаке (лат. Makemake). Одновременно с присвоением названия он был включён в число карликовых планет, став четвёртой по счёту карликовой планетой и третьим плутоидом, наряду с Плутономи Эридой.

Орбиты Макемаке (голубая) и Хаумеа (зелёная), сопоставленные с орбитой Плутона/Харона (красная) и эклиптикой (серая). Перигелий (q) и афелий (Q) отмечены датами прохождения. Положение планет на апрель 2006 года отмечено сферами, иллюстрирующими относительный размер и разницу в альбедо и цвете


Орбита Макемаке отслежена по архивным снимкам вплоть до 1955 года. Она наклонена к плоскости эклиптики под углом 29°, умеренно вытянута — её эксцентриситет равен 0,162, а большая полуось составляет 45,44 а. е.(6,8 млрд км). Таким образом, максимальное расстояние от Макемаке до Солнца составляет 52,82 а. е. (7,9 млрд км), минимальное — 38,05 а. е. (5,69 млрд км).Следовательно, периодически он может находиться ближе к Солнцу, чем Плутон, но при этом не входит внутрь орбиты Нептуна. Своим высоким наклонением и умеренным эксцентриситетом орбита Макемаке сходна с орбитой другой карликовой планеты — Хаумеа, однако она несколько дальше от Солнца по своей большой полуоси и перигелию.
Согласно классификации ЦМП, Макемаке относится к классическим объектам пояса Койпера(называемым также кьюбивано).  В отличие от плутино, которые находятся с Нептуном в резонансе 2:3, кьюбивано обращаются на достаточном удалении от Нептуна, чтобы не подвергаться создаваемым им гравитационным возмущениям, что позволяет их орбитам оставаться устойчивыми на протяжении всего существования Солнечной системы.Такие объекты движутся вокруг Солнца по планетоподобным орбитам (они проходят близко к плоскости эклиптики и почти круговые, как у планет). Однако Макемаке — член «динамически горячего» класса классических объектов пояса Койпера, поскольку он имеет высокое наклонение по сравнению с остальными членами группы. Поэтому некоторые астрономы классифицируют Макемаке как объект рассеянного диска.

Снимок Макемаке, сделанный 26 ноября 2009 года через 61-сантиметровый телескоп (звёздная величина 16,9m)


По состоянию на 2012 год Макемаке находился в 52,2 а. е. (7,8 млрд км) от Солнца, вблизи точки афелия, которой достигнет в апреле 2033 года.
Абсолютная звёздная величина Макемаке составляет −0,44m. Его видимый блеск в 2012 году равен 16,9m, то есть Макемаке — второй по яркости из известных объектов пояса Койпера после Плутона. Он достаточно ярок для того, чтобы его можно было заснять через мощный любительский телескоп с апертурой 250—300 мм.
Период обращения Макемаке вокруг Солнца составляет 309 ,41 лет. Соответственно, ближайшее прохождение перигелия произойдёт в 2187 году (последний раз это произошло в 1881 году). В это время его видимая звёздная величина достигнет 15,5m.что лишь немного меньше яркости Плутона, с которым они будут находиться почти на одном расстоянии от Солнца.
Размер Макемаке точно неизвестен. По приблизительной первоначальной оценке, его диаметр — три четверти от диаметра Плутона.
В 2007 году были опубликованы результаты измерения диаметра и альбедо Макемаке, выполненные при помощи инфракрасного космического телескопа Спитцер. Согласно этим измерениям, диаметр Макемаке оказался равен 1500+400−200 км, а альбедо — 0,8+0,1−0,2.
Измерения размеров объекта, проведённые в 2010 году при помощи инфракрасной космической обсерватории Гершель, показали, что его диаметр лежит в диапазоне 1360—1480 км.
Таким образом, диаметр Макемаке немного больше, чем у Хаумеа, что делает его третьим по величине транснептуновым объектом после Плутона и Эриды. Это позволяет уверенно сказать, что Макемаке достаточно велик для того, чтобы прийти в состояние гидростатического равновесия и приобрести форму сплющенного у полюсов сфероида. Поэтому он соответствует определению карликовой планеты.
Это предположение подтвердилось после наиболее точного измерения размеров Макемаке во время покрытия им очень слабой звёзды NOMAD 1181-0235723 (видимая величина 18,2m) в созвездии Волосы Вероники, произошедшего в ночь на 23 апреля 2011 года. Событие удалось зарегистрировать пяти обсерваториям в Южной Америке.В результате было установлено, что экваториальный диаметр Макемаке составляет 1502 ± 45 км, полярный —1430 ± 9 км.
Масса Макемаке точно не установлена. Наличие спутника позволило бы простым методом измерить массу объекта, поэтому отсутствие спутника осложняет получение точных данных о массе Макемаке.Если предположить, что его плотность равна средней плотности Плутона — 2 г/см³, то массу Макемаке можно оценить в 3·1021 кг (0,05 % от массы Земли). Из данных по покрытию звезды планетой получена относительно грубая оценка плотности объекта: 1,7 ± 0,3 г/см3.
Период вращения Макемаке точно не известен. В 2007 году был опубликован анализ кривой блеска, построенной при помощи телескопов в обсерваториях Сьерра-Невада и Калар-Альто. Согласно этим данным, Макемаке имеет два периода изменения блеска: 11,24 и 22,48 ч. Исследователи сочли, что второе скорее соответствует периоду вращения.
По опубликованным в 2009 году данным исследования блеска Макемаке при помощи телескопа имени Койпера в обсерватории Стюарда, период его вращения составляет 7,771±0,003 часа. Этот результат хорошо согласуется с опубликованными в 2010 году результатами анализа блеска Макемаке в 2005—2007 годах, в соответствии с которым период вращения объекта составляет 7,65 часа.
Наклон оси вращения Макемаке неизвестен.

Макемаке в представлении художника


С учётом того, что альбедо Макемаке около 0,7, при нынешнем расстоянии от Солнца равновесная температура на его поверхности составляет около 29 К (−244 °C), а в ближайшей к Солнцу точке орбиты температура может достигать 34 К (−239 °C).
При исследовании Макемаке космическими телескопами «Спитцер» и «Гершель» было обнаружено, что поверхность Макемаке неоднородна. Хотя бо́льшая часть поверхности покрыта метановым снегом, и величина альбедо там достигает 0,78-0,90, существуют небольшие участки затемнённого ландшафта, которые покрывают 3-7 % поверхности, где альбедо не превышает 0,02-0,12.
В 2006 году опубликованы результаты анализа спектра Макемаке в диапазоне длин волн 0,35-2,5 мкм посредством телескопов «Уильям Гершель» и «Галилео» в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос. Исследователями было установлено, что его поверхность по химическому составу похожа на поверхность Плутона, в частности, ближний инфракрасный спектр отмечен сильными линиями поглощения метана (CH4), а в видимом диапазоне преобладает красный цвет, что, по-видимому, связано с присутствием толинов.
Хотя другое исследование, опубликованное в 2007 году, выявило и существенные различия спектров Макемаке и Плутона, выражающиеся в первую очередь в наличии на Макемаке этана и отсутствии азота (N2) и угарного газа (CO). Также авторы предположили, что необычно широкие линии метана связаны с тем, что он присутствует на поверхности объекта в форме больших (размером около 1 см) зёрен. Этан, видимо, также образует зёрна, но гораздо более мелкие (около 0,1 мм).
В 2008 году вышло исследование, доказывающее, что, скорее всего, азот на Макемаке есть. Он присутствует в виде примеси в метановом льду, давая небольшие сдвиги в спектре метана.Правда, доля азотного льда несравнимо мала с количеством этого вещества на Плутоне и Тритоне, где он составляет почти 98 % коры. Относительный дефицит азотного льда означает, что запасы азота были каким-то образом исчерпаны за время существования Солнечной системы.
Данные, полученные в 2011 году во время покрытия Макемаке звезды, показывают, что в настоящее время эта планета, в отличие от Плутона, не имеет атмосферы. Давление у поверхности планеты на момент наблюдения не превышает 4-12·10−9 атмосферы. Однако присутствие метана и, возможно, азота делает вероятным существование на Макемаке временной атмосферы, похожей на ту, которая появляется у Плутона в перигелии. Азот, в случае его наличия, был бы доминирующим компонентом этой атмосферы. Существование временной атмосферы могло бы дать естественное объяснение дефициту азота на Макемаке: так как притяжение планеты слабее, чем у Плутона, Эриды или Тритона, то большое количество азота, возможно, было унесено планетарным ветром; метан легче, чем азот, и имеет значительно меньшее давление пара при температурах, господствующих на Макемаке (30—35 К), что и препятствует его потере; результат этих процессов — значительно более высокая концентрация метана.
Долгое время на орбите вокруг Макемаке не могли обнаружить ни одного спутника. Было установлено, что у Макемаке нет спутников яркостью более 1 % от яркости планеты и находящихся на угловом расстоянии от неё не ближе 0,4 угловой секунды. Отсутствие спутников отличало Макемаке от других крупных транснептуновых объектов, которые почти все обладают по крайней мере одним спутником: Эрида — одним, Хаумеа  — двумя и двойная система Плутон/Харон — четырьмя. Считается, что от 10 до 20 % транснептуновых объектов имеют один или несколько спутников.
Поэтому поиски продолжались, и в 2016 году было объявлено об открытии у Макемаке маленького спутника яркостью 0,08% от яркости карликовой планеты. Он получил обозначение S/2015 (136472)



Хаумеа, или Хаумея (136108 Haumea по каталогу ЦМП), — пятый по величине транснептуновый объект и третий в поясе Койпера. Имеет статус - малая планета. Классифицируется как плутоид, транснептуновый объект (ТНО). Это самое быстровращающееся тело из всех изученных объектов Солнечной системы, имеющих диаметр более 100 км.Хаумеа обладает сильно вытянутой формой. У неё обнаружено 2 спутника. Период обращения вокруг Солнца - 285.28 лет.


Хаумеа была открыта независимо американской и испанской группами астрономов.
Американская группа состояла из: Майкла Брауна (Калифорнийский технологический институт),Дэвида Рабиновица (Йельский университет) и Чедвика Трухильо (Обсерватория Джемини). Они обнаружили Хаумеа 28 декабря 2004 года на снимке, сделанном 6 мая 2004 года 122-сантиметровым телескопом имени Самуэля Ошина, который расположен в Паломарской обсерватории. Вместо того, чтобы сразу опубликовать своё открытие, Браун решил сперва подробно изучить природу объекта. К 7 июля 2005 года он подготовил документы для объявления об открытии, но из-за рождения дочери отложил его до съезда Американского Астрономического союза в сентябре 2005 года, опубликовав 20 июля 2005 года краткий обзор доклада.

В испанскую группу входили Хосе Луис Ортис(Астрофизический институт Андалузии) и его студент Пабло Сантос-Санз. Они обнаружили Хаумеа 25 июля 2005 года на снимке, сделанном Франциско Асейтуно 7 марта 2003 года посредством 36-сантиметрового телескопа в обсерватории Сьерра-Невада. 28 июля открытие подтвердили в обсерватории Мальорки, обнаружив объект при помощи 30-сантиметрового телескопа.
Испанская группа официально объявила о своём открытии 29 июля 2005 года, став, таким образом, официальным первооткрывателем.
Браун, узнав о заявлении об открытии, немедленно направил свои данные для публикации и отправил Ортису по электронной почте поздравление. Однако, вскоре он заподозрил Ортиса в подлоге данных, поскольку за два дня до обнародования открытия испанцами, кто-то из Астрофизического института Андалузии просматривал снимки Хаумеа, сделанные группой Брауна, и 14 августа 2005 года подал жалобу в МАС.Позже Ортис подтвердил, что просматривал материалы Брауна, но исключительно для проверки своего открытия.

Анимация из трёх снимков, сделанных 7, 9 и 10 марта 2003 года, на которых Хаумеа была открыта испанскими астрономами


При регистрации открытия объекту было присвоено обозначение 2003 EL61, соответствующее дате снимка, на котором объект был открыт испанской группой.
До регистрации открытия испанской группой американские астрономы использовали для объекта технический код K40506A, но между собой дали ему прозвище «Санта» (англ. Santa), поскольку он был открыт сразу после Рождества 2004 года.
7 сентября 2006 года одновременно с Плутоном и Эридой он был включён в каталог малых планет под номером 136108.
Испанцы предлагали дать планете имя Атаэцина (лат. Ataecina) — в честь иберийской богини весны, которая считается аналогом римской Прозерпины. Однако этот вариант не был принят, так как имена подземных богов «зарезервированы» для объектов, орбиты которых, подобно орбите Плутона, гравитационно взаимодействуют с Нептуном.В соответствии с правилами МАС, классическим объектам пояса Койпера присваивается имя, связанное с сотворением.Дэвид Рабиновиц предложил назвать его в честь Хаумеа — гавайской богини плодородия и деторождения.
17 сентября 2008 года 2003 EL61 было присвоено название Хаумеа (лат. Haumea).Одновременно с присвоением названия она была включена в число карликовых планет, став пятой по счёту карликовой планетой и четвёртым плутоидом, наряду с Плутоном, Эридой и Макемаке

Орбиты Хаумеи (жёлтая), сопоставленная с орбитой Плутона/Харона (красная) и эклиптикой (серая).Перигелий (q) и афелий (Q) отмечены датами прохождения. Положение планет на май 2009 года отмечено сферами, иллюстрирующими относительный размер и разницу в альбедо и цвете


Орбита Хаумеи отслежена по архивным снимкам вплоть до 1955 года.Она наклонена к плоскости эклиптики под углом 28,2°, умеренно вытянута — её эксцентриситет равен 0,1975. Большая полуось орбиты составляет 42,98 а. е. (6,43 млрд км), при этом максимальное расстояние от Хаумеи до Солнца равно 51,47 а. е. (7,7 млрд км), а минимальное — 34,49 а. е. (5,16 млрд км).Следовательно, Хаумеа не входит внутрь орбиты Нептуна.

Первоначально Хаумею относили к классическим объектам пояса Койпера (называемым также кьюбивано),но позже ЦМП исключил её из этой группы. Это связано с тем, что у Хаумеи обнаружили возможность слабого взаимодействия её с Нептуном в резонансе 12:7.
По состоянию на 2012 год Хаумеа находится в 51,54 а. е. (7,71 млрд км) от Солнца, вблизи точки афелия, которую она прошла в конце 1991 — начале 1992 года, и сейчас приближается к Солнцу.
Абсолютная звёздная величина Хаумеи составляет 0,01m. Её видимый блеск в 2012 году равен 17,2m.Она достаточно яркая для того, чтобы её можно было заснять через мощный любительский телескопс апертурой 250—300 мм.

Первые же фотометрические наблюдения, выполненные группой Брауна в 2005 году посредством телескопа в обсерватории Кека, выявили, что Хаумеа — необычная планета. Она крайне быстро вращается — её период оборота вокруг собственной оси составляет 3,9155±0,0002 часа.
Очень быстрое вращение Хаумеа должно искажать её форму. Это косвенно подтверждается тем, что у неё наблюдаются большие колебания яркости — их амплитуда достигает (0,28±0,04)m. Хотя причиной этих колебаний может быть неоднородность поверхности (как у Плутона, у которого отклонения в яркости достигают 35 %), для Хаумеа причиной изменения яркости является, скорее всего, её вытянутая форма. Исследователи провели моделирование формы объекта, установив, что наилучшее соответствие даёт модель в виде эллипсоида Якоби с размерами 1960×1518×996 км и альбедо 0,73. В этом случае размеры Хаумеа — примерно диаметр Плутона «вдоль» и в два раза меньше — «поперёк», и Хаумеа занимает третье или четвёртое место среди транснептуновых объектов после Эриды, Плутонаи, возможно, Макемаке.

В 2007 году были опубликованы результаты измерения диаметра и альбедо Хаумеа, выполненные при помощи инфракрасного космического телескопа Спитцер. Согласно этим измерениям, средний диаметр Хаумеа оказался равен 1150+250−100 км, а альбедо — 0,84+0,10−0,20.
Измерения размеров объекта, проведённые в 2010 году при помощи инфракрасной космической обсерватории Гершель, показали, что её средний диаметр лежит в диапазоне 1212—1491 км.
Масса Хаумеа определена по орбитам спутников и равна (4,004±0,040)·1021 кг, что составляет 24 % от массы Эриды и 32 % массы Плутона. Исходя из расчётной формы объекта, его средняя плотность лежит в пределах 2,6—3,34 г/см³.Таким образом, плотность Хаумеа выше, чем у её соседей по поясу Койпера.
Наклон оси вращения Хаумеа к плоскости её орбиты неизвестен, что ещё сильнее затрудняет определение формы объекта.
В 2005 году было проведено исследование спектра Хаумеи в диапазоне 1,0—2,4 мкм посредством телескопов в обсерваториях Джемини и Кека. В результате было обнаружено, что её поверхность, как и поверхность Харона, покрыта преимущественно водяным льдом в виде зёрен диаметром 25 или 50 мкм. Но спектр объекта отличается от спектра чистого льда — в нём присутствуют особенности, которые исследователи склонны объяснять присутствием на поверхности циановодорода (до 27 %) и филлосиликатных пород, таких как каолинит. Также в спектре Хаумеи обнаружен необычный для кристаллического льда спад после 2,35 мкм, который может быть связан с наличием в её снегу цианистого калия, либо таких углеродистых минералов, как асфальтит, керит или вюрцилит.
В 2009 году Педро Ласерда из университета Королевы в Белфасте сообщил об обнаружении на поверхности Хаумеи цветовой аномалии — крупного пятна, обладающего красным оттенком в видимом диапазоне. Природа и происхождение данного объекта точно не установлены. Предположительно, это может быть область скопления неких минералов или органических соединений. По другой гипотезе, «красное пятно» представляет собой след от столкновения Хаумеи с другим небесным телом.
Возможно, Хаумеа родилась в результате столкновения двух небесных тел. Бо́льшая часть лёгких компонентов (метан и азот) после удара частично испарилась, частично была выброшена в окружающее пространство и впоследствии образовала два спутника (возможно, будут открыты ещё спутники). Гипотеза столкновения косвенно подтверждается тем, что на похожих орбитах обращаются ещё как минимум три ТНО меньшего размера с аналогичными Хаумеа спектрам, которые, возможно, являются «осколками» Хаумеа и разрушившегося после удара объекта диаметром около 1600 км. Два других ТНО-«попутчика», которые ранее считались «осколками», имеют красноватый цвет и поэтому не относятся к участникам этого катаклизма. Поиск «осколков» продолжается.

Хаумеа и её спутники (рисунок художника)


После открытия Хаумеа группа Брауна начала систематические наблюдения её посредством телескопа с адаптивной оптикой в обсерватории Кека и 26 января 2005 года они обнаружили у объекта спутник, которому дали прозвище Рудольф (англ. Rudolph) — в честь одного из оленей в упряжке Санта-Клауса. Второй спутник, получивший прозвище Блитцен (англ. Blitzen) был открыт таким же образом 30 июня 2005 года.17 сентября 2008 года одновременно с присвоением имени Хаумеа её спутники также получили официальные названия: Хииака (обозначение (136108) Haumea I Hiʻiaka) и Намака (обозначение (136108) Haumea II Namaka) — в честь дочерей Хаумеа.
Диаметр Хииаки — около 350 км, период обращения — 48,9 суток, радиус орбиты — 49,9 тыс. км. Намака примерно вдвое меньше первого, обращается вокруг Хаумеа по орбите с большой полуосью 25,6 тыс. км с периодом 18 суток.

(20000) Варуна (англ. Varuna) — транснептуновый объект, один из крупнейших кьюбивано (классических объектов пояса Койпера), отделённый объект. Открыт 28 ноября 2000 года Робертом Мак-Милланом, руководителем проекта Spacewatch.
Варуна имеет вытянутую форму — 859×453 км, прежняя оценка диаметра Варуны — около 1060 км. Эксцентриситет орбиты — 0,051, большая полуось орбиты — 43,129 а. е., перигелий — 40,915 а. е., афелий — 45,335 а. е., орбитальный период — 282,5 года. Угол наклона к плоскости эклиптики — 17,2°. Масса ~5,9·1020 кг. Предположительно состоит из смеси пористых пород с низкой плотностью (плотность ~1 г/см³). Цвет поверхности — умеренно красный, но чрезвычайно тёмный.
Номер по каталогу малых планет — 20000. Предварительное обозначение — 2000 WR106.
Сравнение размеров Варуны с Плутоном и Хароном :


Кьюбивано Варуна назван в честь одного из главных божеств ведийского пантеона — повелителя мировых вод, хранителя справедливости, стража бессмертия Варуны (санскр. वरुण), из-за связи с водной стихией часто отождествляемого с греческим Посейдоном и римским Нептуном. Кроме имени, Варуна получил дополнительное цифровое обозначение «20000» в знак того, что является одним из крупнейших классических объектов пояса Койпера, обнаруженных до настоящего времени.
Размеры большого объекта пояса Койпера могут быть определены одновременно наблюдениями теплового излучения и отражённого солнечного света. К сожалению, тепловые излучения слабы у удалённых объектов, также их определению дополнительно препятствует атмосфераЗемли, только слабый «хвост» выбросов доступен для наземных наблюдений. Кроме того, оценки зависят от модели с неизвестными параметрами (например, полюса ориентации и тепловой инерции). Следовательно, оценки альбедо сильно варьируют, в результате чего, будут существенные различия и в предположительных размерах. Оценки размеров Варуны варьировали от 500 до 1060 км. Две последние оценки Спитцера ближе в 500 км (310 миль) и несовместимы с оценками 2005 года в 936 +238−324 км, на основе ранее полученных результатов (900 +129−145)и (1060 +180−220). Этому несоответствию результатов Спитцера с ранними (субмиллиметровыми) наблюдениями дано объяснение от оригинальных авторов (Стансберри и др.); в данном случае имеет ряд трудностей в случае Варуны, авторы склоняются в пользу субмиллиметровых результатов (Джевитт, Лилоуч) для этого объекта, а не к данным Спитцера.
7 декабря 2008 года было предположено, что Варуна покроет собой звезду в Близнецах со звёздной величиной 14,7. Это событие позволило бы определилить нижний предел размеров Варуны. Если бы можно было провести несколько наблюдений покрытий Варуной других звёзд, то можно было бы определить и его точный размер. По прогнозам предположено, что событие может произойти только при наблюдениях из Южной Америки и Африки, однако сообщений об убедительном подтверждении события нет.
28-секундное затмения звезды 11,1 звёздной величины Варуной наблюдалось с Камалау, Параиба, Бразилия, в ночь на 19 февраля 2010 года. Результаты затмения 2010 года, длившегося в Сан-Луисе около 52,5 секунды, соответствуют поперечнику в 1003 км, но Кишада была на 255 км меньше результата, предлагая наличие удлинённой формы для Варуны. Затмение произошло вблизи максимальной яркости Варуны, покрытие при наблюдении очевидно было максимальным по площади для эллипсоидальной формы. Размер Варуны по данным покрытия 2010 года составляет 1120×424 км, по данным покрытия 2013 года — 859,0 ± 8,6км×453,3 км.

Художественное изображение Варуны :


Орбиты Варуны (синяя) и Плутона/Харона (красная)


Варуна классифицируется как классический транснептуновый объект и следует по почти круговой орбите с большой полуосью около 43 а. е., аналогично Квавару, но с большим наклоном. Его орбитальный период сходен с периодом Квавара — 283 года. График показывает, полярный обзор (сверху; орбита Варуны синий, Плутона — красного, Нептуна — серого). Перигелии и афелии и даты прохождения также отмечены. Интересно, что орбиты Варуны и Плутона имеют очень близкие наклонения и аналогично сориентированны (узлы обеих орбит достаточно близки). Однако, хотя наклонения их орбит к плоскости эклиптики отличаются всего на 0,06 градуса и, казалось бы, плоскости их орбит должны быть очень близки и друг к другу, именно из-за 13-градусной разности долгот их восходящих узлов взаимное наклонение орбит Плутона и Варуны составляет 3,83 градуса. Варуна на расстоянии 43 а. е. и на почти круговой орбите, в отличие от Плутона, который находится в резонансе 2:3 с Нептуном, Варуна же не имеет каких-либо значительных возмущений в движении со стороны Нептуна. Обзор эклиптики иллюстрирует сравнение почти круговой орбиты Варуны с эксцентричной орбитой (е=0,25) Плутона, но аналогично наклонённой.
Варуна имеет период вращения около 3,17 ч (или 6,34 ч, в зависимости от того, кривая блеска одно- или двухгорбая). Учитывая быстрое вращение, редкое для таких больших объектов, как Варуна, происходит удлинение сфероида (отношение оси 2:3), со средней плотностью около 1,0 (примерно равен плотности воды). Изучения кривой блеска Варуны обнаружили, что наиболее подходящей моделью Варуны является трёхосный эллипсоид с осями В, С в отношениях В/=0,63-0,80, С/=0,45-0,52 и объёмная плотность 0,992. С момента открытия Варуны был обнаружен и другой, ещё бо́льший, быстро вращающийся объект (3,9 ч) Хаумеа, который, как полагают, тоже имеет продолговатую форму. Поверхность Варуны умеренно красная (по сравнению с Кваваром) и имеет небольшое количество водяного льда, обнаруженного на её поверхности.

Квавар (англ. Quaoar«ква́оар») — транснептуновый объект, один из крупнейших объектов в поясе Койпера.
Открыт 4 июня 2002 года группой Майкла Брауна из Паломарской обсерватории (Калифорния). Был обнаружен на архивных снимках 1954 года.


Объект назван по имени великой созидающей силы из мифов индейского народа тонгва — одного из коренных народов Южной Калифорнии, где расположена обсерватория, в которой сделано открытие этого объекта.

Диск Квавара (фото телескопа «Хаббл»)



На момент открытия размер Квавара оценивался в 1260 ± 190 км. Некоторое время после открытия он был крупнейшим объектом, обнаруженным в Солнечной системе с момента открытия Плутона. Впоследствии в поясе Койпера были обнаружены более крупные объекты, но Квавар по-прежнему остаётся в первой десятке .
Квавар был первым из транснептуновых объектов, диаметр которого был измерен непосредственно по фотографии. Размер диска на фотографии — всего несколько пикселей, поэтому погрешность измерения диаметра получилась достаточно большой.

Художественное изображение Квавара


В 2007 году диаметр Квавара был оценён с помощью инфракрасного космического телескопа «Спитцер». Альбедо Квавара получилось бо́льшим, чем предполагалось ранее (0,19); при таком альбедо диаметр Квавара должен быть несколько меньше — около 850 км.Орбитальный период - 285 лет. Наклонение - 7.98. Экцентриситет - 0.34. Большая полуось - 6.48 млрд.км.
После обнаружения спутника удалось оценить массу и плотность Квавара. При размере не более 1100 км в поперечнике, масса Квавара оказалась равна 0,19 ± 0,03 массы Плутона, а плотность — 2,8—3,5 г/см³. По данным 2011 года, диаметр объекта составляет 1170 км. В 2013 году диаметр Квавара был оценён в 1074 ± 38 км и в 1110 ± 5 км.
Квавар относится к классическому типу транснептуновых объектов — его орбита находится за орбитой Нептуна и не находится с этой планетой в орбитальном резонансе. Орбита Квавара, как и у больших планет, почти круговая, и её плоскость близка к плоскости эклиптики. Квавар — крупнейший из транснептуновых объектов с планетоподобной орбитой.

Орбиты Квавара и Плутона/Харона — вид с эклиптики


Орбиты Квавара (синяя) и Плутона/Харона (красная) — вид в плане


Квавар, вероятно, состоит в основном из каменных пород и водяного льда. Достаточно низкое альбедо и красноватый оттенок Квавара позволяют предположить, что льда на его поверхности меньше, чем должно быть. В 2004 году на поверхности Квавара обнаружены следы аморфного льда. Эта модификация льда образуется при температуре не менее −160 °C. Но температура на поверхности Квавара сейчас ниже — около −220 °C, и пока не ясно, что могло разогреть Квавар на целых 60 градусов. Наиболее вероятными причинами пока считают метеоритные бомбардировки или радиоактивный распад тяжёлых элементов в ядре.

Спутник Квавара был обнаружен в феврале 2007 года и был назван Вейвот (англ. Weywot).Его орбита расположена на расстоянии 14 500 км от главного объекта с эксцентриситетом около 0,14. Предполагая, что его альбедо и плотность равны значениям главного тела, учёные оценили его диаметр около 74 км (1:12 Квавара). Браун считает, что этот объект может быть частью объекта, столкнувшегося с Кваваром, который потерял бо́льшую часть своей ледяной мантии при этом столкновении. По оценкам, масса Вейвота составляет 1:2000 массы Квавара.

(90482) Орк, или Оркус (англ. Orcus, ранее 2004 DW) — крупный транснептуновый объект изпояса Койпера; вероятно, является карликовой планетой. Открыт 17 февраля 2004 года Майклом Брауном из Калифорнийского технологического института, Чедвиком Трухильо из обсерватории Джемини и Дэвидом Рабиновицем из Йельского университета. Был обнаружен на архивных снимках 1951 года.
Тип — «плутино». Диаметр — около 946 км, что составляет почти 40 % диаметра Плутона.


Орбита Орка весьма напоминает по параметрам орбиту Плутона. Интересно, что Орк всегда находится на противоположной стороне орбиты по отношению к Плутону, то есть если Орк находится в перигелии, то Плутон в это время проходит афелий, и наоборот. В связи с этим, Орк иногда называют «Анти-Плутон». Этот факт послужил отправной точкой в выборе имени объекта — так же, как Плутон является аналогией Орка в мифологии, так же Орк (со своим спутником) похож на Плутон с Хароном.Орбитальный период Орка - 247, 97 лет.

Назван в честь Орка — бога смерти и подземного царства в этрусской мифологии. В феврале 2007 года у Орка был обнаружен спутник, впоследствии получивший название Вант.
Поверхность Орка относительно яркая. Лёд обнаружен преимущественно в кристаллической форме, которая может быть связана с криовулканической деятельностью. Также, могут присутствовать другие соединения, такие как метан или аммиак.
В соответствии с конвенцией имён, изданной Международным астрономическим союзом (МАС), объекты, похожие на Плутон по размерам и параметрам орбиты, должны называться именами божеств подземного царства. Настоящее название соответствует этой конвенции, так как Орк (Оркус) является божеством подземного царства в этрусской и римской мифологиях. Кроме того, имя Орк созвучно с названием острова Оркас, где прошло детство Дианы — супруги первооткрывателя Орка, Майкла Брауна, — и где они часто бывали. Название Орк было одобрено и опубликовано 22 ноября 2004 года.

Орбиты Орка (синяя), Плутона/Харона (красная) и Нептуна (серая). Местонахождения Орка и Плутона/Харона показаны на апрель 2006 года. Также указаны даты, когда объекты проходят перигелий (q) и афелий (Q).


video

video

Орк — это крупный плутино. Его орбита очень напоминает орбиту Плутона/Харона (примерно равный период обращения и у обоих перигелий находится над эклиптикой). Единственное заметное различие — это разворот орбиты (см. схему). Несмотря на то, что орбита Орка подходит довольно близко к орбите Нептуна, резонанс между двумя объектами и большой угол наклона орбиты Орка не позволяет им приблизиться друг к другу. За последние 14 000 лет расстояние между Орком и Нептуном ни разу не было меньше 18 а. е. В связи с фактом, что орбита Орка похожа на орбиту Плутона, но они всегда находится в противоположной фазе (из-за их взаимного резонанса с Нептуном), Орк иногда называют «Анти-Плутоном».
На 2014 год Орк находится на расстоянии 47,8 а. е. от Солнца и достигнет афелия в 2019 году. В ближайшие 10 млн лет перигелий Орка может уменьшиться до 27,8 а. е., то есть будет меньше, чем у Нептуна.
Период вращения Орка вокруг оси точно неизвестен. Фотометрические исследования дают большой разброс — от 7 до 21 часа с либрациями или без них. Наиболее часто в литературе значится десятичасовой период вращения. Возможно, на период вращения и либрации влияет крупный и близко расположенный спутник Орка.
Абсолютная звёздная величина Орка — 2,3, что сопоставимо со значением  2,6  у  кьюбивано (50000) Квавар. Наблюдение Орка в  инфракрасном диапазоне с помощью космических телескопов  «Спитцер»  (на длинах волн 24 и 70  мкм ) и «Гершель»  (250, 350 и 500 мкм), даёт возможность сделать заключение, что радиус Орка варьируется в диапазоне 445—475 км. По всей вероятности, Орк имеет альбедо 22—34 %, что довольно типично для транснептуновых объектов подобных размеров. Эксцентриситет Орка - 0.217. Наклонение - 20.56.

Расчёт параметров Орка (звёздная величина и радиус) предполагал, что Орк является одиноким объектом. Наличие крупного спутника может серьёзно на них повлиять. Абсолютная звёздная величина спутника оценивается в 4,88, что примерно в 11 раз тусклее, чем сам Орк. Если альбедо обоих объектов примерно равны, то радиусы Орка и его спутника  —  900 км  и 280 км, соответственно. Если же альбедо спутника окажется в два раза ниже, чем альбедо Орка, то их радиусы уже будут оценены в 860 км и 380 км.

Так как Орк является двойным объектом (по всей видимости, спутник обладает массой, которой нельзя пренебречь в расчётах), масса всей системы была оценена в 6,32±0,05×1020 кг, что составляет 3,8 % от массы наиболее массивной известной карликовой планеты — Эриды. Как эта масса распределена между Орком и его спутником, зависит от отношения их размеров. Если радиус спутника в три раза меньше, чем радиус Орка, то масса первого составляет всего 3 % от общей массы. Если же радиус спутника 380 км, а радиус Орка — 860 км (см. выше), то масса спутника может достигать 8 % от массы Орка.

Орбитальные резонансы Орка и Плутона/Харона в системе отсчёта, привязанной к Нептуну


Первые спектроскопические наблюдения в 2004 году показали, что видимый спектр Орка нейтрального слабого цвета, в то время как небольшое отклонение в сторону инфракрасного спектра (длина волны 1,5и 2,0 мкм) даёт довольно выраженное поглощение воды. Этим Орк сильно отличается от других ТНО, как, например, Иксион, у которых красный цвет выражен, а инфракрасный, наоборот, слаб. Дальнейшие исследования Орка в инфракрасном спектре в 2004 году в Европейской южной обсерватории и обсерватории Джемини также показали наличие водного льда и углеродистых компонентов. Вода и метан не могут покрывать больше, чем 50 % и 30 % поверхности объекта, соответственно. Это значит, что пропорция льда на поверхности больше, чем на Хароне, и скорее напоминает спутник Нептуна Тритон.
Позднее, в 2008—2010 годах, спектроскопические наблюдения в инфракрасном спектре с более высоким отношением сигнал/шум выявили новые спектральные детали. Среди прочего, сильное поглощение сигнала водяным льдом на длине волны 1,65 мкм, что говорит о наличии кристаллического водяного льда на поверхности Орка, и поглощение сигнала на длине волны 2,22 мкм. Последний феномен пока недостаточно точно объяснён. Это поглощение может быть вызвано растворённым в водяном льде аммиаком, либо наличием метанового льда.


Орк обладает пограничной массой, способной удерживать летучие вещества, такие как метан, на своей поверхности. Исследование спектра Орка показывает самое сильное поглощение сигнала водным льдом среди объектов пояса Койпера, не входящих в семейство Хаумеа. Похожий спектр наблюдается у крупных спутников Урана. Среди прочих ТНО, больше всех на Орк похож на планету партнера Плутона Харон. У последнего альбедо несколько выше, но зато очень похожий видимый и ближний инфракрасный спектр. У обоих похожая плотность и наличие водного льда на поверхности. У карликовой планеты Хаумеа и у подобных ей объектов, альбедо гораздо выше и поглощение спектра водой намного сильнее, чем у Орка. И, наконец, у крупного плутино (208996) 2003 AZ84 обнаружены похожие на Орк спектральные характеристики.
Наличие кристаллического водного льда и, возможно, льда аммиака свидетельствует о том, что в прошлом на поверхности Орка действовали так называемые «механизмы обновления». До сих пор аммиак не был обнаружен ни на одном ТНО или ледяном спутнике, кроме Миранды. Сигнал в районе длины волны 1,65 мкм широкий и глубокий, как у Харона, Квавара, Хаумеа и у ледяных спутников планет-гигантов. С другой стороны, кристаллический водный лёд на поверхности ТНО должен был прийти в аморфное состояние за последние 10 млн лет под влиянием галактической и солнечной радиации. Некоторые вычисления показывают, что криовулканизм, который считается одним из возможных механизмов обновления, мог иметь место на ТНО с радиусом порядка 1000 км. Возможно, на Орке произошло единственное извержение, которое и превратило аморфную воду в кристаллический лёд. Скорее всего, это было извержение воды взрывного характера, которое «выбило» метан из раствора воды и аммиака.

Возможно, диаметр спутника достигает от 1/4 до 1/3 от диаметра Орка.


С помощью телескопа «Хаббл» 13 ноября 2005 года Майкл Браун и Т. А. Цур открыли спутник Орка. Об этом открытии было объявлено 22 февраля 2007 года. Спутнику было дано обозначение S/2 005 (90 482) 1, а в 2009 году и имя Вант по имени этрусской богини из мира мёртвых. Орбита спутника очень близка к окружности: её эксцентриситет всего 0,0036. Орбитальный период обращения — 9,53 дней. Вант находится на очень малом расстоянии в 8980±20 км от Орка и поэтому состав его поверхности не может быть спектроскопирован. Майкл Браун также предполагает, что Орк и Вант синхронизированы (то есть повёрнуты друг к другу одной стороной) наподобие Плутона и Харона. Есть предположение, что Вант является захваченным объектом из пояса Койпера.

Иксион (Ixion, др.-греч. Ἰξίων) — объект пояса Койпера. Является одним из крупнейших плутино (то есть транснептуновым объектом, орбита которого сходна с орбитой Плутона/Харона). Как и Плутон/Харон , Иксион находится в орбитальном резонансе 2:3 с Нептуном (делает два оборота вокруг Солнца за то же время, которое необходимо Нептуну для трёх оборотов). Диаметр Иксиона составляет 650 км. Эксцентриситет орбиты — 0,2412. Большая полуось орбиты — 5.90 млрд.км. Наклонение - 19.6. Окраска объекта — умеренно красная, немного краснее, чем у Квавара. Альбедо более высокое (0,15) по сравнению с классическими красными объектами — Кваваром (0,10) и Варуной (0,04). Последние результаты спектроскопии указывают на то, что поверхность Иксиона состоит из смеси тёмного углерода и толина — гетерополимера, образованного при облучении клатратов воды и органических компонентов.


Открыт 22 мая 2001 года, в 5 ч. 21 м. 24 с. по Гринвичу, в чилийской обсерватории Серро Тололо(70W48, 30S10). Объявлено об открытии 1 июля 2001 года, в 3 ч. 44 м по Гринвичу, в электронном циркуляре Центра малых планет (Смитсоновская астрофизическая обсерватория,Кэмбридж, Массачусетс, США). Был обнаружен на архивных снимках 1982 года.
Объявлено о присвоении имени «Иксион» 28 марта 2002 г., в 21 ч. 14 м по Гринвичу, в электронном циркуляре Центра малых планет MPEC 2002-F64.
Номер по каталогу малых планет: 28978.
Предварительное обозначение: 2001 KX76.
Объект назван в честь царя Иксиона из древнегреческой мифологии.

На момент открытия Иксиона предполагалось, что его размеры превышают размеры Цереры. Даже год спустя, в 2002 г., размеры объекта оценивались более чем в 1000 км, правда, это было следствием неверных измерений, не подтверждённых последующими исследованиями. Последующие измерения показали, что у Иксиона высокое альбедо и его истинные размеры меньше, чем у Цереры. Изучение объекта посредством космического телескопа Спитцер в глубоком инфракрасном диапазоне снизило эту величину до 650 км.
Иксион имеет умеренно красный цвет поверхности (чуть более красный, чем у Квавара) в видимом диапазоне. Альбедо выше, чем у других кьюбивано подобных размеров. В спектре присутствуют полосы поглощения на волне 0,8 мкм, что может свидетельствовать о воздействии воды на поверхность объекта. Поверхность Иксиона, судя по данным исследований, представляет собой смесь из замёрзшей воды, тёмного углерода и толинов.
«Очень Большой Телескоп» зафиксировал у Иксиона кометную активность, но не обнаружил комы. На данный момент (28 июня 2015 года) Иксион находится на расстоянии 40,181 а. е. от Солнца, возможно, кома может развиться при прохождении перигелия. Период обращения - 248,8 лет. 

Орбита Иксиона



Перигелий орбиты Иксиона находится ниже плоскости эклиптики (для сравнения — у Плутона он выше). Что нехарактерно для других тел, состоящих в резонансе с Нептуном, Иксион довольно сильно сближается с Плутоном — до 20 угловых градусов. Как ожидается, своего перигелия объект достигнет в 2070 г. Период обращения вокруг Солнца — 248 лет. Яркость Иксиона претерпевает периодические изменения, связываемые с его вращением вокруг собственной оси. Однако, сам период вращения по-прежнему не установлен.

(120347) Салация — очень крупный транснептуновый объект, расположенный в поясе Койпера. Классифицируется и как кьюбивано (MPC), и как отделённый объект (DES). Он был обнаружен 22 сентября 2004 года группой учёных из Паломарской обсерватории. Обладает одним из самых низких значений альбедо среди крупных ТНО. Майкл Браун считает его кандидатом на статус карликовой планеты. Размеры Салации около 850 км. в диаметре. Не находится в резонансе с Нептуном.
Назван в честь Салации — древнеримской богини солёной воды. Название утверждено 18 февраля 2011 года. Временное обозначение объекта 2004 SB60.

Орбита Салации


В архивах изображений зафиксирован 71 раз с 1982 года.
Салация вращается вокруг Солнца по вытянутой орбите на среднем расстоянии чуть большем, чем большая полуось орбиты Плутона/Харона. Период обращения – 270,8 лет.
Несмотря на наклон орбиты 24 градуса, (120347) Салация не является членом группы Хаумеа, так как в инфракрасной области спектра указывается на 5 % присутствие водяного льда.
Большая полуось - 6.26 млрд.км. Наклонение - 23.93. Эксцентриситет - 0.109.

Салация и Актея


На снимках телескопа «Хаббл», сделанных 21 июля 2006 года у Салации был открыт естественный спутник, названный Актея (120347 Salacia I Actaea), названный по имени морской нимфы. Он совершает оборот по своей орбите каждые 5 дней на расстоянии около 3500 км. Диаметр примерно 280 км.

(174567) Варда (лат. Varda) — транснептуновый объект с абсолютной звёздной величиной 3,8m. На данный момент объект имеет статус кандидата в карликовые планеты. Открыт 21 июня 2003 года Джеффри Ларсеном по проекту Spacewatch. После обнаружения, 2003 MW12 был найден на архивных снимках 68 раз, начиная с 1980 года.
16 января 2014 года объекту присвоено имя Варда — в честь одной из владычиц  валар  в легендариуме Дж. Р. Р. Толкина.
Объект находится на расстоянии 47,8 а. е. (≈7,17 млрд км) от Солнца. Ближайшее прохождение перигелия произойдёт примерно в ноябре 2096 года. По данным М. Брауна, диаметр объекта составляет 684 км при альбедо 13 %. Период обращения -  309,5 лет.
В 2011 году появилось сообщение о наличии у Варды на расстоянии 4200 км спутника диаметром, предположительно составляющим 51 % диаметра основного тела (около 376 км). Компаньон S/2009 (2003 MW12) 1 был обнаружен ещё 26 апреля 2009 года. Одновременно с присвоением имени Варде, спутник также получил своё имя — Ильмарэ (англ. Varda I Ilmarë) — в честь помощницы (майар) Варды.

(38628) Гуйя (Huya) — крупный транснептуновый объект, относящийся к группе плутино и являющийся кандидатом в карликовые планеты. Он обращается в резонансе 2:3 с Нептуном.
Объект был открыт 10 марта 2000 года венесуэльским астрономом Игнасио Феррином в Национальной обсерватории Льяно-дель-Гато (штат Мерида, Венесуэла). Был обнаружен на архивных снимках 1996 года.
При регистрации открытия объекту было присвоено временное обозначение 2000 EB173.
28 марта 2002 года объект был включён в каталог малых планет под номером 38628. 1 мая 2003 года ему официально присвоено имя. Название происходит от имени гуах. Juyá (бог дождя в мифологии индейцев вайю).
Орбитальные характеристики Гуйи позволяют отнести его к группе плутино, поскольку она, как и Плутон, обращается вокруг Солнца в резонансе с Нептуном 2:3.


Орбита Гуйи имеет эксцентриситет 0,274, то есть она более вытянутая по сравнению с орбитой Плутона, но имеет меньшее наклонение, равное 15,5°. Большая полуось орбиты составляет 39,27 а. е., а перигельное и афельное расстояния составляют, соответственно, 28,53 и 50,02 а. е. Таким образом, в перигелии Гуйя оказывается на 1 а. е. ближе к Солнцу, чем Плутон, а в афелии — почти на 1 а. е. дальше.
Период обращения Гуйи вокруг Солнца — примерно 249 с половиной лет. Период обращения вокруг собственной оси — 13,5 ч. Эксцентриситет - 0.279.
В 2007 году были опубликованы данные измерений размера Гуйи, проведённых посредством телескопа Спитцер. Согласно им его диаметр составляет 532±25 км, то есть может быть кандидатом в карликовые планеты. Результаты исследования Гуйи с помощью космической обсерватории Гершель, опубликованные в 2012 году, дали оценку его диаметра в 438,7+26,5−25,2 км.
На снимке космического телескопа Хаббла, сделанном 6 мая 2012 года, группа астрономов под руководством К. Нолла обнаружила у Гуйи спутник, получивший обозначение S/2012 (38628) 1. Его диаметр составляет 202 км, радиус орбиты — около 1800 км.


(19521) Хаос (от греч. Χάος, ранее 1998 WH24) — крупный   транснептуновый объект в поясе Койпера. Диаметр около 650 км. Период обращения - примерно 310 лет. Экцентриситет - 0.105. Наклонение - 12.05. Большая полуось - 6.85 млрд. км.


Хаос был открыт 19 ноября 1998 года в рамках проекта «Глубокий обзор эклиптики», в обсерватории Китт Пик на 4-метровом телескопе. Относится к классу кьюбивано, не вступает в орбитальный резонанс ни с одной планетой. Его диаметр при магнитуде 5,0 и альбедо 0,05 составит 612 км.

Назван в честь Хаоса из древнегреческой мифологии, из которого появились первые боги.
Кьюбивано. Не находится в резонансе с Нептуном.

(208996) 2003 AZ84 — очень крупный транснептуновый объект. Относится к плутино.
Объект классифицируется как плутино, так как он состоит в орбитальном резонансе 3:2 с Нептуном как и Плутон/Харон. Один виток вокруг Солнца объект завершает за 249,8 земных лет.



Орбита плутино 2003 AZ84 по отношению к орбитам Урана, Нептуна и Плутона/Харона



2003 AZ84 в настоящее время в 45,3 а.е. от Солнца и был в афелии (дальше всего от Солнца) в 1982 году. Расчёты Survey (DES) показали, что в течение следующих 10 млн лет 2003 AZ84 не будет ближе 31,6 а.е. от Солнца (будет оставаться за орбитой Нептуна).
Период вращения 2003 AZ84 точно неизвестен, но предположительно составляет около 6,7 часа.
Согласно данным телескопа Спитцер  альбедо объекта составляет 0,07÷0,16 и, соответственно, размер 686±96 км. До того его альбедо, по данным телескопов Spitzer и Hershel оценивалось в 0,07±0,02, а диаметр предполагался равным 910±60 км. По другим данным, альбедо объекта — 0,107+0,023−0,016, а диаметр — 727,0+61,9−66,5 км. Покрытие звезды в 2010 году позволило установить, что нижний предел диаметра 2003 AZ84составляет 573 ±21 км. Размер объекта по данным покрытия 2012 года составляет 795,6 ± 149,8 км×795,6 км, соответственно альбедо — 0,09 ±0,03. Из-за крупных размеров 2003 AZ84 классифицируется как кандидат в карликовые планеты. Точная масса объекта неизвестна, но, вероятно, она лежит в пределах 3—5 ×1020 кг.

Художественное изображение 2003 AZ84

Спектр и цвет 2003 AZ84 очень похожи на параметры (90482) Орк, другого кандидата в плутоиды. Оба объекта имеют похожий спектр и умеренно сильных полос поглощения водяного льда в инфракрасной области, хотя 2003 AZ84 имеет более низкий альбедо. У обоих тел слабое поглощение в области 2,3 мкм, которые могут быть вызваны наличием гидратов аммиака или метанового льда.
На снимках телескопа «Хаббл», сделанных 2 декабря 2005 года, у 2003 AZ84 был открыт спутник (208996) 2003 AZ84 1, который обращается на расстоянии около 7,2 тыс. км от основного тела. Диаметр (208996) 2003 AZ84 1 составляет 68±20 км. Открытие спутника позволит уточнить массу 2003 AZ84 и узнать его плотность.


(84922) 2003 VS2 — очень крупный плутино. Оценка размеров позволяет причислить его к кандидатам в карликовые планеты.
Размеры 2003 VS2 в зависимости от альбедо оцениваются в 725+188−199 км. Астроном Майкл Браун оценивает диаметр объекта в 537 км при альбедо равным 15%.
Объект был открыт 14 ноября 2003 года в рамках проекта NEAT. На момент открытия видимая величина составляла 19,7.  Период обращения  : 246,056 года. Никнейм - Тор (Thor).

(55637) 2002 UX25 — очень крупный классический объект пояса Койпера. Оценка размеров позволяет причислить его к кандидатам в карликовые планеты.
Размеры 2002 UX25 в зависимости от альбедо оцениваются в 681+116−114 км
Объект был открыт 30 октября 2002 года в рамках проекта Spacewatch.
Были обнаружены изменения визуальной яркости, которые дают оценку периода в 14,38 часа или 16,78 часа (в зависимости от однопиковой или двухпиковой кривой).


Космический телескоп Спитцер оценил его размер 681 км +116−114 км. Он краснее, чем (20000) Варуна, хотя и отличается по цвету, но является «двойником» 2002 ТХ300, имея аналогичные яркость и орбиту.
Плотность у 2002 UX25 меньше, чем плотность воды — 0,82 г/см³ ± 0,11 г/см³.
Перигелий 2002 UX25 составляет 36,7 а.е., объект пройдёт перигелий в 2065 году. По состоянию на 2010 год, объект находится на расстоянии 41 а. е. от Солнца. Объект классифицируется как кьюбивано. Он наблюдался в архивах изображений с 1991 года до открытия 60 раз.
Период обращения  : 248,17 года.
По оценкам данных космического телескопа Спитцер 2001 году, UX25 имеет диаметр 681 +116−114 км, а ледяные объекты около или более 400 км в диаметре, как полагают, сферические. Но по анализу световой кривой есть сомнения что этот объект может классифицироваться как карликовая планета.
На снимках телескопа «Хаббл», сделанных 26 августа 2005 года, у 2002 UX25 был открыт спутник (55637) 2002 UX25 1, который обращается на расстоянии около 5 тысяч км от основного тела. Диаметр (55637) 2002 UX25 1 составляет 205±55 км.

2004 GV9 — очень крупный классический объект пояса Койпера. Открыт 13 апреля 2004 года в рамках проекта Near-Earth Asteroid Tracking.
Размеры 2004 GV9 по данным телескопа Спитцер составляют 677±70 км. Период обращения – 273,38 года.


(66652) Борасизи - (66652 Borasisi IПабу  — довольно крупный двойной классический объект пояса Койпера. 
Первый компонент Борасизи был открыт 8 сентября 1999 года, позже был включён в каталог малых планет под номером 66652.26 сентября 2007 года ему официально присвоено имя. Объект назван по имени бога солнца в литературной мифологии боконизма (вымышленная религия, изложенная Куртом Воннегутом в книге «Колыбель для кошки»)..Диаметр приблизительно 150 км. 
Второй компонент Пабу, был обнаружен на снимках телескопа «Хаббл», сделанных 23 апреля 2003 года.Обращается на расстоянии 4,66 тыс. км от основного тела. Диаметр Пабу сопоставим с диаметром основного объекта и составляет  примерно 137 км, поэтому Борасизи и Пабу можно считать двойным объектом.Пабу - бог Луны в той-же мифологии боконизма.
Период обращения Борасизи - Пабу около 287,5 земных лет. Экцентриситет - 0.085. Наклонение - 0.56. Большая полуось - 6.51. млрд. км. Не находится в резонансе с Нептуном.

(79360) Сила-Нунам (лат. Sila-Nunam) — транснептуновый объект пояса Койпера, являющийся двойным кьюбивано. Был обнаружен 3 февраля 1997 года Джейн Х. Лю, Дэвидом Джуиттом, Чадом Трухильо и Яном Ченом в обсерватории Мауна-Кеа, Гавайи. При регистрации открытия объекту было присвоено обозначение1997 CS29. 4 мая 2004 года объект был включён в каталог малых планет под номером 79360.9 января 2012 года объекту присвоено двойное название Сила-Нунам в честь эскимосского бога небес и стихии Силы и его жены — богини земли Нунам.
 (79360) 1997 CS29 является классическим объектом холодного пояса и относится к классу кьюбивано. Не находится в резонансе с Нептуном.
В 2010 году были проведены измерения теплового потока объекта с помощью телескопа Гершель. В результате этого, удалось произвести оценки его размеров — примерно от 250 до 420 км.Период обращения - чуть больше 293 лет.
(79360) 1997 CS29 очень красный в видимом спектре и имеет нейтральный спектр в ИК-диапазоне. Полосы поглощения водного льда отсутствуют в ИК части спектра, и объект похож на Иксион.
Эксцентриситет - 0.016. Наклонение - 2.24. Большая полуось - 6.59 млрд.км.
На снимке, полученном 22 октября 2002 года при помощи телескопа Хаббл, Д. С. Стивенсон и Кейт С. Нул обнаружили у 1997 CS29 спутник. Объявление об открытии было сделано 5 октября 2005 года и спутник получил обозначение S/2005 (79360) 1. Его орбита расположена на расстоянии около 2300 км, и его орбитальный период равен 6 суток. Его диаметр примерно 292 км, то есть он почти такого же размера, что и (79360) 1997 CS29.

(88611) Таронхайавагон (88611 Teharonhiawako) — крупный классический объект пояса Койпера. Имеет неправильную форму. Размеры оцениваются в 152—192 км.Период обращения - 290,3 года.Кьюбивано - нет резонанса с Нептуном.
Таронхайавагон открыт 20 августа 2001 года в обсерватории Серро-Тололо в рамках проекта «Deep Ecliptic Survey». Название было предложено Р. Дж. Бенеччи и С. Д. Керном и утверждено в 2007 году.
Таронхайавагон в мифологии ирокезов — демиург и покровитель охоты. Его имя переводится как «тот, кто поддерживает небесный свод».
В ночь с 11 на 12 октября 2001 года в обсерватории Лас-Кампанас Д. Осип и С. Бурль открыли у Таронхайавагона спутник, названный Тавискарон  (88611 Teharonhiawako I Sawiskera). Тавискерон обращается на расстоянии 27,3 тыс. км от основного тела. Его диаметр равен 122 км, то есть составляет примерно 2/3 размера основного тела.
Эксцентриситет  - 0.02. Наклонение – 2.58. Большая полуось - 6,61206 млрд. км. Орбита практически круговая. Перигелий был пройден в 1891 году.

(148780) Альчера (148780 Altjira по каталогу ЦМП) — крупный классический объект пояса Койпера. Кьюбивано. Нет резонанса с Нептуном.  Открыт 20 октября 2001 Марком Буйе в обсерватории Китт-Пик. 2 февраля 2007 года объект был включён в каталог малых планет под номером 148780.Диаметр 340 км. Период обращения - около 293 лет. 
Альчера (Альтьира) — демиург и бог неба в мифологии северо-австралийских аборигенов.
Эксцентриситет - 0,06. Наклонение - 5,19. Большая полуось - 6,65 млрд. км.
В марте 2007 года, у Альчеры был открыт спутник, обращающийся на расстоянии 5,8 тыс. км от основного тела. Его диаметр составляет 246 км.


(341520) Морс – Сомнус – двойной транснептуновый объект пояса Койпера. Ранее известен как 2007 TY430. Был открыт 14 октября 2007 года С.Трухильо и С. Шеппардом. Классифицируется как плутино а это значит что находится в резонансе 3:2 с Нептуном. Оба компонента имеют практически одинаковый размер и вращаются вокруг общего для них центра масс. 


Имеет ультра-красный спектр в видимой и ближней инфракрасной части спектра.  Эксцентриситет – 0.263.Большая полуось – 5.86 млрд.км. Наклонение – 11.3. Период обращения – почти 245 лет. Диаметр Mors составляет около 102 км,  его компаньон Somnus чуть меньше, всего на 4,5% , т.е около  97 км.

Назван в честь пары братьев Морс (Смерть) – Сомнус (Сон) из римской мифологии.

(53311) Девкалион (от греч. Δευκαλίων, ранее 1999 HO11) — кьюбивано, объект Пояса Койпера. Открыт 18 апреля 1999 в рамках программы Глубокий обзор эклиптики (DES). Название было утвержденоМеждународным Астрономическим Союзом в честь Девкалиона из древнегреческой мифологии, царя Фессалии, сына Прометея. Диаметр приблизительно 211 км. Период обращения - 294,14 лет. Экцентриситет - 0.06. Наклонение - 0.36. Большая полуось - 6.62 млрд.км. Не находится в резонансе с Нептуном.

(38083) Радамант — транснептуновый объект пояса Койпера. Обнаружен в 1999 году глубоким обследованием эклиптики. Первоначально был классифицирован как плутино, но таковым уже не является. Назван в честь мифологического Радаманта из греческой мифологии.Диаметр от 87 до 300 км. Период обращения - 245, 5 лет. Экцентриситет - 0.153. Наклонение - 12.72. Большая полуось - 5.86 млрд.км. В резонансе с Нептуном 2:3.


(420356) Праамжюс (420356 Praamzius) – крупный транснептуновый объект из пояса Койпера. Был открыт 23 января 2012 года литовским астрономом Казимиром Чернисом в абсерватории Маунт – Грэхэм. Находится в резонансе 3 : 5 с Нептуном. Праамжюс  имеет самый низкий эксцентриситет среди всех известных на сегодняшний  день объектов Солнечной системы – всего 0.002 а также одно из самых низких наклонений относительно эклиптики – всего 1.0917 °. Большая полуось – 6.42 млрд.км. Период обращения – почти 281 год. Назван по имени верховного божества из литовской мифологии.

(58534) Логос - ( 58534) Зои (лат. Logos - Zoe) — небольшой двойной объект пояса Койпера. Так как оба объекта сопоставимы по размерам и обращаются вокруг общего центра масс, они рассматриваются как двойная система ТНО.



Первый компонент Логос был открыт в 1997 году группой астрономов из обсерватории Мауна-Кеа. 14 июня 2003 года объект был включён в каталог малых планет под номером 58534Логос — философский термин, означающий разум. В гностическом мировоззрении представляется сущностью высшего разума.
Логос имеет довольно высокое альбедо для объекта Пояса Койпера такого диаметра.Диаметр примерно 90 км. 
Второй компонент был обнаружен 17 ноября 2001 года с помощью наблюдений космического телескопа Хаббла, группой учёных, которые объявили об открытии 11 февраля 2002 года. После открытия он получил временное обозначение S/2001 (58534) 1. После предложения, он был официально назван (58534) Логос I Зоя. Его орбита имеет большую полуось около 8010±80 км, а период в 312±3 дня с эксцентриситетом 0,45±0,03. Зоя, по оценкам имеет диаметр 66 км (около 85,7 % Логоса), при условии, что альбедо Логоса и Зои одинаковы.(0,15±0,02)×1018 кг.Зоя обращается вокруг Логоса по очень вытянутой эллиптической орбите на расстоянии 4405 — 11 614 км. Эксцентриситет орбиты составляет около 0,45, а её наклон к плоскости эклиптики 121,5°. Зоя завершает оборот вокруг Логоса за 312 дней, что соответствует примерно 359,4 оборотам за один год Логоса (ок. 307,4 земных лет).

Период обращения этого двойного транснептуна – 307,4 лет. Эксцентриситет - 0.120. Наклон - 2.89. Большая полуось - 6.79 млрд. км. Не находится в резонансе с Нептуном.

Сравнение орбит Логоса - Зои (серый),Плутона/Харона (оранжевый) и Нептуна (синий)