Пояс Койпера

редактировать
Область Солнечной системы за пределами планет, состоящая из небольших тел

Известные объекты в поясе Койпера за пределами орбиты Нептуна. (Масштаб в AU ; эпохе по состоянию на январь 2015 г.)
Солнце. Трояны Юпитера. Гигантские планеты : . Кентавры Троянцы Нептуна. Резонансный пояс Койпера . Классический Койпер ремень . Рассеянный диск
Расстояния, но не размеры указаны в условиях. Источник: Центр малых планет, www.cfeps.net и другие

пояс Койпера (), иногда называемый поясом Эджворта - Койпера, околозвездным диском во внешней Солнечной системе, простирающейся от орбиты области Нептуна (в 30 а.е. ) до примерно 50 а.е. от Солнце. Он похож на пояс астероидов , но намного больше - в 20 раз шире и в 20–200 раз больше, чем массивный. Как и пояс астероидов, он состоит в основном из небольших тел или остатков, оставшихся после формирования Солнечной системы. Хотя многие астероиды состоят в основном из породы и металла, в основном из замороженных летучих (называемых «льдами»), таких как метан, аммиак и вода. В поясе Койпера размещены три официально признанных карликовых планеты : Хаумеа и Макемаке. Некоторые из лун Солнечной системы, такие как Тритон Нептуна и Сатурн Фиби, возможно, произошли в этом регионе.

Пояс Койпера был назван в честь голландско-американской астронома Джерарда Койпера, хотя он не предсказывал его существование. В 1992 году была открыта малая планета (15760) Альбион, первый объект пояса Койпера (KBO) после Плутона и Харона. С момента его открытия количество известных KBO увеличилось до тысяч, и считается, что существует более 100 000 KBO диаметром более 100 км (62 миль). Изначально считалось, что пояс Койпера является основным хранилищем периодических комет, орбиты существуют менее 200 лет. Исследования, проводившиеся с середины 1990-х годов, показали, что пояс динамически стабилен и истинным местом происхождения комет является рассеянный диск, динамически активная зона, созданная движением Нептуна наружу 4,5 миллиарда лет назад; объекты рассеянного диска, такие как Эрида, имеют очень эксцентрические орбиты, которые уносят их на расстояние 100 а.е. от Солнца.

Пояс Койпера отличается от теоретическое облако Оорта, которое находится в тысячу раз дальше и в основном сферическое. Объекты в поясе Койпера, вместе с элементами рассеянного диска и любыми потенциальными объектами облака холмов или облаков Оорта, все вместе называются транснептуновыми объектами (TNO). Плутон - самый большой и самый массивный член пояса Койпера, а также самый большой и второй по величине из известных TNO, уступающий только Эриде по рассеянному диску. Первоначально считавшийся планетой, статус Плутона как части пояса Койпера привел к тому в 2006 году он был реклассан как карликовая планета. По составу он похож на многие другие объекты пояса Койпера, его орбитальный периоден для класса KBO, как известные как "plutinos ", которые имеют тот же резонанс 2: 3 с Нептуном.

Пояс Койпера и Нептун можно рассматривать как маркер протяженности Солнечной системы альтернативной системы гелиопауза и расстояние, на котором гравитационное влияние Солнца соответствует влиянию других звезд (примерно от 50000 астрономических единиц до 2 световых лет ).

Содержание

  • 1 История
    • 1.1 Гипотезы
    • 1.2 Открытие
    • 1.3 Название
  • 2 Структура
    • 2.1 Классический пояс
    • 2.2 Резонансы
    • 2.3 Утес Койпера
  • 3 Источник
  • 4 Состав
  • 5 Распределение масс и размеров
  • 6 Разрозненные объекты
    • 6.1 Тритон
  • 7 Крупнейшие КВО
    • 7.1 Плутон
    • 7.2 Спутники
  • 8 Исследования
    • 8.1 Исследования по проектированию и концептуальные миссии
  • 9 Внесолнечные пояса Койпера
  • 10 См. Также
  • 11 Примечания
  • 12 Ссылки
  • 13 Внешние ссылки

История

Плутон и Харон

После открытия Плутона в 1930 году многими предполагали, что это может быть не один. Койпера, была выдвинута в различных формах для десятилетия. Это было только в 1992 г. были найдены первые прямые доказательства его существования. Количество и разнообразие предположений о природе пояса Койпера к сохранению неопределенности в отношении того, кто заслуживает похвалы за первое его предложение.

Гипотезы

Первый астроном предположить существование транснептуновой популяции был Фредерик С. Леонард. Вскоре после открытия Плутона Клайдом Томбо в 1930 году Леонард задумался о том, «маловероятно ли, что на Плутоне обнаружилось первое из серии ультра-нептуновых тел, остальные члены которых все еще ждут. В том же году астроном Армин О. Лейшнер предположил, что Плутон «может быть одним из многих долгопериодических планетных объектов, которые еще предстоит открыть». Астроном Джерард Койпер, после которого пояс Койпера назван

. В 1943 году в Журнале Британской астрономической ассоциации Кеннет Эджворт выдвинул гипотезу о том, что в регионе за Нептуном Материал внутри первичной солнечной туманности был слишком широко разнесен, чтобы конденсироваться в планете, и поэтому скорее сконцентрировался в мириады более мелких тел., что «внешняя область Солнечной системы, за пределами орбитальной области планет, занята очень большим количеством сравнительно небольших тел» и что время от времени одно из их числа «отклоняется от своего собственного числа», став кометой.

В 1951 году в статье в Астрофизика: тематический симпозиум Джерард Койпер размышлял об аналогичном диске, имеющем место в начале эволюции Солнечной системы, но он не думал, что такой пояс существует и сегодня. Койпер исходил из распространенного в его время предположения, что Плутон был размером с Землю и, следовательно, рассеял эти тела в сторону облака Оорта или за пределы Солнечной системы. Если бы гипотеза Койпера верна, сегодня не было бы пояса Койпера.

В последующие десятилетия эта гипотеза представляет множество других форм. В 1962 году физик Эл Г.В. Кэмерон постулировал существование «огромной массы небольшого вещества на окраинах Солнечной системы». В 1964 году Фред Уиппл, который популяризировал знаменитую гипотезу «грязного снежного кома » для структуры кометы, подумал, что «кометный пояс» может быть достаточно массивным, чтобы вызвать предполагаемые расхождения на орбите. из Урана, вызвавшего поиски Планеты X, или, по крайней мере, достаточно массивного, чтобы влиять на орбиты известных комет. Наблюдения опровергли эту гипотезу.

В 1977 году Чарльз Ковал открыл 2060 Хирон, ледяной планетоид с орбитой между Сатурном и Ураном. Он использовал моргающий компаратор, то же самое устройство, которое обеспечивает Клайду Томбо открыть Плутон почти 50 лет назад. В 1992 году на аналогичной орбите был обнаружен другой объект, 5145 Pholus. Сегодня известно, что целая популяция кометоподобных тел, называемых кентаврами, существует в районе между Юпитером и Нептуном. Орбиты кентавров нестабильны и имеют динамическое время жизни в несколько миллионов лет. Со времени открытия Хирона в 1977 году астрономы предполагали, что кентавры должны часто пополняться каким-то внутренним резервуаром.

Дальнейшие доказательства существования пояса Койпера позже появились в результате изучения комет. То, что кометы имеют конечную продолжительность жизни, известно уже давно. По мере приближения к Солнцу его тепло заставляет их летучие поверхность сублимироваться в космосе, постепенно рассеивая их. Чтобы кометы оставались видимыми в течение всего возраста Солнечной системы, их необходимо часто пополнять. Одной из таких областей пополнения облако Оорта, сферический рой комет, простирающийся за 50 000 а.е. от Солнца, впервые выдвинутый голландским астрономом Яном Оортом в 1950 году. Облако Оортами считается происхождение долгопериодические кометы, то есть есть кометы, подобные Хейла - Боппа, с орбитами в тысячи лет.

Есть еще одна популяция комет, известная как короткопериодические или периодические кометы, состоящие из тех комет, которые, как и комета Галлея, имеют орбитальный период менее 200 лет. К 1970-м годам скорость открытия короткопериодических комет становилась все более несовместимой с их появлением исключительно из облаков Оорта. Чтобы объект облака Оорта стал короткопериодической кометой, его сначала должны захватить планеты-гиганты. В статье опубликованной в журнале Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества в 1980 году, уругвайский астроном Хулио Фернандес заявлено, что для каждой короткопериодической кометы, отправляемой во внутренней области Солнечной системы из Оорта, облако, 600 должно быть выброшено в межзвездное пространство. Он предположил, что пояс комет от 35 до 50 а. Е. Потребуется для наблюдения наблюдаемого количества комет. Продолжая работу Фернандеса, в 1988 году канадская команда Мартина Дункана, Тома Куинна и Скотта Тремейна выполнила ряд компьютерных симуляций, чтобы определить, все ли наблюдаемые кометы могли прибыть из облаков Оорта. Они представляют, что облако Оорта не может объяснить все короткопериодические кометы, особенно потому, что короткопериодические кометы группируются в плоскости плоскости Солнечной системы, тогда как кометы из облаков имеют тенденцию прибывать из любой точки неба. С «поясом», как его описал Фернандес, добавленным к формулировкам, моделирование соответствовало наблюдениям. Как сообщается, потому что слова «Койпер» и «кометный пояс» появились в первом предложении статьи Фернандеса, Тремейн назвал эту гипотетическую область «поясом Койпера».

Discovery

Массив телескопов на вершине Мауна-Кеа, с помощью которой был открыт пояс Койпера

В 1987 году астроном Дэвид Джвитт, работавший в Массачусетском технологическом институте, был все более озадачен «очевидной пустотой внешнего мира». Солнечная система. Он призвал тогдашнюю аспирантку Джейн Луу помочь ему в его усилиях по обнаружению другого объекта за пределами орбиты Плутона, потому что, как он сказал ей: «Если мы это не сделаем», никто не будет ". Используя телескопы в Национальном обсерватории Китт Пик в Аризоне и Межамериканской обсерватории Серро Тололо в Чили, Джуитт и Луу провели свои поиски во многом так же, как Клайд Томбо и Лузль Коваль. имел, с мигающим компаратором. Первоначально проверка каждой пары пластин занимала около восьми часов, но этот процесс ускорился с помощью электронных устройств с зарядовой связью или ПЗС-матриц, которые, хотя их поле зрения было более узким, были не только более эффективны при улавливании света (они сохраняли 90% падающего на них света, а не 10%, достигаемые фотографии), но позволяли осуществлять процесс мигания виртуально на компьютере. Сегодня матрицы ПЗС составляют основу астрономических детекторов. В 1988 году Джуитт перешел в Институт астрономии Гавайского университета. Позже Луу присоединился к нему, чтобы работать на 2,24-метровом телескопе Гавайского университета на Мауна-Кеа. В конце концов, поле ПЗС-матриц увеличилось до 1024 на 1024 пикселей, что позволяет проводить поиск быстрее. Наконец, после пяти лет поисков, Джуитт и Луу объявили 30 августа 1992 г. об «обнаружении кандидата на объект пояса Койпера 1992 QB 1 ». Шесть месяцев спустя они появились второй объект в этом районе, (181708) 1993 FW. К 2018 году было обнаружено более 2000 объектов пояса Койпера.

Более тысячи тел было найдено в поясе за двадцать лет (1992–2012) после обнаружения 1992 QB 1 (названо в 2018 году, 15760 Альбион), современный обширный пояс тел, не только Плутон и Альбион. К 2010-м годам полная протяженность и природа тел пояса Койпера в степени неизвестны. Наконец, в конце 2010-х годов два КБО были близко пролетели мимо беспилотного космического корабля, что обеспечило гораздо более точные наблюдения за системой Плутона и еще одним КБО.

Исследования, проведенные после того, как транснептуновый регион был впервые нанесен на карту, эта область, которая сейчас называется поясом Койпера, не является местом происхождения короткопериодических комет, но они не являются частью популяции, называемой рассеянным диском. Рассеянный диск был создан, когда Нептун мигрировал вовне в прото-пояс Койпера, который в то время был намного ближе к Солнцу, и оставил после себя популяцию динамически стабильных объектов, на которые никогда не повлияли его орбита (собственно пояс Койпера) и население, чьи перигелии находятся здесь достаточно близко, чтобы Нептун все еще мог беспокоить их, когда он путешествует вокруг Солнца (рассеянный диск). Рассянный диск динамически активен, пояс Койпера относительно динамически стабилен, рассеянный диск теперь как наиболее вероятная точка происхождения периодических комет.

Имя

Астрономы иногда используют альтернативу называют пояс Эджворта-Койпера, чтобы отдать должное Эджворту, а KBO иногда называют ЭКО. Брайан Г. Марсден утверждает, что не заслуживает искренней похвалы: «Ни Эджворт, ни Койпер не писали ни о чем отдаленно похожем на то, что мы сейчас наблюдаем, но Фред Уиппл сделал». Дэвид Джуитт комментирует: «Во всяком случае... Фернандес почти заслуживает похвалы за предсказание Пояса Койпера».

КБО иногда называют «куипероидами», имя, предложенное Клайдом Томбо. Термин «транснептуновый объект » (TNO) рекомендован для объектов в поясе территории научными группами, поскольку этот термин менее противоречив, чем все другие - это не точный синоним , однако, поскольку TNO включает все объекты, вращающиеся вокруг Солнца за орбитой Нептуна, а не только те, что находятся в поясе Койпера.

Структура

File:Dust Models Paint Alien's View of Solar System.ogvВоспроизвести медиа Пыль в поясе Койпера слабый инфракрасный диск. (Нажмите кнопку «Воспроизвести», чтобы посмотреть видео.)

На максимальной протяженности (но исключая рассеянный диск), включая его периферийные области, пояс Койпера простирается примерно на 30–55 а.е. Обычно считается, что основная часть ремня простирается от резонанса среднего движения 2: 3 (см. Ниже) на 39,5 а.е. до резонанса 1: 2 при примерно 48 а.е. Пояс Койпера довольно толстый, с основной концентрацией, простирающейся на целых десять градусов за пределы плоскости эклиптики , и более диффузным распределением объектов, простирающимся в несколько раз дальше. В целом он больше похож на тор или бублик, чем на пояс. Его среднее положение наклонено к эклиптике на 1,86 градуса.

Присутствие Нептуна оказывает сильное влияние на устойчивые пояса Койпера из-за орбитальных резонансов. В течение периода времени, сопоставимого с возрастом Солнечной системы, гравитация Нептуна дестабилизирует орбиты любых объектов, которые случайно находятся в определенных регионах, либо отправляет их во внутреннюю часть Солнечной системы, либо в рассеянный диск или межзвездное пространство. Это приводит к, что пояс Койпера имеет ярко выраженные промежутки в его нынешней структуре, аналогичные промежутки Кирквуда в поясе астероидов. В области между 40 и 42 а.е., например, ни один объект не может стабильную орбиту в течение такого времени.

Различные динамические классы транснептуновых объектов.

Классический пояс

Между резонансами 2: 3 и 1: 2 с Нептуном, примерно на 42–48 а.е., гравитационное взаимодействие с Нептуном происходит в течение длительного периода времени, и объекты могут существовать на своих орбитах практически без изменений.. Этот регион как известен классический пояс Койпера, и его члены составляют две трети наблюдаемых на сегодняшний день KBO. Первое время открытое современное KBO (Альбион, но долгое время называемое (15760) 1992 QB 1) считается прототипом этой группы, классические KBO часто упоминаются как cubewanos (" QB-1-os "). основные принципы, установленные IAU, требуют, чтобы классическим КБО давались мифологические существующие, связанные с творением.

Классический пояс Койпера, по-видимому, представляет собой смесь двух отдельных населения. Первое, известное как «динамически холодное» население, имеет орбиты, очень похожие на орбиты планет; почти круглые, с эксцентриситетом орбиты менее 0,1 и с относительно малыми наклонами до примерно 10 ° (они лежат ближе к плоскости Солнечной системы, а не под углом). Холодное население также содержит концентрацию объектов, называемых ядром, с большими полуосями на расстоянии 44–44,5 а.е. Вторая, «динамически горячая» популяция, имеет орбиты, гораздо более наклонные к эклиптике, до 30 °. Эти две популяции были названы так не из-за большой разницы в температуре, а из-за аналогии с частицами в газе, которые увеличивают свою относительную скорость по мере того, как нагреваются. Мало того, что две популяции находятся на разных орбитах, холодная популяция также различается по цвету и альбедо, будучи краснее и ярче, имеет большую долю двойных объектов, имеет другое распределение по размерам и не имеет очень крупных объектов.. Масса динамически холодного населения примерно в 30 раз меньше массы горячего. Разница в цвете может быть отражением разных композиций, что говорит о том, что они образовались в разных регионах. Предполагается, что горячее население сформировалось около первоначальной орбиты Нептуна и было рассеяно во время миграции планет-гигантов. С другой стороны, было высказано предположение, что холодная популяция сформировалась более или менее в своем нынешнем положении, потому что свободные двойные системы вряд ли переживут встречи с Нептуном. Хотя модель Ниццы, по-видимому, способна хотя бы частично объяснить разницу в составе, было также высказано предположение, что разница в цвете может отражать различия в эволюции поверхности.

Резонансы

Распределение кубевано (синий), Резонансные транснептуновые объекты (красный), Седноиды (желтый) и рассеянные объекты (серый) Классификация орбит (схема большие полуоси )

Когда орбитальный период объекта является точным соотношением периода обращения Нептуна (ситуация, называемая резонансом среднего движения ), тогда он может заблокироваться в синхронизированном движении с Нептуном и избегайте возмущений, если их относительное выравнивание является подходящим. Если, например, объект вращается вокруг Солнца дважды на каждые три витка Нептуна, и если он достигает перигелия с Нептуном в четверти орбиты от него, то всякий раз, когда он возвращается в перигелий, Нептун всегда будет примерно в том же относительном положении, в котором он был в начале, потому что он будет полностью d 1 ⁄ 2 орбиты одновременно. Это известно как резонанс 2: 3 (или 3: 2), и он соответствует характеристике больш ой полуоси около 39,4 а.е. Этот резонанс 2: 3 заселен примерно 200 известными объектами, включая Плутон вместе с его спутниками. В знак признания этого члены этого семейства известны как plutinos. Многие плютино, включаяПлутон, имеют орбиты, пересекающие орбиты Нептуна, хотя их резонанс означает, что они никогда не могут столкнуться. У Плютино высокий эксцентриситет орбиты, что позволяет предположить, что они не являются родными для их нынешнего положения, а вместо этого были случайно выброшены на их орбиты мигрирующим Нептуном. Руководящие принципы МАС требуют, чтобы все плутоны, как и Плутон, были названы в честь божеств подземного мира. Резонанс 1: 2 (объекты которого завершают половину орбиты каждого из Нептуна) соответствует большой полуоси ~ 47,7 а.е. и малонаселен. Его жителей иногда называют двумя. Другие резонансы также существуют в форматах 3: 4, 3: 5, 4: 7 и 2: 5. Нептун имеет ряд троянских объектов, которые занимают его лагранжевые точки, гравитационно устойчивые области, ведущие и замыкающие его на орбите. Трояны Нептуна находятся в резонансе 1: 1 среднего движения с Нептуном и часто имеют очень стабильные орбиты.

Кроме того, существует относительное отсутствие объектов с большой полуосью ниже 39 а.е., что, по-видимому, не может быть объяснено существующими резонансами. В настоящее время принята гипотеза о том, что причина этого заключается в том, что по мере того, как Нептун мигрировал наружу, нестабильные орбитальные резонансы постепенно перемещались в этой области, и, таким образом, любые объекты внутри нее были унесены вверх или гравитационно выброшены из нее.

утес Койпера

Гистограмма больших полуосей объектов пояса Койпера с наклонами и выше ниже 5 градусов. Пики от плутино и «ядра» видны на 39–40 а.е. и 44 а.е.

Резонанс 1: 2 на 47,8 а.е., по-видимому, является границей, за пределами которой известно немного объектов. Неясно, действительно ли это внешний край классического пояса или только начало широкой щели. Объекты были обнаружены в резонансе 2: 5 на расстоянии примерно 55 а.е., что далеко за пределами классического пояса; предсказания большого количества тел на классических орбитах между этими резонансами не были подтверждены наблюдениями.

Основано на оценках базовой массы, необходимой для образования Урана и Нептуна, а также тел размером с Плутон (см. § Распределение массы и размеров), более ранние модели пояса Койпера предполагали, что количество крупных объектов увеличится вдвое сверх 50 а.е., так что это внезапное резкое падение, известный как утес Койпера, был неожиданным, и на сегодняшний день его причина неизвестна. Бернштейн, Триллинг и др. (2003) доказательства того, что быстрое уменьшение количества объектов с радиусом 100 км и более за пределами 50 а.е. действительно, а не из-за систематической ошибки наблюдений. Возможные объяснения включают в себя то, что произошло на таком расстоянии, было слишком редким или слишком рассеянным, чтобы срастаться с большими объектами, или что последующие процессы удалили или уничтожили те, которые образовались. Патрик Ликавка из Университета Кобе утверждал, что причиной может быть гравитационное притяжение невидимого большого планетарного объекта, возможно размером с Землю или Марс.

Происхождение

Моделирование, показывающие внешние планеты и пояс Койпера: (а) до резонанса Юпитер / Сатурн 1: 2, (б) рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после орбитального сдвига Нептуна, (в) после выброс тел пояса Койпера Юпитером Пояс Койпера (зеленый) на окраине Солнечной системы

Точное происхождение пояса Койпера и его сложная структура до сих пор неясны, и астрономы ожидают нескольких обширных исследований. полевые обзорные телескопы, такие как Pan-STARRS и будущий LSST, которые могут выявить многие неизвестные в настоящее время KBO. Эти исследования предоставляют данные, которые определяют ответы на эти вопросы.

Предполагается, что пояс Койпера из планетезималей, фрагменты исходного протопланетного диска вокруг Солнце, которое не смогло полностью слиться в планете, вместо этого сформировалось в более мелкие тела, самые большие из которых имеют диаметр менее 3000 километров (1900 миль). Исследования количества кратеров на Плутоне и Хароне выявили нехватку небольших кратеров, что позволяет предположить, что такие объекты созданы непосредственно как крупные в диапазоне десятков километров в диаметре, а не образовались из гораздо меньшего, примерно километрового масштаба. тела. Гипотетические механизмы образования этих более крупных тел включают гравитационный коллапс облаков из гальки, сконцентрированных между водоворотами в турбулентном протопланетном диске или нестабильности потоков. Эти схлопывающиеся облака могут фрагментироваться, образуя двойные системы.

Современные компьютерные модели показывают, что пояс Койпера находился под сильным положением Юпитера и Нептуна, а также предполагают, что ни Уран, ни Нептун не образоваться в их нынешнем положении, потому что на этом существовании мало первичной материи, чтобы испортить такие большие массы. Вместо этого, по оценкам, эти планеты сформированы ближе к Юпитеру. Рассеяние планетезималей в начале истории Солнечной системы должно было привести к перемещению орбит планет-гигантов: Сатурн, Уран и Нептун ушли наружу, а Юпитер - внутрь. В конце концов, орбиты сместились к точке, где Юпитер и Сатурн достигли точного резонанса 1: 2; Юпитер дважды обращался вокруг Солнца за каждый оборот Сатурна. Гравитационные последствия такого резонанса в конечном итоге дестабилизируют орбиты Урана и Нептуна, заставляют их управлять наружу на орбиты с высоким эксцентриситетом, которые пересекали первоначальный планетезимальный диск.

Хотя орбита Нептуна была сильно эксцентричной, ее среднее значение: Движущиеся резонансы перекрывались, и эволюционировали планетезималейционировали хаотично, позволяя планетезимали уходить наружу до резонанса 1: 2 Нептуна, образуя динамически холодный пояс низко наклонных объектов. Позже, после того, как его эксцентриситет уменьшился, орбита Нептуна расширилась в сторону его текущего положения. Многие планетезимали были захвачены и в резонансах во время этих перемещений, другие эволюционировали на орбиты с большим уровнем и меньшим эксцентриситетом и ушли из резонансов на стабильные орбиты. Гораздо больше планетезималей было рассеяно внутрь, небольшие фракции были захвачены как трояны Юпитера, как неправильные спутники, вращающиеся вокруг планет-гигантов, и как астероиды внешнего пояса. Остальные были снова рассеяны Юпитером и в большинстве случаев выброшены из Солнечной системы, что уменьшило первоначальную популяцию пояса Койпера на 99% или более.

Первоначальная версия самой популярной в настоящее время модели "" Хорошая модель "воспроизводит многие характеристики пояса Койпера, такие как" холодная "и" горячая "популяции, резонансные объекты и рассеянный диск, но все Модель предсказывает более высокий средний эксцентриситет на классических орбитах KBO, чем наблюдаемый (0,10–0,13 против 0,07), и ее предсказанное распределение содержит слишком мало объектов с высоким наклонением. Предполагается, что они были разделены во время встреч с Нептуном, что позволяет предположить, что холодный диск сформирован на его нынешнем месте.

A недавняя модификация Хорошая модель Солнечная система системы начинений, представляя единственную по-настоящему локальную популяцию малых тел в Солнечной системе. ается с пяти планет-гигантов, включая дополнительный ледяной гигант, в цепочке резонансов среднего движения. Примерно через 400 миллионов лет после образования Солнечной системы резонансная цепь разорвана. Вместо того, чтобы рассыпаться по диску, ледяные гиганты сначала мигрируют наружу на несколько а.е. Эта расходящаяся миграция в итоге приводит к резонансному пересечению, дестабилизирующему орбиты планет. Дополнительный ледяной встречается с Сатурном, рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, и после серии встреч выбрасывается из Солнечной системы. Оставшиеся планеты продолжают миграцию до тех пор, пока планетезимальный диск почти не истощится с небольшими частями, остающимися в различных местах.

Как и в исходной модели Ниццы, объекты захватываются в резонанс с Нептуном во время его передачи наружу. Некоторые остаются в резонансах, другие развиваются на орбиты с большим наклоном и меньшим эксцентриситетом и выходят на стабильные орбиты, формируются динамически горячий классический пояс. Распределение наклона горячего пояса можно воспроизвести, если Нептун переместился с 24 а.е. на 30 а.е. на временной шкале 30 млн лет. Когда Нептун мигрирует на 28 а.е., он вступает в гравитационное столкновение с дополнительным ледяным гигантом. Объекты, захваченные из холодного пояса в резонансном среднем движении 1: 2 с Нептуном, остаются позади как локальная зона на 44 а.е., когда это столкновение заставляет большую полуось Нептуна выпрыгивать наружу. Объекты, размещенные в холодном поясе, включают некоторые связанные «синие» двойные системы, происходящие из более близкого, чем текущее слабо местоположение холодного пояса. Если эксцентриситет Нептуна останется во время этого столкновения, хаотическая эволюция орбитной модели Ниццы будет устранена и первоначальный холодный пояс сохранится. На более поздних этапах перемещения Нептуна медленное колебание резонансов среднего движения удаляет объекты с более высоким эксцентриситетом из холодного пояса, сокращая его распределение эксцентриситета.

Состав

Инфракрасные спектры Эриды и Плутона, подчеркивая их общие линии поглощения метана

Находясь далеко от Солнца и больших планет, объекты пояса Койпера, как полагают, относительно не подвержены влиянию процессов, которые сформировали и изменили другие объекты Солнечной системы; таким образом, определение их состава дало бы важную информацию о составе самой ранней Солнечной системы. Из-за их малых размеров и удаленности от Земли химический состав КБО очень сложно определить. Основным методом, с помощью которого астрономы определяют состав небесного объекта, является спектроскопия. Когда свет объекта разбивается на составляющие его цвета, образует изображение, похожее на радугу. Это изображение называется спектром. Различные поглощают свет на разных длинах волн, и спектр для конкретного объекта распутывается, появляются темные линии (линия вещества поглощения ) там, где вещества внутри него поглощают эту конкретную длину волны света. Каждый элемент элемент или соединение имеет свою уникальную спектроскопическую сигнатуру, и, считывая полный спектральный «отпечаток пальца» объекта, астрономы могут определить его состав.

Анализ показывает, что объекты пояса Койпера состоят из смесей горных пород и различных льдов, таких как вода, метан и аммиак. Температура пояса составляет всего около 50 K, поэтому многие соединения, которые были бы газообразными ближе к Солнцу, остаются твердыми. Плотность и фракции каменного льда известны для небольшого числа объектов, для которых определены размеры и массы. Диаметр может быть определен путем получения изображений с помощью телескопа высокого разрешения, такого как Космический телескоп Хаббла, по времени затмения, когда объект проходит перед звездой или обычно, используя альбедо объекта, рассчитанное на основе его инфракрасного излучения. Массы определяются с использованием больших полуосей и периодов спутников, которые поэтому известны только для нескольких двойных объектов. Плотность составляет от менее 0,4 до 2,6 г / см. Считается, что наименее плотные объекты в основном состоят из льда и обладают значительной пористостью. Самые плотные объекты, вероятно, состоят из камня с тонкой коркой льда. Существует тенденция низкой плотности для небольших объектов и высокой плотности для самых крупных объектов. Одно из возможных объяснений этой тенденции состоит в том, что лед исчез из поверхностных слоев, когда дифференцированные объекты столкнулись, чтобы сформировать самые большие объекты.

Художник представил плуттино и, возможно, бывший астероид C-типа (120216) 2004 EW95

Изначально подробный анализ КБО был невозможен, и поэтому астрономы могли определить только самые основные факты об их составе, в первую очередь их цвете. Эти первые данные показали широкий диапазон цветов среди KBO, от нейтрального серого до темно-красного. Это наводило на мысль, что их поверхности состоят из широкого диапазона соединений, от грязного льда до углеводородов. Это разнообразие было поразительным, поскольку астрономы ожидали, что объекты KBO будут равномерно темными, потеряв большую часть летучих льдов с их поверхностей из-за воздействия космических лучей. Для устранения этого несоответствия были предложены различные решения, в том числе восстановление поверхности ударами или выделение газа. Спектральный анализ известных объектов пояса Койпера, проведенный в 2001 году Джуиттом и Луу, показал, что изменение цвета слишком велико, чтобы его можно было легко объяснить случайными ударами. Считается, что солнечное излучение химически изменило метан на поверхности KBO, образуя такие продукты, как толины. Макемаке, как было показано, обладает рядом углеводородов, полученных в результате радиационной обработки метана, включая этан, этилен и ацетилен.

, хотя на сегодняшний день большинство KBO по-прежнему кажутся спектрально невыразительными из-за своей слабости, был достигнут ряд успехов в определении их состава. В 1996 году Роберт Х. Браун и др. были получены спектроскопические данные о спутнике KBO 1993 SC, которые показали, что состав его поверхности заметно похож на состав поверхности Плутона, а также спутника Нептуна Тритона, с большим количеством метанового льда. Для более мелких объектов были определены только цвета и в некоторых случаях альбедо. Эти объекты в основном делятся на два класса: серые с низким альбедо и очень красные с более высоким альбедо. Предполагается, что разница в цветах и ​​альбедо происходит из-за удержания или потери сероводорода (H2S) на поверхности этих объектов, причем тех, которые созданы достаточно далеко от Солнца, чтобы сохранить H 2 S, покраснели из-за облучения.

Самые большие KBO, такие как Плутон и Quaoar, имеют поверхность, богатую летучими соединениями, такими как метан, азот и окись углерода ; Вероятно, что эти молекулы связаны с их умеренным давлением пара в диапазоне температур 30–50 К пояса Койпера. Это позволяет им время от времени выкипать с поверхности, а затем снова падать в виде снега, тогда как соединения с более высокими температурами кипения останутся твердыми. Относительное содержание этих трех соединений в самых больших KBO напрямую связано с их поверхностной силой тяжести и температурной окружающей средой, которая определяет, какие они могут удерживаться. Водяной лед был обнаружен в нескольких KBO, включая представителей семейства Хаумеа, таких как 1996 TO 66, объекты среднего размера, такие как 38628 Huya и 20000 Varuna, а также на некоторых мелких предметах. Присутствие кристаллического льда на крупных и средних объектах, включая 50000 Quaoar, где также был обнаружен гидрат аммиака гидрат, может указывать на тектоническую активность в прошлом, чему способствовало таяние. понижение точки из-за присутствия аммиака.

Распределение

, несмотря на огромную протяженность, масса пояса Койпера относительно невелика. Общая масса динамически горячего населения оценивается в 1% от массы Земли. По оценкам, динамически холодное население намного меньше и составляет всего 0,03% массы Земли. Это как динамически используется другое положение, которое создается ближе к Солнцу и была рассеяна во время движения планет-гигантов, считается, что оно сейчас находится в рабочем состоянии. По последним оценкам, общая масса пояса Койпера составляет (1,97 ± 0,30) × 10 масс Земли, исходя из влияния, которое он оказывает на движение планет.

Малая общая масса динамически холодного населения представляет проблемы для моделей формирования Солнечной системы, поскольку значительная масса требуется для аккреции KBO размером более 100 км (62 мили) в диаметре. Если бы холодный классический пояс Койпера всегда имел низкую плотность тока, эти объекты просто не образовались в результате столкновения и слияния более мелких планетезималей. Более того, эксцентриситет и наклон текущих орбитов делают столкновение довольно «жестокими», приводя к разрушению, а не аккреции. Считается, что удаление части массы динамически холодного населения маловероятно. Текущее влияние Нептуна слишком сильно, чтобы объяснить такое массивное «вакуумирование», степень потери массы из-за столкновения ограниченного измельчения, ограниченного наличием слабосвязанных двойных систем в холодном диске, вероятно, будут разрушены при столкновении. Вместо того, чтобы образоваться в результате столкновения более мелких планетезималей, более крупный объект мог образоваться непосредственно в результате схлопывания облаков из гальки.

Иллюстрация степенного закона

Распределение размеров объектов пояса Койпера подчиняется ряду степенных законов. Степенной закон соотношения между N (D) (количество объектов с диаметром больше D) и D называется крутизной яркости. Количество объектов обратно пропорционально некоторой степени диаметра D:

d N d D ∝ D - q. {\ displaystyle {\ frac {dN} {dD}} \ propto D ^ {- q}.}{\ displaystyle {\ frac {dN} {dD}} \ propto D ^ {- q}.} что дает (при условии, что q не равно 1): N ∝ D 1 - q + постоянный. {\ displaystyle N \ propto D ^ {1-q} + {\ text {a constant}}.}{\ displaystyle N \ propto D ^ {1- q} + {\ text {константа}}.}

(Константа может быть ненулевой, только если степенной закон не применяется при высоких значениях D.)

Ранние оценки, основанные на измерении распределения видимой звездной величины, показывают значение q = 4 ± 0,5, что означает, что объекты в 8 (= 2) раз больше в диапазоне 100–200 км, чем в диапазоне 200–400 км.

Недавние исследования показали, что имеют большие размеры горячих классических и холодных классических объектов разные наклоны. Наклон для горячих объектов q = 5,3 для больших диаметров и q = 2,0 для малых диаметров с изменением наклона на 110 км. Для холодных объектов наклон q = 8,2 на больших диаметрах и q = 2,9 на малых диаметрах с изменением наклона на 140 км. Распределения по размерам рассеивающих объектов, плутинов и троянов Нептуна имеют наклоны, аналогичные другим динамическиим популяциям, но вместо этого имеют разрыв, резкое уменьшение количества объектов ниже определенного размера. Предполагается, что этот разрыв возникнет из-за столкновения эволюционной эволюции, либо из-за того, что возникла проблема, созданная без объектов меньшего размера, а меньшие объекты являются фрагментами исходных объектов.

Как На декабрь 2009 г. наименьший обнаруженный объект пояса Койпера имеет диаметр 980 м. Он слишком тусклый (звездная величина 35), чтобы его мог увидеть Хаббл напрямую, но он был обнаружен системой слежения за звездами Хаббла, когда закрыл звезду.

Рассеянные объекты

Сравнение орбит рассеянных дисковых объектов (черный), классических КБО (синий) и резонансных объектов 2: 5 (зеленый). Орбиты других КБО серые. (Орбитальные оси выровнены для сравнения.)

Рассеянный диск представляет собой малонаселенную область, перекрывающую поясом Койпера, но простирающуюся за пределы 100 а.е. Объекты рассеянного диска (SDO) имеют очень эллиптические орбиты, часто также очень наклонные к эклиптике. Большинство моделей формирования Солнечной системы показывают, что как KBO, так и SDO сначала формируются в поясе, формируют первичные объекты, особенно с Нептуном, отправляют первичные объекты, некоторые на стабильные орбиты (KBO), некоторые на нестабильные орбиты, рассеянный диск. Предполагается, что из-за своей нестабильной природы рассеянный диск является точкой многих короткопериодических комет происхождения Солнечной системы. Их динамические орбиты иногда вынуждают их проникать внутрь Солнечной системы, становясь сначала кентаврами, а затем короткопериодическими кометами.

Согласно Центру малых планет, который официально каталогизирует все транснептуновые объекты, собственно говоря, KBO - это любой объект, который вращается исключительно в пределах данной области пояса Койпера независимо от происхождения или состава. Предметы, обнаруженные за пределами пояса, классифицируются как разбросанные объекты. В некоторых научных кругах термин «объект пояса Койпера» стал синонимом любой ледяной малой планеты, обитающей за пределами Солнечной системы, которая, как суд, является частью этого начального класса, даже если ее орбита на протяжении большей части истории Солнечной системы находилась за пределами Пояс Койпера (например, в области рассеянного диска). Они часто описывают рассеянные дисковые объекты как «рассеянные объекты пояса Койпера». Эрида, которая, как известно, более массивна, чем Плутон, часто упоминается как KBO, но технически является SDO. Консенсус среди астрономов относительно точного определения пояса Койпера еще не достигнут, и этот вопрос остается нерешенным.

Кентавры, которые обычно не считаются частями пояса, также считаются рассеянными объектами, с той лишь разницей, что они разбросаны внутрь, а не наружу. Центр малых планет группирует кентавров и SDO вместе как разрозненные объекты.

Тритон

Луна Нептуна Тритон

Считается, что в период миграции Нептун имел сфотографировал большой KBO, Тритон, который является единственным большим спутником в Солнечной системе с ретроградной орбитой (он вращается противоположно вращению Нептуна). Это говорит о том, что, в отличие от больших спутников Юпитера, Сатурна и Урана, которые, как полагают, образовались из вращающихся дисков материала вокруг своих молодых родительских планет, Тритон был полностью сформированным телом, захваченным из окружающего пространства. Гравитационный захват объекта - непростая задача: требуется некоторый механизм, замедляющий объект, достаточный для того, чтобы его захватила сила тяжести более крупного объекта. Возможное объяснение состоит в том, что Тритон был частью двоичного файла, когда столкнулся с Нептуном. (Многие KBO являются членами двоичного файла. См. ниже.) Изгнание Нептуном другого члена двоичного файла могло бы привлечь Тритона. Тритон всего на 14% больше Плутона, и спектральный анализ обоих миров равных степени состоят из степени состоят из материалов, таких как метан и окись углерода. Все это указывает на вывод, что Тритон-то был КВО, который был захвачен Нептуном во время его внешней миграции.

Крупнейших КВО

Художественное сравнение Плутона, Эрис, Хаумеа, Макемаке, Гонггон, Кваоар, Седна, Оркус, Салация, 2002 MS 4 и Земля вместе с Луной [
  • v
  • t
]

С 2000 года ряд КБО диаметром от 500 до 1500 км (932 мили), что более чем наполовину меньше Плутона (диаметр 2370 км). 50000 Quaoar, классический КБО, открытый в 2002 году, имеет диаметр более 1200 км. Макемаке и Хаумеа, объявленные 29 июля 2005 года, еще крупнее. Другие объекты, такие как 28978 Иксион (обнаружено в 2001 году) и 20000 Варуна (обнаружено в 2000 году), имеют размер примерно 500 км (311 миль) в поперечнике.

Плутон

Обнаружение этих больших KBO на орбитах, подобных орбитам Плутона, привело многих к выводу, что, за исключением своего относительного размера, Плутон не особо отличался от других членов пояса Койпера. Эти объекты не только похожи на Плутон по размеру, но многие из них также имеют спутники и имеют схожий состав (метан и окись углерода были обнаружены как на Плутоне, так и на основе КБО). Таким образом, как тому же, как Церера считалась планетой до открытия ее собратьев астероидов, некоторые начали предполагать, что Плутон также может быть переклассифицирован.

Проблема усугубилась обнаружением Эрис, объект в рассеянном диске далеко за поясом Койпера, который, как теперь известно, находится в 27% массивнее Плутона. (Первоначально считалось, что Эрида больше Плутона по объему, но миссия New Horizons обнаружила, что это не так.) В ответ Международный астрономический союз (IAU) был вынужден определить, что такое планета в первый раз, и при этом включил в их определение, что планета должна «очистить окрестности вокруг своей орбиты». Плутон делит свою орбиту со многими другими значительными объектами, считалось, что он не очистил свою орбиту, и поэтому был переклассифицирован с планеты на карликовую планету, что сделало его членом пояса Койпера.

Хотя Плутон в настоящее время является самым крупным объектом, существует по крайней мере один крупный объект, который, вероятно, возник в нем: спутник Нептуна Тритон (который, как объяснялось выше, вероятно это трофейное КБО).

По состоянию на 2008 год только пять объектов в Солнечной системе (Церера, Эрида и Плутон, Макемаке и Хаумеа ) лик как карликовые планеты согласно IAU. 90482 Оркус, 28978 Иксион и многие другие объекты пояса Койпера достаточно велики, чтобы находиться в гидростатическом равновесии; Большинство из них, вероятно, будут соответствовать требованиям, когда о них станет больше.

Спутники

Шесть доверия TNO (Эрида, Плутон, Известно, что Gonggong, Makemake, Haumea и Quaoar ) спутники, а у двух из них больше одного. Более высокий процент более крупных объектов KBO имеет спутники, чем более мелкие объекты в поясе Койпера, что позволяет предположить, что причиной этого был другой механизм. В поясе Койпера также имеется большое количество двойных звезд (два объекта, достаточно близких по массе, чтобы вращаться «друг вокруг друга»). Наиболее ярким примером является двойная система Плутон-Харон, но, по оценкам, около 11% KBO существуют в двоичных файлах.

Исследование

KBO 486958 Arrokoth (зеленые кружки), выбранная цель для миссии New Horizons в поясе Койпера

19 января 2006 года был запущен первый космический корабль для исследования пояса Койпера, New Horizons, который пролетел мимо Плутона 14 июля 2015 года. Помимо пролета Плутона, цель миссии заключалась в обнаружении и исследовании других, более удаленных объектов в поясе Койпера.

Схема, показывающая соединение 486958 Аррокот и траекторию встречи Цветная композиция New Horizons Изображение Аррокота показывает его красный цвет, что предполагает наличие цепи. На данный момент это единственное КБО, помимо его спутников, которое посетит космический корабль.

15 октября 2014 года было обнаружено, что Хаббл обнаружил три следующих цели, условно обозначенные как PT1 («потенциальная цель 1»), PT2 и PT3 командой New Horizons. Диаметр объектов оценивался в диапазоне 30–55 км; слишком малы, чтобы их можно было увидеть в наземных телескопах, на расстояниях от Солнца 43–44 а.е., что означает, что встречи приходятся на период 2018–2019 годов. Первоначальная предполагаемая вероятность того, что эти объекты были достижимы в рамках топливного бюджета New Horizons, составляющая 100%, 7% и 97% соответственно. Все они были членами «холодного» (низкий наклон, низкий эксцентриситет ) классического пояса Койпера и, таким образом, сильно отличались от Плутона. PT1 (с учетом временного обозначения «1110113Y» на веб-сайте HST), наиболее удачно расположенный объект, имел звездную отметку 26,8, 30–45 км в диаметре и был обнаружен в январе 2019 года. После получения достаточной орбитальной информации был предоставлен, Центр малых планет дал официальные обозначения трем целевым KBO: 2014 MU69 (PT1), 2014 OS393 (PT2) и 2014 PN70 (PT3). К осени 2014 г. возможная четвертая цель, 2014 MT69, была устранена первые наблюдения. PT2 не участвовал в работе перед пролетом Плутона.

26 августа 2015 года первая цель, 2014 MU 69 (по прозвищу «Ultima Thule», а позже - 486958 Arrokoth ), был выбран. Корректировка события произошла в конце октября и начале ноября 2015 года, что привело к облету объекта в сентябре 2019 года. 1 июля 2016 года НАСА одобрило дополнительное финансирование New Horizons для посещения объекта.

2 декабря 2015 года New Horizons обнаружила то, что тогда называлось 1994 JR1 (позже названо 15810 Arawn), на расстоянии 270 миллионов километров (170 × 10 ^миль), и на фотографиях на форме объекта и одна или две детали.

1 января 2019 года New Horizons успешно пролетел над Аррокотом, вернув данные, показывающие, что Аррокот - это контактный бинарный объект длиной 32 км и шириной 16 км. Инструмент Ральф на борту New Horizons подтвердил красный цвет Аррокота. Данные о пролетах будут продолжать загружаться в течение следующих 20 месяцев.

Никаких миссий для New Horizons не планируется, хотя были изучены как две миссии, которые вернутся на орбиту или приземлятся на Плутоне. За пределами Плутона существует множество крупных КБО, которые нельзя посетить с помощью New Horizons, например, карликовые планеты Макемаке и Хаумеа. Новые миссии на исследование и изучение этих объектов в деталях. Thales Alenia Space изучила логистику орбитального полета к Хаумеа, высокоприоритетной научной цели из-за его статуса в качестве родительского тела столкнувшейся семьи, в которую входят несколько других TNO, а также кольцо Хаумеа и два луны. Ведущий автор, Джоэл Понси, выступал за новую технологию, которая позволила космическим кораблям сделать вывод на орбиту KBO за 10–20 лет или меньше. Главный исследователь New Horizons Алан Стерн неофициально участвует в миссии, которые должны быть пролететь мимо планет Уран или Нептун перед посещением новых целей KBO, тем самым самым способя исследованию пояса Койпера, также впервые посетив эти ледяные планеты-гиганты "Вояджер-2" пролетел в 1980-е годы.

Исследования и концептуальные миссии

Дизайн усовершенствованной концепции для 1999 года Квавар рассматривался как пролетная цель зонда, которым было поручено исследовать межзвездную среду. настоящее время он находится около гелиосферного носа; Понтус Брандт из Лаборатории прикладной физики Джонса Хопкинса и его коллеги изучали зонд, который должен был пролететь мимо Квавара в 2030-х годах, прежде чем отправиться в межзвездную среду через нос гелиосферы. Среди интересов на Кваваре - его вероятная исчезающая атмосфера метана и криовулканизм. Миссия, изученная Брандтом и его коллегами, будет запускаться с использованием SLS и достигнуть 30 км / с использованием облета Юпитера. В качестве альтернативы для орбитальной миссии исследования, опубликованное в 2012 году, показало, что Ixion и Huya являются одними из наиболее эффективных целей. Например, авторы подсчитали, что орбитальный аппарат может достичь Иксиона через 17 лет полета, если он будет запущен в 2039 году.

В конце 2010-х годов в исследовании проекта Глена Костигана и его коллеги обсуждались сценарии орбитального захвата и многоцелевого использования. для объектов пояса Койпера. Некоторые объекты пояса Койпера, изученные в этой конкретной работе, включают 2002 UX25, 1998 WW31 и 47171 Lempo. Другое проектное исследование, проведенное Райаном МакГранаганом и его коллегами в 2011 году, было посвящено исследованию космических аппаратов крупных транснептуновых объектов Квавар, Седна, Макемаке, Хаумеа и Эрис. часть их миссии.

Внесолнечные пояса Койпера

Диски обломков вокруг звезд HD 139664 и HD 53143 - черный кружок от камеры камеры скрывают звезды, чтобы показать диски.

К 2006 году астрономы решили, что пылевые диски, которые, как предполагалось, были похожи на пояс Койпера, вокруг девяти звезд, кроме Солнца. Похоже, они делятся на две категории: широкие пояса с радиусом более 50 а.е. и узкие пояса (примерно такие же, как у Солнечной системы) с радиусами от 20 до 30 а.е. и относительно резкими границами. Помимо этого, 15–20% звезд солнечного типа имеют наблюдаемый инфракрасный избыток, который указывает на массивные структуры, подобные поясу Койпера. Наиболее известные диски обломков вокруг других звезд довольно молоды, но два изображения справа, сделанные космическим телескопом Хаббл в январе 2006 года, достаточно старые (примерно 300 миллионов лет) осесть в стабильных конфигурациях. Левое изображение - это «вид сверху» широкого ремня, а правое изображение - «вид сбоку» узкого ремня. Компьютерное моделирование пыли в поясе Койпера предполагает, что, когда она была моложе, она могла напоминать узкие кольца, наблюдаемые вокруг более молодых звезд.

См. Также

  • Портал Солнечной системы

.

Примечания

Ссылки

Внешние ссылки

На Викискладе есть материалы, связанные с Объекты пояса Койпера.

Последняя правка сделана 2021-05-26 03:05:32
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте