Clasificaciones de los planetas menores

Clasificaciones de planetas menores : grupos y clases de varios cuerpos pequeños del sistema solar , que se combinan en ellos sobre la base de parámetros orbitales (grado de distancia del Sol , posición relativa con los planetas) y físicos. Estos grupos, por regla general, reciben el nombre de su primer representante descubierto o más grande (que a menudo es el mismo cuerpo) o según la ubicación de las órbitas de los representantes del grupo.

Vulcanoides

Los vulcanoides son un grupo de hipotéticos asteroides que pueden tener una órbita en una zona dinámicamente estable entre 0,08 y 0,21 AU, es decir, se mueven muy cerca del Sol dentro de la órbita de Mercurio . Debido a su proximidad al Sol, la observación y detección de asteroides de esta clase está plagada de serias dificultades: dado que los vulcanoides nunca se alejan del Sol a una distancia angular significativa, simplemente se pierden en sus rayos, lo que dificulta su detección desde la superficie de la Tierra es prácticamente imposible. Es esta circunstancia la que puede explicar el hecho de que hasta el momento no se haya encontrado ni un solo asteroide de este tipo [1] [2] . Dado que aún no se ha descubierto ningún vulcanoide, este grupo de asteroides no se distingue actualmente como parte de la clasificación oficial de planetas menores.

Asteroides cercanos a la Tierra

Los asteroides cercanos a la Tierra son asteroides cuyas órbitas pasan cerca o cruzan la órbita de la Tierra. El principal parámetro clasificado para los asteroides cercanos a la Tierra es la distancia al Sol en el perihelio (q), que para tales asteroides es inferior a 1,3 AU. Estos asteroides a veces también se denominan asteroides cercanos a la Tierra [3] porque sus órbitas están ubicadas en una proximidad relativa a la órbita de la Tierra. En total, se distinguieron 4 grupos de asteroides cercanos a la Tierra según la ubicación de las órbitas en relación con la órbita terrestre: Atyrs , Atons , Apollos y Cupids . Según la tradición establecida, todos los grupos de asteroides cercanos a la Tierra recibieron el nombre de su primer representante descubierto, con la excepción de Amurs , cuyo primer representante abierto es el asteroide (433) Eros . Según la clasificación del centro de los planetas menores, los asteroides del grupo Atira son considerados como un subgrupo de asteroides del grupo Aten con afelios dentro de la órbita terrestre [4] . El asteroide más famoso de esta clase es el asteroide (99942) Apophis [5] .

Atira : las órbitas se encuentran completamente dentro de la órbita de la Tierra (la distancia al Sol en el afelio (Q) es menor que la distancia del perihelio de la Tierra, ). Este grupo incluye todos los asteroides cuyas órbitas se encuentran dentro de la tierra, en particular, los asteroides que se mueven en órbitas cercanas a Mercurio y Venus . Uno de los asteroides más conocidos de esta clase es el asteroide (163693) Atira . $Q<0{,}983\,{\text{ae))$
Atones : cruzan la órbita de la Tierra desde el interior (la distancia al Sol en el afelio es mayor que la distancia del perihelio de la Tierra , pero el semieje mayor (a) es incluso menor que el de la Tierra ). Las órbitas de estos asteroides en su mayor parte todavía se encuentran dentro de la órbita de la Tierra, pero ya están comenzando a cruzarse con ella cerca de su afelia. Uno de los asteroides más conocidos de esta clase es el asteroide (2062) Aten . $Q>0{,}983\,{\text{ae))$ $a<1\,{\text{ae))$
Apolos : cruza la órbita de la Tierra desde el exterior (la distancia al Sol en el perihelio es menor que la distancia del afelio de la Tierra , pero el semieje mayor ya es más grande que el de la Tierra ). Las órbitas de estos asteroides en su mayor parte ya se encuentran fuera de la órbita de la Tierra, pero ahora comienzan a cruzarse con ella cerca de su perihelio. Uno de los asteroides más famosos de esta clase es el asteroide (1862) Apolo [6] , también se estudiaron asteroides de esta clase (162173) Ryugu y (101955) Bennu usando AMS . $q<1{,}017\,{\text{ae))$ $a>1\,{\text{ae))$
Cupidos : las órbitas se encuentran completamente fuera de la órbita de la Tierra (su perihelio es mayor que el afelio de la Tierra, pero menos de 1,3 UA ). Este grupo también incluye asteroides que se mueven cerca de Marte , que tienen una gran excentricidad. Estos asteroides no cruzan la órbita de la Tierra, pero debido a las perturbaciones gravitatorias de los planetas, pueden entrar en el grupo Apolo. Uno de los asteroides más conocidos de esta clase es el asteroide (1221) Amur . Esto también incluye el asteroide (433) Eros , que es el único asteroide cercano a la Tierra de esta clase explorado por AMS . $1{,}017\,{\text{ae}}<q<1{,}3\,{\text{ae}}$

Entre los asteroides cercanos a la Tierra, los asteroides que se acercan a la Tierra a una distancia de menos de 0,05 AU se distinguen por separado. Se cree que tales asteroides son potencialmente peligrosos, ya que conllevan la amenaza de una colisión con nuestro planeta.

Un cuasi -satélite es un grupo separado de pequeños planetas, no directamente relacionados con los asteroides cercanos a la Tierra, pero en términos del tipo de órbitas es muy similar a los cuatro grupos anteriores. Dependiendo de su distancia al Sol en el perihelio, son atones o apolos. Los valores de los semiejes mayores de sus órbitas coinciden con el valor del semieje mayor del planeta (no necesariamente la Tierra), es decir, están en resonancia orbital 1:1 con ella , lo que asegura la igualdad de los períodos orbitales del planeta y los satélites y les permite permanecer cerca uno del otro durante muchos ciclos orbitales [ 7] . Al mismo tiempo, sus órbitas pueden tener tanto una excentricidad muy alta [8] como una bastante baja, comparable a la excentricidad de la Tierra [9] .

Asteroides que cruzan la órbita de Marte

Los asteroides que cruzan la órbita de Marte son una pequeña clase de asteroides cuyas órbitas se encuentran en una región intermedia ubicada entre los asteroides cercanos a la Tierra y el cinturón principal (su perihelio es mayor que 1,3 UA, pero menor que el afelio de Marte , y el semi- eje mayor ). Estos asteroides cruzan la órbita de Marte y tienen una alta probabilidad de caer en la zona de su gravedad, lo que puede crear una amenaza de colisión de un asteroide con la superficie de Marte, como ha sido desde 2007 WD 5 , o una transición de el asteroide a una órbita más alargada. Ambas opciones son de considerable interés para los astrónomos. Pero la segunda opción, entre otras cosas, eventualmente también puede conducir a la transición de un asteroide a una órbita cercana a la Tierra, lo que ilustra claramente una etapa intermedia de una de las posibles formas en que los cuerpos pequeños migran desde el cinturón principal hacia el cercano. -Región de la tierra [10] . Uno de los asteroides más conocidos de esta clase es el asteroide (9969) Braille . $1{,}3\,{\text{ae}}<q<1{,}66\,{\text{ae}}$ $a<3{,}2\,{\text{ae))$

Cinturón principal de asteroides

El cinturón de asteroides es una región del espacio en el sistema solar ubicada entre las órbitas de Marte y Júpiter y es el sitio de acumulación de la mayoría de los asteroides actualmente conocidos.

Las rendijas de Kirkwood son regiones en el cinturón de asteroides que están virtualmente libres de asteroides debido a la acción resonante de Júpiter. El caso es que durante cada acercamiento del asteroide a Júpiter, el asteroide experimenta un cierto efecto gravitacional del planeta gigante . Y si estamos hablando de resonancia orbital , tales encuentros ocurren regularmente. Como resultado, las influencias gravitatorias ocurren con una periodicidad estricta y cada vez se refuerzan entre sí, como si el asteroide se balanceara en su órbita, lo que finalmente conduce a la transición del asteroide a una nueva órbita, a menudo muy alargada. Además, no estamos hablando de la existencia de algunas áreas vacías en el cinturón principal, en las que no hay asteroides, sino solo de algunos valores de los semiejes mayores (distancias promedio de los asteroides al Sol), que son casi nunca se encuentra entre los asteroides. Tales áreas se denotan por la relación de los períodos orbitales del asteroide y Júpiter, y se denominan ranuras de Kirkwood . Hay bastantes brechas de este tipo, es decir, resonancias, pero las más grandes son las resonancias 3:1 y 5:2, son los límites condicionales que dividen el cinturón de asteroides en tres partes, que difieren un poco en composición y estructura:
- Interno : entre resonancias 4:1 y 3:1 (entre 2,06 y 2,5 AU), la pendiente no supera los 18 °. El mayor representante es el asteroide (4) Vesta . La parte interior del cinturón principal, a su vez, se puede dividir en dos zonas más:
  - Ia - entre 4:1 y 10:3 resonancias (entre 2,06 y 2,33 AU)
  - Ib - entre 10:3 y 3:1 resonancias (entre 2,33 y 2,5 AU)
- La del medio está entre las resonancias 3:1 y 5:2 (entre 2,5 y 2,82 AU), la pendiente no supera los 33°. El mayor representante es el planeta enano Ceres . La parte media del cinturón principal, a su vez, se puede dividir en dos zonas más:
  - IIa - entre 3:1 y 8:3 resonancias (entre 2,5 y 2,706 AU)
  - IIb - entre 8:3 y 5:2 resonancias (entre 2.706 y 2.82 AU)
- Externo - entre resonancias 5:2 y 2:1 (entre 2,82 y 3,27 AU), inclinación no más de 30°, excentricidad no más de 0,35. El mayor representante es el asteroide (10) Hygiea . La parte exterior del cinturón principal, a su vez, se puede dividir en dos zonas más:
  - IIIa - entre 5:2 y 9:4 resonancias (entre 2,82 y 3,03 AU)
  - IIIb - entre 9:4 y 2:1 resonancias (entre 3,03 y 3,27 AU)
Las familias de asteroides son grupos de asteroides que tienen características orbitales más o menos similares, como semieje mayor, inclinación orbital y excentricidad. Al mismo tiempo, algunos de ellos, cuyos propios elementos de las órbitas son los mismos, muy probablemente sean fragmentos de asteroides más grandes que colapsaron en el pasado como resultado de colisiones. Los asteroides de las familias no se agrupan en un punto determinado, sino que se distribuyen por todo el volumen del cinturón principal y están determinados por los parámetros orbitales de sus representantes. Además, algunas familias incluso muy numerosas se encuentran no solo dentro del cinturón principal, sino también en sus fronteras ( la familia húngara , la familia Hilda ).
Las clases espectrales de asteroides son un conjunto de grupos de asteroides, cada uno de los cuales se caracteriza por parámetros especiales de espectro , color y albedo , y, en consecuencia, la composición química de la superficie. Dos variantes de esta clasificación son las más utilizadas: Tholena y SMASS . La clasificación compilada en el marco del proyecto SMASS es, de hecho, una clasificación refinada y ampliada del astrónomo estadounidense David Tolen, y las principales clases espectrales en ellas coinciden.
Los cometas del cinturón principal son una clase especial de objetos que forman parte del cinturón principal de asteroides junto con otros asteroides y se mueven en órbitas casi circulares [11] . Pero a diferencia de los asteroides, en ciertas partes de sus órbitas (las más cercanas al Sol), pueden exhibir actividad cometaria debido al hielo y los gases congelados que se han conservado superficialmente bajo la superficie de estos cuerpos [12] . Es posible que muchos asteroides anteriores también pertenecieran a esta clase, pero, habiendo agotado todas las reservas de sustancias volátiles, se convirtieron en cometas degenerados ( (14827) Hypnos ) [13] .

Asteroides troyanos

Los asteroides troyanos son grupos de asteroides que se mueven en las cercanías de uno de los dos puntos de Lagrange L4 o L5 del sistema Sol-planeta. Estos asteroides están en resonancia 1:1 con el planeta y están aproximadamente 60° por delante (L4) o por detrás (L5) del planeta. Los primeros asteroides de este tipo se llamaron (588) Aquiles y (617) Patroclo . Posteriormente, se desarrolló una tradición para nombrar asteroides en puntos Lagrangianos en honor a los héroes de la Guerra de Troya , y tales asteroides fueron llamados "Troyanos". La mayoría de los asteroides troyanos se han encontrado alrededor de Júpiter , debido al tamaño del planeta y su proximidad al cinturón de asteroides , una de las mayores fuentes de cuerpos pequeños del sistema solar. El segundo mayor número de asteroides troyanos es Neptuno , en el que solo se han descubierto ocho cuerpos de este tipo, se han encontrado cuatro más cerca de Marte y, más recientemente, se descubrió el primer (y hasta ahora el único) asteroide troyano cerca de la Tierra .

Así, a nivel planetario, se distinguen los siguientes:

- "troyanos" - "griegos"

Asteroides troyanos de Neptuno

Centauros

Los centauros son una clase de pequeños cuerpos cuyas órbitas se ubican entre las órbitas de Júpiter y Neptuno ( [14] ). El primer centauro descubierto es (944) Hidalgo (1920), aunque la clase en sí solo se destacó en 1977, con el descubrimiento (2060) de Quirón . Los centauros se encuentran en una zona dinámicamente inestable, pues en el proceso de su movimiento orbital caen periódicamente bajo la influencia de la poderosa gravedad de los planetas gigantes , lo que provoca perturbaciones en sus órbitas . El modelado ha establecido que el período de permanencia de pequeños cuerpos en las órbitas de los centauros, en promedio, es de varios millones de años [15] . Se supone que los antepasados de los centauros son objetos transneptunianos , que alguna vez cayeron bajo la influencia de la gravedad de los planetas gigantes y, como resultado, fueron atraídos hacia órbitas más cercanas al Sol. La composición de estos cuerpos se considera como una mezcla de hielo, gases congelados y polvo. Hasta noviembre de 2012, se han descubierto varios cientos de estos cuerpos, y el número total de centauros de más de 1 km se estima en varias decenas de miles [15] . $5{,}5\,{\text{ae}}<a<30{,}1\,{\text{ae}}$

Damocloides

Los damocloides son un pequeño grupo de asteroides que se mueven a lo largo de trayectorias similares a las de un cometa. Estos cuerpos se caracterizan por tener órbitas altamente excéntricas ( ) fuertemente inclinadas, similares a las de los cometas, pero sin exhibir actividad cometaria [16] . Los damocloides tienen una amplia gama de semiejes mayores y pueden moverse tanto cerca del Sol ( 2009 RS 82 a=2.528 ae) como alejarse de él a grandes distancias ( 2005 VX 3 a=837.3 ae). Cualquier objeto con el criterio de Tisserand se considera un damocloide . Según las suposiciones de algunos astrónomos, los damocloides pueden no ser más que núcleos inactivos del cometa Halley o de cometas similares [17] . Sin embargo, todavía no hay unidad en cuanto a la naturaleza del origen de estos cuerpos, así como los límites exactos de su distribución entre los astrónomos. Por esta razón, los damocloides actualmente no se distinguen como parte de la clasificación oficial de planetas menores. A febrero de 2011, había 41 representantes de este grupo. El representante más famoso de esta clase es el asteroide (5335) Damocles . $e>0{,}75$ ${T_i} < 2$

Objetos transneptunianos

Los objetos transneptunianos son una clase extensa de planetas menores que incluye una gran cantidad de grandes asteroides helados más allá de la órbita de Neptuno, incluida la mayoría de los planetas enanos ( Plutón , Eris ). No existe una jerarquía exacta en esta clasificación, ya que grupos separados de objetos se interpenetran entre sí.

El cinturón de Kuiper es una región del sistema solar desde la órbita de Neptuno (30 UA del Sol ) hasta una distancia de unas 55 UA. del sol. Es mucho más ancho y de 20 a 200 veces más masivo que el cinturón principal, pero sus objetos consisten principalmente en sustancias volátiles (metano, amoníaco, hielo de agua).
- Objetos clásicos : tienen órbitas circulares, ligeramente inclinadas, en el rango de 40 a 50 AU. del sol.
Objetos resonantes : están en resonancia orbital con Neptuno. En este caso, las resonancias especialmente distantes pueden ir más allá del cinturón de Kuiper y pertenecer a objetos de disco disperso.
- Plutino (2:3)
- Resonancia (3:5)
- Resonancia (4:7)
- Tutino (1:2)
- Resonancia (2:5)
- Otras resonancias
El disco disperso es una región remota escasamente poblada por cuerpos pequeños. La región interior del disco disperso se superpone parcialmente con el cinturón de Kuiper (algunos objetos resonantes), pero en comparación con él, el borde exterior del disco se encuentra mucho más lejos del Sol y mucho más arriba y más abajo del plano de la eclíptica.
Objetos aislados : parecen ser objetos de un disco disperso expandido , caracterizado por una eliminación significativa del punto de perihelio de la órbita de Neptuno y, por lo tanto, prácticamente no experimentan ninguna interacción gravitatoria con otros cuerpos del sistema solar y, por lo tanto, se denominan aislado.
La nube de Oort es una región hipotética del espacio, cuyo límite interior está entre 50 000 y 100 000 UA del Sol. Se supone que es un remanente del disco protoplanetario original . Fue aquí donde la gravedad de Júpiter arrojó la mayoría de los asteroides que quedaron después de la formación de los planetas principales. Por lo tanto, debería contener muchos más asteroides que el Cinturón Principal y el Cinturón de Kuiper combinados. Es una fuente de cometas de período largo, pero también puede contener objetos mucho más grandes (alrededor de 1000 km).

Notas

↑ Volcanoides . Consultado el 21 de julio de 2012. Archivado desde el original el 6 de marzo de 2016. (indefinido)
↑ spacereal: Vulcanoides . Consultado el 26 de junio de 2020. Archivado desde el original el 31 de marzo de 2022. (indefinido)
↑ Asteroides . Astronet . Astronet . Consultado el 18 de diciembre de 2012. Archivado desde el original el 15 de junio de 2013. (indefinido)
↑ Peligro de asteroide-cometa: ayer, hoy, mañana / Ed. B. M. Shustova, L. V. Rykhlova. - M. : FIZMATLIT, 2010. - S. 50. - 384 p. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
↑ Bashakov A. A., Pitiev N. P., Sokolov L. L. Características del movimiento del asteroide 99942 Apophis (enlace inaccesible - historia ) . (indefinido) Boletín Astronómico Volumen 42, No. 1, Enero-Febrero 2008, S. 1. (Inglés)
↑ Grupo Apolo // Diccionario enciclopédico astronómico / Para la redacción I. A. Klimishina y A. O. Korsun. - Lviv, 2003. - Pág. 25. - ISBN 966-613-263-X . (ukr.)
↑ Luna y cuasi-satélites de nuestra Tierra (enlace inaccesible)
↑ Base de datos JPL de la NASA de objetos pequeños del sistema solar (3753 )
↑ Base de datos JPL de la NASA sobre objetos pequeños del sistema solar (2010 SO16 )
↑ Peligro de asteroide-cometa: ayer, hoy, mañana / Ed. B. M. Shustova, L. V. Rykhlova. - M. : FIZMATLIT, 2010. - S. 55. - 384 p. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
↑ Main-Belt Comets Archivado el 26 de octubre de 2011.
↑ Los cometas del cinturón principal pueden haber sido la fuente del agua de la Tierra . Fecha de acceso: 28 de diciembre de 2012. Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011. (indefinido)
↑ Whitman, Kathryn; Alessandro Morbidelli y Robert Jedicke. La distribución de frecuencia de tamaño de los cometas de la familia de Júpiter inactivos (inglés) : revista. — 2006.
↑ Clasificación de órbita: Centauro . Dinámica del Sistema Solar . Archivado desde el original el 27 de diciembre de 2012. (indefinido)
↑ 12 Horner , J.; Evans, noroeste; Bailey, ME Simulaciones de la población de centauros I: las estadísticas a granel // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society : revista. - Prensa de la Universidad de Oxford , 2004. - Vol. 354 , núm. 3 . - Pág. 798-810 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08240.x . - . -arXiv : astro - ph/0407400 .
↑ Criterio de Nakamura ( enlace descendente )
↑ The DAMOCLOIDS Archivado el 4 de agosto de 2017 en Wayback Machine .

Enlaces

Clasificaciones de asteroides en el Minor Planet Center

Objetos transneptunianos
Plutino	Plutón¹ _ (15810) Arán (28978) Ixión (38083) Radamanto (38628) Huía (47171) Lempo (90482) Orco (341520) Mor-Somn 1993 SB 1993 SC 1994 televisión 1996TP66 _ 1997 RC 29 1996 SZ 4 1995 QZ9 1997 QJ4 1998 VG44 1998 WW24 1998 WU 31 2002 VR 128 2003 VS 2 1998 Hong Kong 151 1998 Estados Unidos 43 1996 T.Q.66 2002 KX14 1993 RO 2003-AZ- 84 1993 RP 2017 OF69 (469372) 2001 QF 298
Cubiwano	Makemake¹ _ (15760) Albión ( 1992 QB 1 ) (19521) Caos (20000) Varuna (50000) Quaoar (53311) Deucalión (58534) Logotipos (79360) Fuerza-Nunam (66652) Borassizi (88611) Taronkhayavagón (120347) salacia (148780) Altira (174567) Varda (184314) Mbabamwanavaresa (420356) Praamjus (469705) Chkagara (486958) Arrokoth 1994 JQ1 1994 VK8 1998 HJ 151 1997 CU29 1998 HM 151 2002AW197 _ 2002 UX 25 1999 CL 158 1998 cv 151 1998 KR65 1998 WA 25 1999 DF9 2004 GV9 1999 HT 11 1999 HC 12 2004 UX 10 2005 RN43 2005 UQ 513 2004XA192 _ 2002 MS 4 2003 QW90 1995 GJ 1998 WW31 2010 RE64 2010 VZ98
Tutino	1996TR66 _ 1998 SM 165 2002 WC 19 2000JG81 _ 1999 RB 216 1997 SZ 10
Otro resonante	(385446) Manwe (472235) Zhulong 1994 JS 1995 DA 2 1999 D.E. 9 1999 HB 12 1998 WA 31 1999 CP 133 2002 CT 302 2001 KC77 2001 KP 77 2003 LG 7 2015RR 245
familia haumea	Haumea¹ _ 1996 AL 66 1995 SM 55 2002TX300 _ 1999 OY 3 2003 PO 32 2005RR 43 2003 SQ317 (416400) 2003 UZ 117 (308193) 2005 CB 79 (386723) 2009 AÑO 7
Objetos de disco dispersos	eris¹ _ (42355) Tifón (65489) Ceto (225088) Pistola-pistola (229762) Gkkunl'homdima (471143) Devana 1996 TL66 1996 GQ21 1999 DT 10 1999 KR16 2001 UR 163 1995 TL8 2000EE 173 2002RP120 _ 1999 CC 158 2000 OO 67 2002 GX32 2000 OM67 2002 CY 224 2003 año fiscal 128 2001XT 254 2005 $43 2005 TB 190 2000 CR 105 2005 QU182 2006 SQ372 2003 HB57 2003 QX113 2004XR190 _ 2005 TN 74 2006 QH181 2008 ST 291 2010 EL 139 2010 FX86 2010 HE79 2010 RF43 2013 año fiscal 27 2014 EZ 51 2014 UZ 224 2014 FE72 2017 MB 7 2015 KH162
sednoides	sedna (541132) Leleakukhonua 2012VP 113 V774104
Otros aislados	2013 SY99 2013 RF 98 (474640) Alicante 2007 TG 422 2013 FT28
Desclasificado	1998 SN 165 2004 TY 364 2007JJ43 _ 2011 KT 19 2013 FZ27
satélites naturales	Plutón: Caronte Hidra Nikta Kerberos Estigio Haumea: Namaka Hiiaka Eris: Disnomia Makemake: S/2015 (136472) 1 Pistola de gong: Xiangliu Ceto: Forky 1998 WW 31 : S/2000 (1998 WW 31 ) 1 Logotipo: Zoya Taronhiavagon: Taviskaron Salacia: Actea Borassizi: Pub Orco: Vant Quaoar: Veyvot Varda: Ilmare
¹ También clasificado como planeta enano . Los objetos más brillantes con H < 4 se muestran en cursiva negrita . Los objetos más grandes con un diámetro medido de más de 600 km están subrayados .

sistema solar

Estrella central y planetas	Sol Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno
planetas enanos	Ceres Plutón haumea hacerhacer eris Candidatos sedna orco Quaoar pistola-pistola 2002 MS 4
Satélites grandes	Ganímedes Titanio Calisto y sobre Luna Europa Tritón titania ñandú Oberón japeto Caronte ariel umbriel dione Tetis Encelado miranda Proteo mimas Nereida
Satélites / anillos	Tierra / ∅ Marte Júpiter / ∅ Saturno / ∅ Urano / ∅ Neptuno / ∅ Plutón / ∅ haumea hacerhacer eris Candidatos orca quawara
Primeros asteroides descubiertos	(1) Ceres (2) Palas (3) junio (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Írida (8) flores (9) Métis (10) higiene (11) Partenopo
Cuerpos pequeños	meteoroides asteroides / sus satélites cercano a la Tierra cinturón principal troyano centauros transneptuniano Cinturón de Kuiper plutino cubewano disco disperso damocloides cometas nube de Oort
objetos artificiales	satélites artificiales de la tierra nave espacial interplanetaria
Objetos hipotéticos	Volcán y vulcanoides satélite de mercurio satélites de venus otros satelites de la tierra contra-tierra Planeta Nueve , Tyche , Planeta X y otros planetas transneptunianos Justicia Antiguos planetas: Theia , Phaeton o Planet V Quinto gigante gaseoso
Lista de objetos del Sistema Solar Objetos astronómicos