stringtranslate.com

пояс Койпера

Известные объекты пояса Койпера за орбитой Нептуна. (Масштаб в AU ; эпоха по состоянию на январь 2015 г.)
Расстояния, но не размеры, указаны в масштабе. Желтый диск размером примерно с орбиту Марса.
Источник: Центр малых планет , www.cfeps.net и другие.

Пояс Койпера ( / ˈk aɪ p ər / KY -pər ) [1] — околозвёздный диск во внешней части Солнечной системы , простирающийся от орбиты Нептуна на расстоянии 30 астрономических единиц (а.е.) примерно до 50 а.е. от Солнца . [2] Он похож на пояс астероидов , но гораздо больше — в 20 раз шире и в 20–200 раз массивнее . [3] [4] Как и пояс астероидов, он состоит в основном из небольших тел или остатков того времени, когда формировалась Солнечная система . Хотя многие астероиды состоят в основном из камня и металла , большинство объектов пояса Койпера состоят в основном из замороженных летучих веществ (называемых «льдами»), таких как метан , аммиак и вода . Пояс Койпера является домом для большинства объектов, которые астрономы обычно принимают за карликовые планеты : Оркус , Плутон , [5] Хаумеа , [6] Квавар и Макемаке . [7] Некоторые из спутников Солнечной системы , такие как Тритон Нептуна и Фиби Сатурна , возможно , возникли в этом регионе. [8] [9]

Пояс Койпера назван в честь голландского астронома Герарда Койпера , который выдвинул гипотезу о существовании пояса в 1951 году. [10] До и после него были исследователи, которые также размышляли о его существовании, например, Кеннет Эджворт в 1930-х годах. [11] Астроном Хулио Анхель Фернандес опубликовал в 1980 году статью, в которой предположил существование кометного пояса за Нептуном [12] [13] , который мог бы служить источником короткопериодических комет. [14] [15]

В 1992 году была открыта малая планета (15760) Альбион , первый объект пояса Койпера (КБО) после Плутона (в 1930 году) и Харона (в 1978 году). [16] С момента его открытия число известных ОПК увеличилось до тысяч, и считается, что существует более 100 000 ОПК диаметром более 100 км (62 мили). [17] Первоначально считалось, что пояс Койпера является основным хранилищем периодических комет , орбита которых длится менее 200 лет. Исследования, проведенные с середины 1990-х годов, показали, что пояс динамически стабилен и что истинное место происхождения комет — рассеянный диск , динамически активная зона, созданная движением Нептуна наружу 4,5 миллиарда лет назад; [18] объекты из рассеянных дисков, такие как Эрида, имеют чрезвычайно эксцентричные орбиты, которые уводят их на расстояние до 100 а.е. от Солнца. [а]

Пояс Койпера отличается от гипотетического облака Оорта , которое, как полагают, находится в тысячу раз дальше и имеет преимущественно сферическую форму. Объекты в поясе Койпера вместе с членами рассеянного диска и любыми потенциальными объектами облака Хиллса или облака Оорта вместе называются транснептуновыми объектами (ТНО). [21] Плутон — самый крупный и массивный член пояса Койпера, а также самый большой и второй по массе известный ТНО, уступающий только Эриде по рассеянному диску. [a] Первоначально считавшийся планетой, статус Плутона как части пояса Койпера привел к тому, что в 2006 году его переклассифицировали как карликовую планету. По составу он подобен многим другим объектам пояса Койпера, а период его обращения характерен для класса ОПК, известных как « плутино », имеют тот же резонанс 2:3 с Нептуном.

Пояс Койпера и Нептун можно рассматривать как маркеры размеров Солнечной системы, альтернативой этому являются гелиопауза и расстояние, на котором гравитационное влияние Солнца соответствует гравитационному влиянию других звезд (по оценкам, между50 000  а.е. и125 000  а.е. ). [22]

История

Плутон и Харон

После открытия Плутона в 1930 году многие предположили, что он может быть не одинок. Гипотезы о существовании региона, который сейчас называется поясом Койпера, выдвигались в различных формах на протяжении десятилетий. Лишь в 1992 году были найдены первые прямые доказательства его существования. Количество и разнообразие предыдущих спекуляций о природе пояса Койпера привели к продолжающейся неуверенности в том, кто заслуживает похвалы за то, что первым предложил это явление. [23] : 106 

Гипотезы

Первым астрономом , предположившим существование транснептуновой популяции, был Фредерик К. Леонард . Вскоре после открытия Плутона Клайдом Томбо в 1930 году Леонард задумался, «маловероятно ли, что на Плутоне обнаружилось первое из серии ультранептуновых тел, оставшиеся члены которых все еще ждут открытия, но которым в конечном итоге суждено быть обнаруженным». [24] В том же году астроном Армин О. Лейшнер предположил, что Плутон «может быть одним из многих долгопериодических планетарных объектов, которые еще предстоит открыть». [25]

Астроном Джерард Койпер , в честь которого назван пояс Койпера

В 1943 году в Журнале Британской астрономической ассоциации Кеннет Эджворт выдвинул гипотезу, что в регионе за Нептуном материал внутри первичной солнечной туманности был слишком широко разнесен, чтобы конденсироваться в планеты, и поэтому конденсировался в множество меньших тел. Отсюда он сделал вывод, что «внешняя область Солнечной системы, за пределами орбит планет, занята очень большим количеством сравнительно малых тел» [26] : xii  и что время от времени одно из их числа «уходит из своей сферы и появляется как случайный гость во внутренней части Солнечной системы», [26] : 2,  становясь кометой .

В 1951 году в статье в журнале «Астрофизика: тематический симпозиум» Джерард Койпер предположил , что подобный диск сформировался на ранних этапах эволюции Солнечной системы, и пришел к выводу, что диск состоит из «остатков первоначальных скоплений, которые потеряли множество членов, ставших случайными астероидами». так же, как это произошло с рассеянными галактическими скоплениями, растворяющимися в звезды». [10] В другой статье, основанной на лекции Койпера, прочитанной в 1950 году, также называемой « Происхождение Солнечной системы» , Койпер писал о «самой внешней области солнечной туманности, от 38 до 50 звездных единиц (т. е. сразу за ее пределами). прото-Нептун)», где «должны были образоваться продукты конденсации (льды H20, NH3, CH4 и т. д.), а хлопья должны были медленно собираться и образовывать более крупные агрегаты, размер которых, по оценкам, достигал 1 км и более. " Он продолжал писать, что «эти конденсации, по-видимому, определяют кометы по размеру, количеству и составу». По мнению Койпера, «планета Плутон, проносящаяся через всю зону от 30 до 50 астр. единиц, несет ответственность за начало рассеяния комет по Солнечной системе». [27] Говорят, что Койпер исходил из предположения, распространенного в его время, что Плутон был размером с Землю и поэтому рассеял эти тела в сторону облака Оорта или за пределы Солнечной системы; если бы это было правдой, сегодня не было бы пояса Койпера. [28]

В последующие десятилетия эта гипотеза приняла множество других форм. В 1962 году физик Эл Кэмерон постулировал существование «огромной массы мелкого материала на окраине Солнечной системы». [26] : 14  В 1964 году Фред Уиппл , который популяризировал знаменитую гипотезу « грязного снежного кома » о структуре комет, считал, что «кометный пояс» может быть достаточно массивным, чтобы вызвать предполагаемые несоответствия в орбите Урана, которые и послужили толчком к поискам. для Планеты X , или, по крайней мере, достаточно массивной, чтобы влиять на орбиты известных комет. [29] Наблюдения исключили эту гипотезу. [26] : 14 

В 1977 году Чарльз Коваль открыл 2060 Хирон , ледяной планетоид, обращающийся по орбите между Сатурном и Ураном. Он использовал мигающий компаратор , то же самое устройство, которое позволило Клайду Томбо открыть Плутон почти 50 лет назад. [30] В 1992 году на аналогичной орбите был обнаружен еще один объект, 5145 Pholus . [31] Сегодня известно , что в регионе между Юпитером и Нептуном существует целая популяция кометоподобных тел, называемых кентаврами . Орбиты кентавров нестабильны и имеют динамическое время жизни в несколько миллионов лет. [32] Со времени открытия Хирона в 1977 году астрономы предполагали, что поэтому кентавры должны часто пополняться из какого-то внешнего резервуара. [26] : 38 

Дополнительные доказательства существования пояса Койпера позже появились в результате изучения комет. То, что кометы имеют ограниченную продолжительность жизни, было известно уже давно. Когда они приближаются к Солнцу, его тепло заставляет их летучие поверхности сублимировать в космос, постепенно рассеивая их. Чтобы кометы продолжали быть видимыми на протяжении всей истории Солнечной системы, их необходимо часто пополнять. [33] Предложение о такой области пополнения — это облако Оорта , возможно, сферический рой комет, простирающийся за пределы 50 000 а.е. от Солнца, впервые выдвинутый голландским астрономом Яном Оортом в 1950 году. [34] Считается, что облако Оорта является точка происхождения долгопериодических комет , таких как кометы Хейла-Боппа , орбиты которых продолжаются тысячи лет. [23] : 105 

В 1980 году астроном Хулио Фернандес предсказал существование пояса. Было сказано, что, поскольку слова «Койпер» и «пояс кометы» появились в первом предложении статьи Фернандеса, этот гипотетический регион был назван «поясом Койпера». [35]

Существует еще одна популяция комет, известная как короткопериодические или периодические кометы , состоящая 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 тем, что они появились исключительно из облака Оорта. [26] : 39  Чтобы объект облака Оорта стал короткопериодической кометой, его сначала необходимо захватить планетами -гигантами. В статье, опубликованной в «Ежемесячных уведомлениях Королевского астрономического общества» в 1980 году, уругвайский астроном Хулио Фернандес заявил, что для того, чтобы каждая короткопериодическая комета была отправлена ​​во внутреннюю часть Солнечной системы из облака Оорта, 600 должны быть выброшены в межзвездное пространство . Он предположил, что для учета наблюдаемого количества комет потребуется пояс комет от 35 до 50 а.е. [36] В продолжение работы Фернандеса в 1988 году канадская группа в составе Мартина Дункана, Тома Куинна и Скотта Тремейна провела ряд компьютерных симуляций, чтобы определить, могли ли все наблюдаемые кометы появиться из облака Оорта. Они обнаружили, что облако Оорта не может объяснить все короткопериодические кометы, особенно потому, что короткопериодические кометы группируются вблизи плоскости Солнечной системы, тогда как кометы из облака Оорта имеют тенденцию прибывать из любой точки неба. Благодаря добавлению к формулировкам «пояса», как его описал Фернандес, моделирование соответствовало наблюдениям. [37] Как сообщается, поскольку слова «Койпер» и «пояс кометы» появились в первом предложении статьи Фернандеса, Тремейн назвал этот гипотетический регион «поясом Койпера». [26] : 191 

Открытие

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

В 1987 году астроном Дэвид Джуитт , работавший тогда в Массачусетском технологическом институте , все больше озадачивался «кажущейся пустотой внешней части Солнечной системы». [16] Он призвал тогдашнюю аспирантку Джейн Луу помочь ему в его усилиях по поиску другого объекта за пределами орбиты Плутона , потому что, как он сказал ей: «Если мы этого не сделаем, никто не сделает». [26] : 50  Используя телескопы Национальной обсерватории Китт-Пик в Аризоне и Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили, Джуитт и Луу провели поиск почти так же, как это делали Клайд Томбо и Чарльз Коваль, с помощью моргающего компаратора . [26] : 50  Первоначально исследование каждой пары пластинок занимало около восьми часов, [26] : 51  но процесс ускорился с появлением электронных устройств с зарядовой связью или ПЗС, которые, хотя и имели более узкое поле зрения. , были не только более эффективны в сборе света (они сохраняли 90% падающего на них света, а не 10%, которые достигаются фотографиями), но и позволяли виртуально осуществлять процесс моргания на экране компьютера. Сегодня ПЗС-матрицы составляют основу большинства астрономических детекторов. [26] : 52, 54, 56  В 1988 году Джуитт перешёл в Институт астрономии Гавайского университета . Позже Луу присоединился к нему для работы на 2,24-метровом телескопе Гавайского университета в Мауна-Кеа . [26] : 57, 62  В конечном итоге поле зрения ПЗС-матриц увеличилось до 1024 на 1024 пикселей, что позволило проводить поиск гораздо быстрее. [26] : 65  Наконец, после пяти лет поисков, Джуитт и Луу объявили 30 августа 1992 года об «Открытии объекта-кандидата в пояс Койпера 1992 QB 1 ». [16] Позже этот объект будет назван 15760 Альбион. Шесть месяцев спустя они обнаружили в этом районе второй объект, (181708) 1993 FW . [38] К 2018 году было обнаружено более 2000 объектов пояса Койпера. [39]

За двадцать лет (1992–2012 гг.), после открытия в 1992 году QB 1 (названного в 2018 году, 15760 Альбион), в поясе было обнаружено более тысячи тел, что свидетельствует об обширном поясе тел, не ограничивающемся только Плутоном и Альбионом. [40] К 2010-м годам полная протяженность и природа тел пояса Койпера в значительной степени неизвестны. [40] Наконец, в конце 2010-х годов беспилотный космический корабль пролетел рядом с двумя ОПК, что позволило провести гораздо более тщательные наблюдения за Плутонической системой и еще одним ОПК. [41]

Исследования, проведенные после того, как транснептуновая область была впервые нанесена на карту, показали, что область, которая сейчас называется поясом Койпера, не является местом происхождения короткопериодических комет, а вместо этого они происходят из связанной популяции, называемой рассеянным диском . Рассеянный диск был создан, когда Нептун мигрировал в протопояс Койпера, который в то время находился гораздо ближе к Солнцу, и оставил после себя популяцию динамически стабильных объектов, на которые никогда не могла повлиять его орбита (пояс Койпера). собственно), и население, чьи перигелии расположены достаточно близко, чтобы Нептун все еще мог беспокоить их, путешествуя вокруг Солнца (рассеянный диск). Поскольку рассеянный диск динамически активен, а пояс Койпера относительно динамически стабилен, рассеянный диск теперь рассматривается как наиболее вероятная точка происхождения периодических комет. [18]

Имя

Астрономы иногда используют альтернативное название пояса Эджворта – Койпера, чтобы отдать должное Эджворту, а ОПК иногда называют ВКО. Брайан Дж. Марсден утверждает, что ни один из них не заслуживает истинной похвалы: «Ни Эджворт, ни Койпер не писали ни о чем отдаленно похожем на то, что мы видим сейчас, но это сделал Фред Уиппл ». [26] : 199  Дэвид Джуитт комментирует: «Во всяком случае... Фернандес больше всего заслуживает похвалы за предсказание пояса Койпера». [28]

ОКБ иногда называют «куйпероидами» — название, предложенное Клайдом Томбо . [42] Термин « транснептуновый объект » (ТНО) рекомендуется для объектов пояса несколькими научными группами, поскольку этот термин менее спорен, чем все остальные. Однако это не точный синоним , поскольку ТНО включают в себя все объекты, вращающиеся вокруг пояса. Солнце прошло орбиту Нептуна , а не только тех, кто находится в поясе Койпера. [43]

Состав

В максимальной степени (но исключая рассеянный диск), включая его отдаленные области, пояс Койпера простирается примерно на 30–55 а.е. Принято считать, что основная часть пояса простирается от резонанса среднего движения 2:3 (см. Ниже) на расстоянии 39,5 а.е. до резонанса 1:2 на расстоянии примерно 48 а.е. [44] Пояс Койпера довольно толстый, при этом основная концентрация простирается на целых десять градусов за пределы плоскости эклиптики , а более рассеянное распределение объектов простирается в несколько раз дальше. В целом он больше напоминает тор или пончик, чем ремень. [45] Его среднее положение наклонено к эклиптике на 1,86 градуса. [46]

Присутствие Нептуна оказывает глубокое влияние на структуру пояса Койпера из-за орбитальных резонансов . В течение времени, сравнимого с возрастом Солнечной системы, гравитация Нептуна дестабилизирует орбиты любых объектов, находящихся в определенных регионах, и отправляет их либо во внутреннюю часть Солнечной системы, либо в рассеянный диск или межзвездное пространство. Это приводит к тому, что пояс Койпера имеет выраженные пробелы в своем нынешнем расположении, подобные разрывам Кирквуда в поясе астероидов . Например, в области между 40 и 42 а.е. ни один объект не может сохранять стабильную орбиту в течение такого времени, и любой объект, наблюдаемый в этом регионе, должен был мигрировать туда относительно недавно. [47]

Различные динамические классы транснептуновых объектов.

Классический ремень

Между резонансами 2:3 и 1:2 с Нептуном, примерно на расстоянии 42–48 а.е., гравитационные взаимодействия с Нептуном происходят в течение длительного времени, и объекты могут существовать, практически не меняя своих орбит. Этот регион известен как классический пояс Койпера , и его члены составляют примерно две трети наблюдаемых на сегодняшний день ОПК. [48] ​​[49] Поскольку первый обнаруженный современный ОПК ( «Альбион» , но долгое время называвшийся (15760) 1992 QB 1 ), считается прототипом этой группы, классические ОПК часто называют кубеванос («QB-1-os» ). [50] [51] Руководящие принципы , установленные МАС, требуют , чтобы классическим ОПК давались имена мифологических существ, связанных с творением. [52]

Классический пояс Койпера, по-видимому, представляет собой смесь двух отдельных популяций. Первая, известная как «динамически холодная» популяция, имеет орбиты, очень похожие на орбиты планет; почти круглые, с эксцентриситетом орбиты менее 0,1 и относительно небольшим наклонением примерно до 10 ° (они лежат близко к плоскости Солнечной системы, а не под углом). Холодная популяция также содержит концентрацию объектов, называемую ядром, с большой полуосью на расстоянии 44–44,5 а.е. [53] Вторая, «динамически горячая» популяция, имеет орбиты, гораздо более наклоненные к эклиптике, до 30°. Обе популяции были названы так не из-за какой-либо существенной разницы в температуре, а по аналогии с частицами в газе, которые увеличивают свою относительную скорость по мере нагревания. [54] Мало того, что две популяции находятся на разных орбитах, холодная популяция также различается по цвету и альбедо , будучи более красной и яркой, имеет большую долю двойных объектов, [55] имеет другое распределение размеров, [56] и не имеет очень большие объекты. [57] Масса динамически холодного населения примерно в 30 раз меньше массы горячего. [56] Разница в цветах может быть отражением разных составов, что позволяет предположить, что они образовались в разных регионах. Предполагается, что горячая популяция образовалась вблизи исходной орбиты Нептуна и рассеялась во время миграции планет-гигантов. [3] [58] С другой стороны, предполагается, что холодное население сформировалось более или менее в своем нынешнем положении, поскольку свободные двойные системы вряд ли переживут столкновение с Нептуном. [59] 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. [60]

Резонансы

Распределение кубевано (синий), резонансных транснептуновых объектов (красный), седноидов (желтый) и рассеянных объектов (серый)
Классификация орбит (схема больших полуосей )

Когда орбитальный период объекта является точным соотношением орбитального периода Нептуна (ситуация, называемая резонансом среднего движения ), тогда он может синхронизироваться с Нептуном и не отклоняться от него, если их относительное выравнивание является подходящим. Если, например, объект обращается вокруг Солнца дважды за каждые три оборота Нептуна и если он достигает перигелия, когда Нептун находится на расстоянии четверти орбиты от него, то всякий раз, когда он возвращается в перигелий, Нептун всегда будет находиться примерно в одном и том же относительном положении. как оно началось, потому что оно завершится 1+1 ⁄ витка за одно и то же время. Это известно как резонанс 2:3 (или 3:2) и соответствует характерной большой полуоси около 39,4 а.е. Этот резонанс 2:3 населен примерно 200 известными объектами, [61] включая Плутон и его спутники . В знак признания этого члены этого семейства известны как плутино . Многие плутино, включая Плутон, имеют орбиты, пересекающие орбиту Нептуна, хотя их резонанс означает, что они никогда не смогут столкнуться. У Плутино высокий эксцентриситет орбиты, что позволяет предположить, что они не являются родными для своего нынешнего положения, а вместо этого были случайно выброшены на свои орбиты мигрирующим Нептуном. [62] Руководящие принципы МАС предписывают, чтобы все плутино, как и Плутон, были названы в честь божеств подземного мира. [52] Резонанс 1:2 (объекты которого завершают половину орбиты каждого из Нептуна) соответствует большой полуоси ~47,7 а.е. и малонаселен. [63] Его жителей иногда называют «дватинос» . Другие резонансы также существуют в 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5. [26] : 104  Нептун имеет ряд троянских объектов , которые занимают его точки Лагранжа , гравитационно-стабильные области, ведущие и сопровождающие его на орбите. Трояны Нептуна находятся в резонансе среднего движения 1:1 с Нептуном и часто имеют очень стабильные орбиты.

Кроме того, наблюдается относительное отсутствие объектов с большой полуосью ниже 39 а.е., что, по-видимому, не может быть объяснено имеющимися резонансами. Принятая в настоящее время гипотеза причины этого состоит в том, что по мере миграции Нептуна наружу нестабильные орбитальные резонансы постепенно перемещались через эту область, и, таким образом, любые объекты внутри нее были унесены вверх или гравитационно выброшены из нее. [26] : 107 

Утес Койпера

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

Резонанс 1:2 на расстоянии 47,8 а.е. кажется границей, за которой известно лишь несколько объектов. Неясно, является ли это на самом деле внешним краем классического пояса или только началом широкого разрыва. Объекты были обнаружены при 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. [62]

Основываясь на оценках первичной 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 в разы. из двух за пределами 50 а.е., [64] поэтому этот внезапный резкий спад, известный как утес Койпера , был неожиданным, и на сегодняшний день его причина неизвестна. Бернштейн, Триллинг и др. (2003) нашли доказательства того, что быстрое сокращение объектов радиусом 100 км и более за пределами 50 а.е. реально, а не связано с предвзятостью наблюдений . Возможные объяснения включают в себя то, что материала на таком расстоянии было слишком мало или слишком разбросано, чтобы срастаться в крупные объекты, или что последующие процессы удалили или уничтожили те, которые это сделали. [65] Патрик Ликавка из Университета Кобе заявил, что причиной может быть гравитационное притяжение невидимого большого планетарного объекта , возможно, размером с Землю или Марс . [66] [67] Анализ данных TNO, доступных до сентября 2023 года, показывает, что распределение объектов на внешнем крае классического пояса Койпера напоминает распределение объектов внешнего главного пояса астероидов с разрывом на расстоянии около 72 а.е., вдали от любые резонансы среднего движения с Нептуном; во внешнем главном поясе астероидов имеется разрыв, вызванный резонансом среднего движения 5:6 с Юпитером на расстоянии 5,875 а.е. [68]

Источник

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: (а) до резонанса Юпитер/Сатурн 1:2, (б) рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после смещения орбиты Нептуна, (в) после выброса тел пояса Койпера Юпитером
Пояс Койпера (зеленый) на окраине Солнечной системы.

Точное происхождение пояса Койпера и его сложной структуры до сих пор неясно, и астрономы ожидают завершения строительства нескольких широкоугольных обзорных телескопов, таких как Pan-STARRS и будущего LSST , которые должны выявить многие неизвестные в настоящее время ОПК. [3] Эти опросы предоставят данные, которые помогут определить ответы на эти вопросы. Pan-STARRS 1 завершил свою основную научную миссию в 2014 году, а полные данные исследований Pan-STARRS 1 были опубликованы в 2019 году, что помогло выявить гораздо больше ОПК. [69] [70] [71]

Считается, что пояс Койпера состоит из планетезималей , фрагментов первоначального протопланетного диска вокруг Солнца, которые не смогли полностью объединиться в планеты и вместо этого сформировались в более мелкие тела, самое большое из которых имеет диаметр менее 3000 километров (1900 миль). Исследования количества кратеров на Плутоне и Хароне выявили нехватку небольших кратеров, что позволяет предположить, что такие объекты сформировались непосредственно как крупные объекты диаметром в десятки километров, а не образовались из гораздо меньших тел размером примерно в километр. [72] Гипотетические механизмы формирования этих более крупных тел включают гравитационный коллапс облаков из гальки, сконцентрированных между вихрями в турбулентном протопланетном диске [59] [73] или в потоковых нестабильностях . [74] Эти коллапсирующие облака могут фрагментироваться, образуя двойные системы. [75]

Современные компьютерные моделирования показывают, что пояс Койпера находился под сильным влиянием Юпитера и Нептуна , а также предполагают, что ни Уран , ни Нептун не могли сформироваться в их нынешних положениях, поскольку в этом диапазоне существовало слишком мало первичной материи, чтобы создавать объекты такой большой массы. Вместо этого, по оценкам, эти планеты сформировались ближе к Юпитеру. Рассеяние планетезималей в начале истории Солнечной системы привело бы к миграции орбит планет-гигантов: Сатурн , Уран и Нептун дрейфовали наружу, тогда как Юпитер дрейфовал внутрь. В конце концов орбиты сместились до точки, где Юпитер и Сатурн достигли точного резонанса 1:2; Юпитер дважды оборачивался вокруг Солнца за каждый оборот Сатурна. Гравитационные последствия такого резонанса в конечном итоге дестабилизировали орбиты Урана и Нептуна, заставив их разлететься на орбиты с высоким эксцентриситетом, пересекавшие первичный планетезимальный диск. [60] [76] [77]

Хотя орбита Нептуна была сильно эксцентричной, резонансы ее среднего движения перекрывались, и орбиты планетезималей развивались хаотично, позволяя планетезималям блуждать наружу до резонанса Нептуна 1:2, образуя динамически холодный пояс объектов с низким наклонением. Позже, после того как его эксцентриситет уменьшился, орбита Нептуна расширилась и приблизилась к своему нынешнему положению. Многие планетезимали были захвачены в резонансы и остаются в них во время этой миграции, другие эволюционировали на орбиты с более высоким наклонением и меньшим эксцентриситетом и вышли из резонансов на стабильные орбиты. [78] Еще больше планетезималей было рассеяно внутри, причем 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, сократив первичную популяцию пояса Койпера на 99% или более. [60]

Первоначальная версия самой популярной в настоящее время модели, « Модели Ниццы », воспроизводит многие характеристики пояса Койпера, такие как «холодное» и «горячее» население, резонансные объекты и рассеянный диск, но она по-прежнему не может объяснить некоторые особенности их распространения. Модель предсказывает более высокий средний эксцентриситет на классических орбитах KBO, чем наблюдается (0,10–0,13 против 0,07), а ее прогнозируемое распределение наклонения содержит слишком мало объектов с высоким наклонением. [60] Кроме того, проблему для модели также представляет частота появления двойных объектов в холодном поясе, многие из которых расположены далеко друг от друга и слабо связаны. По прогнозам, они были разделены во время встреч с Нептуном, [79] что побудило некоторых предположить, что холодный диск сформировался в его нынешнем местоположении, представляя собой единственную действительно локальную популяцию малых тел в Солнечной системе. [80]

В недавней модификации модели Ниццы Солнечная система начинается с пяти планет-гигантов, включая дополнительный ледяной гигант , в цепочке резонансов среднего движения. Примерно через 400 миллионов лет после образования Солнечной системы цепь резонансов разрывается. Вместо того, чтобы рассеяться по диску, ледяные гиганты сначала мигрируют наружу на несколько астрономических единиц. [81] Эта расходящаяся миграция в конечном итоге приводит к резонансному пересечению, дестабилизируя орбиты планет. Дополнительный ледяной гигант сталкивается с Сатурном и рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, а после серии столкновений выбрасывается из Солнечной системы. Остальные планеты затем продолжают свою миграцию до тех пор, пока планетезимальный диск не будет почти исчерпан, а небольшие фракции не останутся в разных местах. [81]

Как и в исходной модели Ниццы, объекты попадают в резонанс с Нептуном во время его миграции наружу. Некоторые остаются в резонансах, другие эволюционируют на орбиты с большим наклонением и меньшим эксцентриситетом и выходят на стабильные орбиты, образуя динамически горячий классический пояс. Распределение наклона горячего пояса можно воспроизвести, если Нептун мигрировал с 24 а.е. на 30 а.е. за 30 млн лет. [82] Когда Нептун мигрирует на расстояние 28 а.е., у него происходит гравитационное столкновение с дополнительным ледяным гигантом. Объекты, захваченные из холодного пояса в резонанс среднего движения 1:2 с Нептуном, остаются в виде локальной концентрации на расстоянии 44 а.е., когда это столкновение заставляет большую полуось Нептуна выпрыгивать наружу. [83] Объекты, хранящиеся в холодном поясе, включают несколько слабосвязанных «синих» двойных систем, происходящих из более близкого, чем нынешнее местоположение холодного пояса, места. [84] Если эксцентриситет Нептуна останется небольшим во время этого столкновения, хаотическая эволюция орбит оригинальной модели Ниццы будет предотвращена и первозданный холодный пояс сохранится. [85] На более поздних стадиях миграции Нептуна медленное сглаживание резонансов среднего движения удаляет объекты с более высоким эксцентриситетом из холодного пояса, усекая его распределение эксцентриситета. [86]

Состав

Инфракрасные спектры Эриды и Плутона, подчеркивающие их общие линии поглощения метана.

Считается, что объекты пояса Койпера, находящиеся далеко от Солнца и крупных планет, относительно не подвержены влиянию процессов, которые сформировали и изменили другие объекты Солнечной системы; таким образом, определение их состава предоставит существенную информацию о составе самой ранней Солнечной системы. [87] Из-за их небольшого размера и большого расстояния от Земли химический состав ОПК очень трудно определить. Основным методом, с помощью которого астрономы определяют состав небесного объекта, является спектроскопия . Когда свет объекта разбивается на составляющие цвета, формируется изображение, похожее на радугу. Это изображение называется спектром . Различные вещества поглощают свет с разными длинами волн, и когда спектр конкретного объекта разгадывается, появляются темные линии (называемые линиями поглощения ) там, где вещества внутри него поглотили свет этой конкретной длины волны. Каждый элемент или соединение имеет свою уникальную спектроскопическую подпись, и, считывая полный спектральный «отпечаток пальца» объекта, астрономы могут определить его состав.

Анализ показывает, что объекты пояса Койпера состоят из смеси горных пород и различных льдов, таких как вода, метан и аммиак . Температура пояса составляет всего около 50 К , [88] поэтому многие соединения, которые ближе к Солнцу были бы газообразными, остаются твердыми. Плотности и каменно-ледяные фракции известны лишь для небольшого числа объектов, для которых определены диаметры и массы. Диаметр можно определить путем получения изображений с помощью телескопа высокого разрешения, такого как космический телескоп Хаббл , по времени затмения , когда объект проходит перед звездой, или, что чаще всего, используя альбедо объекта, рассчитанное по его инфракрасное излучение. Массы определяются с использованием больших полуосей и периодов спутников, которые поэтому известны лишь для немногих двойных объектов. Плотности варьируются от менее 0,4 до 2,6 г/см 3 . Считается, что наименее плотные объекты в основном состоят из льда и имеют значительную пористость. Самые плотные объекты, вероятно, состоят из камня с тонкой коркой льда. Существует тенденция к низкой плотности малых объектов и высокой плотности самых крупных объектов. Одним из возможных объяснений этой тенденции является то, что лед терялся из поверхностных слоев, когда дифференцированные объекты сталкивались, образуя самые большие объекты. [87]

Представление художника о Плутино и, возможно, бывшем астероиде C-типа (120216) 2004 EW 95 [89]

Первоначально детальный анализ ОПК был невозможен, поэтому астрономам удавалось определить только самые основные факты об их составе, в первую очередь об их цвете. [90] Эти первые данные показали широкий диапазон цветов среди ОПК: от нейтрального серого до темно-красного. [91] Это позволило предположить, что их поверхности состоят из широкого спектра соединений, от грязного льда до углеводородов . [91] Такое разнообразие было поразительным, поскольку астрономы ожидали, что ОПК будут равномерно темными, потеряв большую часть летучих льдов со своей поверхности из-за воздействия космических лучей . [26] : 118  Для устранения этого несоответствия были предложены различные решения, включая шлифовку поверхности путем ударов или дегазацию . [90] Спектральный анализ известных объектов пояса Койпера, проведенный Джуиттом и Луу в 2001 году, показал, что изменение цвета было слишком сильным, чтобы его можно было легко объяснить случайными воздействиями. [92] Считается, что радиация Солнца химически изменила метан на поверхности ОПК, производя такие продукты, как толины . Было показано, что Макемаке содержит ряд углеводородов, полученных в результате радиационной обработки метана, включая этан , этилен и ацетилен . [87]

Хотя на сегодняшний день большинство ОПК по-прежнему выглядят спектрально безликими из-за своей слабости, был достигнут ряд успехов в определении их состава. [88] В 1996 году Роберт Х. Браун и др. получила спектроскопические данные о SC KBO 1993, которые показали, что состав его поверхности заметно похож на состав поверхности Плутона , а также спутника Нептуна Тритона с большим количеством метанового льда. [93] 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 обусловлена ​​сохранением или потерей сероводорода ( H 2 S) на поверхности этих объектов, причем поверхности тех, которые образовались достаточно далеко от Солнца, чтобы удерживать H 2 S, являются покраснел из-за облучения. [94]

Крупнейшие ОПК, такие как Плутон и Квавар , имеют поверхности, богатые летучими соединениями, такими как метан, азот и окись углерода ; Присутствие этих молекул, вероятно, связано с их умеренным давлением пара в температурном диапазоне 30–50 К пояса Койпера. Это позволяет им время от времени испаряться со своей поверхности, а затем снова выпадать в виде снега, тогда как соединения с более высокими температурами кипения остаются твердыми. Относительное содержание этих трех соединений в крупнейших ОПК напрямую связано с силой тяжести на их поверхности и температурой окружающей среды, которая определяет, что они могут удерживать. [87] Водяной лед был обнаружен на нескольких ОПК, в том числе на членах семейства Хаумеа, таких как 1996 TO 66 , [95] на объектах среднего размера, таких как 38628 Huya и 20000 Varuna , [96] , а также на некоторых небольших объектах. [87] Присутствие кристаллического льда на крупных и средних объектах, включая 50000 Квавар , где также был обнаружен гидрат аммиака , [88] может указывать на прошлую тектоническую активность, чему способствовало снижение температуры плавления из-за присутствия аммиака. [87]

Распределение массы и размеров

Несмотря на огромную протяженность, коллективная масса пояса Койпера относительно невелика. Общая масса динамически горячего населения оценивается в 1% массы Земли . По оценкам, динамически холодное население намного меньше и составляет всего 0,03% массы Земли. [56] [97] Хотя считается, что динамически горячее население является остатком гораздо более крупного населения, которое сформировалось ближе к Солнцу и было рассеяно во время миграции планет-гигантов, напротив, считается, что динамически холодное население образовались на своем нынешнем месте. По последней оценке (2018 г.) общая масса пояса Койпера составляет(1,97 ± 0,30) × 10 -2 массы Земли исходя из влияния, которое она оказывает на движение планет. [98]

Небольшая общая масса динамически холодного населения представляет некоторые проблемы для моделей формирования Солнечной системы, поскольку для аккреции ОПК диаметром более 100 км (62 мили) требуется значительная масса. [3] Если бы холодный классический пояс Койпера всегда имел нынешнюю низкую плотность, эти крупные объекты просто не могли бы образоваться в результате столкновения и слияния более мелких планетезималей. [3] Более того, эксцентриситет и наклон нынешних орбит делают столкновения весьма «жестокими», приводящими к разрушению, а не к аккреции. Удаление значительной части массы динамически холодного населения считается маловероятным. Текущее влияние Нептуна слишком слабое, чтобы объяснить такое массовое «вакуумирование», а степень потери массы в результате столкновительного измельчения ограничена наличием слабосвязанных двойных систем в холодном диске, которые, вероятно, будут разрушены при столкновениях. [99] Вместо того, чтобы образоваться в результате столкновений меньших планетезималей, более крупный объект мог образоваться непосредственно в результате коллапса облаков гальки. [100]

Иллюстрация степенного закона

Распределение размеров объектов пояса Койпера подчиняется ряду степенных законов . Степенной закон описывает взаимосвязь между N ( D ) (количеством объектов диаметром больше D ) и D и называется наклоном яркости. Количество объектов обратно пропорционально некоторой степени диаметра D :

что дает (при условии, что q не равно 1):

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

Ранние оценки, основанные на измерениях распределения видимой звездной величины, нашли значение q = 4 ± 0,5 [65], что означало, что в диапазоне 100–200 км находится в 8 (=2 3 ) раз больше объектов, чем в диапазоне 200 км. – Дальность действия 400 км.

Недавние исследования показали, что распределения по размерам горячих классических и холодных классических объектов имеют разные наклоны. Наклон для горячих объектов составляет q = 5,3 при больших диаметрах и q = 2,0 на малых диаметрах с изменением наклона на высоте 110 км. Наклон для холодных объектов q = 8,2 при больших диаметрах и q = 2,9 на малых диаметрах с изменением наклона на высоте 140 км. [56] Распределение размеров рассеивающих объектов , плутино и троянов Нептуна имеет наклоны, аналогичные наклонам других динамически горячих популяций, но вместо этого может иметь дивот, резкое уменьшение количества объектов ниже определенного размера. Предполагается, что этот разрыв произошел либо из-за столкновительной эволюции популяции, либо из-за того, что популяция образовалась без объектов меньше этого размера, а более мелкие объекты являются фрагментами исходных объектов. [101] [102]

Самые маленькие из известных объектов пояса Койпера с радиусом менее 1 км были обнаружены только с помощью звездных затмений , поскольку они слишком тусклые ( 35- кратная звездная величина ), чтобы их можно было увидеть напрямую с помощью телескопов, таких как космический телескоп Хаббла . [103] Первые сообщения об этих затмениях были получены от Schlichting et al. в декабре 2009 года, который объявил об открытии небольшого объекта пояса Койпера с радиусом менее километра в архивных фотометриях Хаббла за март 2007 года. С предполагаемым радиусом520 ± 60 м или диаметрНа высоте 1040 ± 120 м объект был обнаружен системой слежения за звездами Хаббла , когда он ненадолго затмил звезду на 0,3 секунды. [104] В последующем исследовании, опубликованном в декабре 2012 г., Schlichting et al. провел более тщательный анализ архивных фотометрических данных Хаббла и сообщил о еще одном событии затмения объектом пояса Койпера размером менее километра, который, по оценкам,530 ± 70 м в радиусе илиДиаметр 1060 ± 140 м . По событиям затмения, обнаруженным в 2009 и 2012 годах, Schlichting et al. определил наклон распределения объектов пояса Койпера по размерам как q = 3,6 ± 0,2 или q = 3,8 ± 0,2 в предположении единого степенного закона и равномерного распределения эклиптической широты . Их результат подразумевает сильный дефицит объектов пояса Койпера размером менее километра по сравнению с экстраполяцией популяции более крупных объектов пояса Койпера с диаметром более 90 км. [105]

Наблюдения, проведенные с помощью студенческого пылесчетчика New Horizons Venetia Burney НАСА, показали, что потоки пыли превышают прогнозируемые моделью на расстоянии 55 а.е., что не объясняется ни одной существующей моделью. [106]

Разбросанные предметы

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

Рассеянный диск представляет собой малонаселенную область, перекрывающуюся с поясом Койпера, но простирающуюся на расстояние более 100 а.е. Объекты рассеянного диска (SDO) имеют очень эллиптические орбиты, часто также сильно наклоненные к эклиптике. Большинство моделей формирования Солнечной системы показывают, что как ОПК, так и ООП сначала формируются в первичном поясе, а затем в результате гравитационных взаимодействий, особенно с Нептуном, объекты отправляются наружу, некоторые на стабильные орбиты (ОКО), а некоторые - на нестабильные орбиты, рассеянный диск. [18] Из-за своей нестабильной природы рассеянный диск предположительно является местом происхождения многих короткопериодических комет Солнечной системы. Их динамические орбиты иногда выталкивают их во внутреннюю часть Солнечной системы, где они сначала становятся кентаврами , а затем короткопериодическими кометами. [18]

По данным Центра малых планет , который официально каталогизирует все транснептуновые объекты, ОПК — это любой объект, который вращается исключительно в пределах определенной области пояса Койпера, независимо от происхождения или состава. Предметы, найденные за пределами пояса, относятся к рассеянным предметам. [107] В некоторых научных кругах термин «объект пояса Койпера» стал синонимом любой ледяной малой планеты, находящейся во внешней части Солнечной системы, которая, как предполагается, была частью этого первоначального класса, даже если ее орбита на протяжении большей части истории Солнечной системы менялась. находился за пределами пояса Койпера (например, в области рассеянного диска). Они часто описывают рассеянные дисковые объекты как «рассеянные объекты пояса Койпера». [108] Эрида , которая, как известно, более массивна, чем Плутон, часто упоминается как KBO, но технически является SDO. [107] Консенсус среди астрономов относительно точного определения пояса Койпера еще не достигнут, и этот вопрос остается нерешенным.

Кентавры, которые обычно не считаются частью пояса Койпера, также считаются рассеянными объектами, с той лишь разницей, что они были рассеяны внутрь, а не наружу. Центр малых планет группирует кентавров и SDO вместе как разрозненные объекты. [107]

Тритон

Спутник Нептуна Тритон

Считается, что во время периода миграции Нептун захватил большой ОПК, Тритон , который является единственным большим спутником в Солнечной системе с ретроградной орбитой (то есть, он вращается вокруг противоположного вращения 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 сформировавшимся телом, захваченным из окружающего космоса. Гравитационный захват объекта непростая задача: требуется какой-то механизм, который замедлит объект настолько, чтобы его захватил гравитация более крупного объекта. Возможное объяснение состоит в том, что Тритон был частью двойной системы, когда столкнулся с Нептуном. (Многие ОПК являются членами двойных систем. См. ниже.) Выброс Нептуном другого члена двойной системы может затем объяснить захват Тритона. [109] Тритон всего на 14% больше Плутона, а спектральный анализ обоих миров показывает, что их поверхности в основном состоят из схожих материалов, таких как метан и окись углерода . Все это указывает на вывод, что Тритон когда-то был ОПК, захваченным Нептуном во время его внешней миграции . [110]

Крупнейшие ОКБ

С 2000 года было обнаружено несколько ОПК диаметром от 500 до 1500 км (932 миль), что более половины диаметра Плутона (диаметр 2370 км). 50000 Квавар , классический ОПК, открытый в 2002 году, имеет диаметр более 1200 км. Макемаке и Хаумеа , анонсированные 29 июля 2005 года, еще больше. Другие объекты, такие как 28978 Иксион (обнаружен в 2001 г.) и 20000 Варуна (обнаружен в 2000 г.), имеют диаметр примерно 600–700 км (373–435 миль). [3]

Плутон

Открытие этих крупных ОПК на орбитах, подобных орбитам Плутона, привело многих к выводу, что, если не считать относительного размера, Плутон особо не отличается от других членов пояса Койпера. Эти объекты не только схожи с Плутоном по размеру, но многие из них также имеют естественные спутники и схожи по составу (метан и угарный газ обнаружены как на Плутоне, так и на крупнейших ОПК). [3] Таким образом, так же, как Церера считалась планетой до открытия ее собратьев -астероидов , некоторые начали предполагать, что Плутон также может быть переклассифицирован.

Проблема обострилась после открытия Эриды , объекта в рассеянном диске далеко за пределами пояса Койпера, который, как теперь известно, на 27% массивнее Плутона. [111] (Первоначально считалось, что Эрида по объему больше Плутона, но миссия «Новые горизонты» обнаружила, что это не так.) В ответ Международный астрономический союз (МАС) был вынужден определить, что такое планета для впервые и при этом включили в свое определение, что планета должна « очистить окрестности вокруг своей орбиты». [112] Поскольку Плутон делит свою орбиту со многими другими крупными объектами, считалось, что он не очистил свою орбиту и, таким образом, был реклассифицирован из планеты в карликовую планету , что сделало его членом пояса Койпера.

Неясно, сколько ОПК достаточно велики, чтобы стать карликовыми планетами. Учитывая удивительно низкую плотность многих кандидатов на роль карликовых планет, можно предположить, что их не так уж и много. [113] Оркус , Плутон, Хаумеа , Квавар и Макемаке принимаются большинством астрономов; некоторые предложили другие организации, такие как Salacia , 2002 MS 4 , [114] 2002 AW 197 и Ixion . [115]

Спутники

Известно, что шесть крупнейших ТНО ( Эрис , Плутон , Гонгонг , Макемаке , Хаумеа и Квавар ) имеют спутники, а у двух из них их больше одного. Более высокий процент более крупных ОПК имеет спутники, чем более мелкие объекты в поясе Койпера, что позволяет предположить, что за это ответственен другой механизм образования. [116] В поясе Койпера также имеется большое количество двойных систем (два объекта, достаточно близких по массе, чтобы вращаться вокруг друг друга). Наиболее ярким примером является двойная система Плутон-Харон, но, по оценкам, около 11% ОПК существуют в двойных системах. [117]

Исследование

KBO 486958 Arrokoth (зеленые круги), выбранная цель для миссии «Новые горизонты» по объекту пояса Койпера.

19 января 2006 года был запущен первый космический корабль «Новые горизонты» , исследовавший пояс Койпера , который пролетел мимо Плутона 14 июля 2015 года. Помимо облета Плутона, целью миссии было найти и исследовать другие, более удаленные объекты в поясе Койпера. . [118]

Схема, показывающая местоположение 486958 Аррокот и траекторию встречи.
Изображение Аррокота, полученное аппаратом New Horizons в оттенках серого, его поверхность, вероятно, покрыта органическими соединениями. [119] На данный момент это единственный ОПК, помимо Плутона и его спутников, который посетил космический корабль.

15 октября 2014 года стало известно, что Хаббл обнаружил три потенциальные цели, предварительно обозначенные командой New Horizons PT1 («потенциальная цель 1»), PT2 и PT3 . [120] [121] Диаметр объектов оценивался в диапазоне 30–55 км; слишком мал, чтобы его можно было увидеть наземными телескопами, на расстоянии от Солнца 43–44 а.е., что относит встречи к периоду 2018–2019 годов. [122] Первоначальные расчетные вероятности того, что эти объекты были достижимы в пределах топливного бюджета New Horizons, составляли 100%, 7% и 97% соответственно. [122] Все они были членами «холодного» (с низким наклоном и низким эксцентриситетом ) классического пояса Койпера и, таким образом, сильно отличались от Плутона. PT1 (временное обозначение «1110113Y» на веб-сайте HST [123] ), наиболее удачно расположенный объект, имел звездную величину 26,8, диаметр 30–45 км и был обнаружен в январе 2019 года. [124] При наличии достаточной орбитальной информации Центр малых планет дал официальные обозначения трем целевым ОПК: 2014 MU 69 (PT1), 2014 OS 393 (PT2) и 2014 PN 70 (PT3). К осени 2014 года возможная четвертая цель, 2014 MT69 , была исключена в результате последующих наблюдений. PT2 выбыл из строя перед пролетом Плутона. [125] [126]

26 августа 2015 года была выбрана первая цель, 2014 MU 69 (по прозвищу «Ultima Thule», а позже — 486958 Arrokoth ). Корректировка курса произошла в конце октября - начале ноября 2015 года, что привело к пролету в январе 2019 года. [127] 1 июля 2016 года НАСА одобрило дополнительное финансирование миссии «Новые горизонты» для посещения объекта. [128]

2 декабря 2015 года аппарат New Horizons обнаружил то, что тогда называлось 1994 JR 1 (позже названное 15810 Arawn ), на расстоянии 270 миллионов километров (170 × 10 6  миль). [129]^

1 января 2019 года аппарат New Horizons успешно пролетел мимо Аррокота, вернув данные, показывающие, что Аррокот представляет собой контактную двойную систему длиной 32 км и шириной 16 км. [130] Прибор «Ральф» на борту «Новых горизонтов» подтвердил красный цвет Аррокота. Данные облета будут продолжать загружаться в течение следующих 20 месяцев.

Никаких последующих миссий « Новых горизонтов» не планируется, хотя были изучены как минимум две концепции миссий, которые вернутся на орбиту или приземлятся на Плутон. [131] [132] За пределами Плутона существует множество крупных ОПК, которые невозможно посетить с помощью «Новых горизонтов» , например карликовые планеты Макемаке и Хаумеа . Новым миссиям будет поручено исследовать и детально изучить эти объекты. Компания Thales Alenia Space изучила логистику миссии орбитального аппарата к Хаумеа, [133] высокоприоритетной научной цели из-за ее статуса родительского тела столкновительного семейства, включающего несколько других ТНО, а также кольцо Хаумеа и две луны. Ведущий автор Джоэл Понси выступает за новую технологию, которая позволит космическим кораблям достигать ОПК и выходить на их орбиту за 10–20 лет или меньше. [134] Главный исследователь «Новых горизонтов» Алан Стерн неофициально предложил миссии, которые пролетят мимо планет Уран или Нептун перед посещением новых целей КБО, [135] тем самым способствуя исследованию пояса Койпера, а также впервые с тех пор посетив эти ледяные планеты-гиганты . пролеты « Вояджера -2» в 1980-х годах.

Дизайнерские исследования и концептуальные миссии

Квавар рассматривался как пролетная цель для зонда, которому было поручено исследовать межзвездную среду , поскольку в настоящее время он находится недалеко от носа гелиосферы ; Понтус Брандт из Лаборатории прикладной физики Джона Хопкинса и его коллеги изучали зонд, который пролетел мимо Квавара в 2030-х годах, а затем продолжил путь в межзвездную среду через нос гелиосферы. [136] [137] Среди их интересов в Кваваре - его вероятная исчезающая метановая атмосфера и криовулканизм . [136] Миссия, которую изучал Брандт и его коллеги, будет запущена с использованием SLS и достигнет скорости 30 км/с при пролете мимо Юпитера. В качестве альтернативы, для орбитальной миссии исследование, опубликованное в 2012 году, пришло к выводу, что Иксион и Хуя являются одними из наиболее возможных целей. [138] Например, авторы подсчитали, что миссия орбитального корабля может достичь Иксиона через 17 лет крейсерского времени, если она будет запущена в 2039 году.

Внесолнечные пояса Койпера

Диски обломков вокруг звезд HD 139664 и HD 53143 – черный круг от камеры , скрывающий звезды для отображения дисков.

К 2006 году астрономы обнаружили пылевые диски, которые считались структурами, похожими 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 (предположительно такие же, как у Солнечной системы) с радиусами от 20 до 30 а.е. и относительно резкими границами. [139] Помимо этого, 15–20% звезд солнечного типа имеют наблюдаемый избыток инфракрасного излучения , что наводит на мысль о массивных структурах, подобных поясу Койпера. [140] Большинство известных дисков обломков вокруг других звезд довольно молоды, но два изображения справа, полученные космическим телескопом Хаббл в январе 2006 года, достаточно стары (примерно 300 миллионов лет), чтобы принять стабильные конфигурации. Левое изображение представляет собой «вид сверху» широкого ремня, а правое изображение — «вид с края» узкого ремня. [139] [141] Компьютерное моделирование пыли в поясе Койпера позволяет предположить, что когда она была моложе, она могла напоминать узкие кольца, наблюдаемые вокруг более молодых звезд. [142]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ ab В литературе непоследовательно используются термины « рассеянный диск» и «пояс Койпера» . Для некоторых это отдельные группы населения; для других рассеянный диск является частью пояса Койпера. Авторы могут даже переключаться между этими двумя вариантами использования в одной публикации. [19] Поскольку Центр малых планет Международного астрономического союза , орган, ответственный за каталогизацию малых планет в Солнечной системе, проводит это различие, [20] редакционный выбор для статей Википедии о транснептуновой области состоит в том, чтобы сделать это различие. также. В Википедии Эрида, самый массивный из известных транснептуновых объектов, не является частью пояса Койпера, и это делает Плутон самым массивным объектом пояса Койпера.

Рекомендации

  1. ^ "Пояс Койпера". Lexico UK английский словарь . Издательство Оксфордского университета . Архивировано из оригинала 26 ноября 2021 года.
  2. ^ Стерн, Алан; Колвелл, Джошуа Э. (1997). «Столкновительная эрозия в первичном поясе Эджворта-Койпера и образование щели Койпера 30–50 а.е.». Астрофизический журнал . 490 (2): 879–882. Бибкод : 1997ApJ...490..879S. дои : 10.1086/304912 .
  3. ^ abcdefg Дельсанти, Одри и Джуитт, Дэвид (2006). Солнечная система за пределами планет (PDF) . Институт астрономии. Гавайский университет. Бибкод : 2006ssu..book..267D. Архивировано из оригинала (PDF) 25 сентября 2007 года . Проверено 9 марта 2007 г.
  4. ^ Красинский, Г.А .; Питьева, Е.В. Васильев, М.В.; Ягудина, Е.И. (июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар . 158 (1): 98–105. Бибкод : 2002Icar..158...98K. дои : 10.1006/icar.2002.6837.
  5. ^ Кристенсен, Ларс Линдберг. «Генеральная ассамблея МАС 2006: Результат голосования по резолюции МАС». МАУ. Архивировано из оригинала 29 апреля 2014 года . Проверено 25 мая 2021 г.
  6. ^ Кристенсен, Ларс Линдберг. «МАУ называет пятую карликовую планету Хаумеа». МАУ. Архивировано из оригинала 25 апреля 2014 года . Проверено 25 мая 2021 г.
  7. ^ Кристенсен, Ларс Линдберг. «Четвертая карликовая планета по имени Макемаке». МАУ. Архивировано из оригинала 16 июня 2019 года . Проверено 25 мая 2021 г.
  8. ^ Джонсон, Торренс В.; и Лунин, Джонатан И.; Спутник Сатурна Феба как захваченное тело из внешней Солнечной системы , Природа, Том. 435, стр. 69–71.
  9. ^ Крейг Б. Агнор и Дуглас П. Гамильтон (2006). «Захват Нептуном своего спутника Тритона в результате гравитационного столкновения двойной планеты» (PDF) . Природа . 441 (7090): 192–4. Бибкод : 2006Natur.441..192A. дои : 10.1038/nature04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июня 2007 года . Проверено 20 июня 2006 г.
  10. ^ Аб Койпер, GP (1951). «О происхождении Солнечной системы». В Хайнеке, Дж. А. (ред.). Астрофизика: тематический симпозиум . Нью-Йорк, Нью-Йорк, США: McGraw-Hill. стр. 357–424.
  11. ^ «Пояс Койпера: Факты - Наука НАСА» .
  12. ^ Х. А. Фернандес (1980). «О существовании кометного пояса за Нептуном». Национальная астрономическая обсерватория, Мадрид . 192 (3): 481–491. Бибкод : 1980MNRAS.192..481F. дои : 10.1093/mnras/192.3.481 .
  13. ^ Морбиделли, А.; Томас, Ф.; Мунс, М. (1 декабря 1995 г.). «Резонансная структура пояса Койпера и динамика первых пяти транснептуновых объектов». Икар . 118 (2): 322–340. Бибкод : 1995Icar..118..322M. дои : 10.1006/icar.1995.1194. ISSN  0019-1035.
  14. ^ Gunjan.sogani (10 сентября 2022 г.). «Открытие пояса Койпера и его членов». Вондриум Дейли . Архивировано из оригинала 1 августа 2023 года . Проверено 1 августа 2023 г.
  15. ^ "Хулио А. Фернандес". Nationalacademyofsciences.org . Архивировано из оригинала 1 августа 2023 года . Проверено 1 августа 2023 г.
  16. ^ abc Джуитт, Дэвид; Луу, Джейн (1993). «Открытие объекта-кандидата в пояс Койпера 1992 QB1». Природа . 362 (6422): 730–732. Бибкод : 1993Natur.362..730J. дои : 10.1038/362730a0. S2CID  4359389.
  17. ^ "Перспектива PI" . Новые горизонты . 24 августа 2012 г. Архивировано из оригинала 13 ноября 2014 г.
  18. ^ abcd Левисон, Гарольд Ф.; Доннес, Люк (2007). «Популяция комет и динамика комет». В Люси Энн Адамс Макфадден; Пол Роберт Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Академическая пресса. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  19. ^ Вайсман и Джонсон, 2007, Энциклопедия Солнечной системы , сноска, стр. 584
  20. ^ МАС: Центр малых планет (3 января 2011 г.). «Список кентавров и объектов рассеянного диска». Центральное бюро астрономических телеграмм Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики. Архивировано из оригинала 29 июня 2017 года . Проверено 3 января 2011 г.
  21. ^ Жерар ФОР (2004). «Описание системы астероидов по состоянию на 20 мая 2004 г.». Архивировано из оригинала 29 мая 2007 года . Проверено 1 июня 2007 г.
  22. ^ «Где находится край Солнечной системы?». Годдард Медиа Студии . Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. 5 сентября 2017 г. Архивировано из оригинала 16 декабря 2021 г. Проверено 22 сентября 2019 г.
  23. ^ Аб Рэндалл, Лиза (2015). Темная материя и динозавры . Нью-Йорк: Издательство Ecco/HarperCollins. ISBN 978-0-06-232847-2.
  24. ^ «Что неправильного в термине «пояс Койпера»? (или Зачем называть вещь в честь человека, который не верил в ее существование?)». Международный ежеквартальный журнал Comet . Архивировано из оригинала 8 октября 2019 года . Проверено 24 октября 2010 г.
  25. ^ Дэвис, Джон К.; МакФарланд, Дж.; Бейли, Марк Э.; Марсден, Брайан Г.; ИП, Висконсин (2008). «Раннее развитие идей относительно транснептуновой области» (PDF) . У М. Антониетты Бараччи; Герман Бенхардт; Дейл Крукчанк; Алессандро Морбиделли (ред.). Солнечная система за пределами Нептуна . Издательство Университета Аризоны. стр. 11–23. Архивировано из оригинала (PDF) 20 февраля 2015 года . Проверено 5 ноября 2014 г.
  26. ^ abcdefghijklmnopq Дэвис, Джон К. (2001). За пределами Плутона: исследование внешних пределов Солнечной системы . Издательство Кембриджского университета.
  27. ^ Койпер, Джерард (1951). «О происхождении Солнечной системы». Труды Национальной академии наук . 37 (1): 1–14. дои : 10.1073/pnas.37.4.233 . ПМЦ 1063291 . ПМИД  16588984. 
  28. ^ аб Дэвид Джуитт. «ПОЧЕМУ РЕМЕНЬ «КОЙПЕРА»?». Гавайский университет . Архивировано из оригинала 12 февраля 2019 года . Проверено 14 июня 2007 г.
  29. ^ Рао, ММ (1964). «Разложение векторных мер» (PDF) . Труды Национальной академии наук . 51 (5): 771–774. Бибкод : 1964PNAS...51..771R. дои : 10.1073/pnas.51.5.771 . ПМК 300359 . PMID  16591174. Архивировано (PDF) из оригинала 3 июня 2016 года . Проверено 20 июня 2007 г. 
  30. ^ CT Коваль; В. Лиллер; Б. Г. Марсден (1977). «Открытие и орбита /2060/ Хирона». В: Динамика Солнечной системы; Материалы симпозиума . 81 . Обсерватории Хейла, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики: 245. Бибкод : 1979IAUS...81..245K.
  31. ^ СП Скотти; Д.Л. Рабинович; КС Сапожник; Э.М. Шумейкер; Д. Х. Леви; ТМ Кинг; Э. Ф. Хелин; Дж Алу; К. Лоуренс; Р. Х. Макнот; Л. Фредерик; Д. Толен; БЕА Мюллер (1992). «1992 год нашей эры». IAU Цирк . 5434 : 1. Бибкод : 1992IAUC.5434....1S.
  32. ^ Хорнер, Дж.; Эванс, Северо-Запад; Бейли, Марк Э. (2004). «Моделирование популяции кентавров I: основная статистика». МНРАС . 354 (3): 798–810. arXiv : astro-ph/0407400 . Бибкод : 2004MNRAS.354..798H. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. S2CID  16002759.
  33. ^ Дэвид Джуитт (2002). «От объекта пояса Койпера до ядра кометы: недостающая ультракрасная материя». Астрономический журнал . 123 (2): 1039–1049. Бибкод : 2002AJ....123.1039J. дои : 10.1086/338692 . S2CID  122240711.
  34. ^ Оорт, Дж. Х. (1950). «Строение кометного облака, окружающего Солнечную систему, и гипотеза его происхождения». Бык. Астрон. Инст. Нет . 11 : 91. Бибкод :1950BAN....11...91O.
  35. ^ «Пояс Койпера | Факты, информация, история и определение» . Девять планет . 8 октября 2019 г. Архивировано из оригинала 16 мая 2021 г. Проверено 16 августа 2020 г. .
  36. ^ Х. А. Фернандес (1980). «О существовании кометного пояса за Нептуном». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 192 (3): 481–491. Бибкод : 1980MNRAS.192..481F. дои : 10.1093/mnras/192.3.481 .
  37. ^ М. Дункан; Т. Куинн и С. Тремейн (1988). «Происхождение короткопериодических комет». Астрофизический журнал . 328 : Л69. Бибкод : 1988ApJ...328L..69D. дои : 10.1086/185162 .
  38. ^ Марсден, Б.С.; Джуитт, Д.; Марсден, Б.Г. (1993). «ФЗ 1993 года». IAU Цирк . 5730 . Центр малой планеты: 1. Бибкод : 1993IAUC.5730....1L.
  39. ^ Дайчес, Престон. «10 вещей, которые нужно знать о поясе Койпера». Исследование Солнечной системы НАСА . Архивировано из оригинала 10 января 2019 года . Проверено 1 декабря 2019 г.
  40. ^ ab «Пояс Койпера в 20 лет». Журнал «Астробиология» . 1 сентября 2012 года. Архивировано из оригинала 30 октября 2020 года . Проверено 1 декабря 2019 г.
  41. ↑ Воосен, Пол (1 января 2019 г.). «Пережив столкновение за пределами Плутона, зонд НАСА начинает передавать изображение объекта пояса Койпера» . Наука . АААС. Архивировано из оригинала 8 октября 2022 года . Проверено 1 декабря 2019 г.
  42. ^ Клайд Томбо, «Последнее слово», Письма в редакцию, Sky & Telescope , декабрь 1994 г., стр. 8
  43. ^ «Что неправильного в термине «пояс Койпера»?». Международный ежеквартальный журнал Comet . Архивировано из оригинала 8 октября 2019 года . Проверено 19 декабря 2021 г.
  44. ^ MC де Санктис; М.Т. Каприя и А. Корадини (2001). «Тепловая эволюция и дифференциация объектов пояса Эджворта-Койпера». Астрономический журнал . 121 (5): 2792–2799. Бибкод : 2001AJ....121.2792D. дои : 10.1086/320385 .
  45. ^ «Открытие края Солнечной системы». Американские ученые.org . 2003. Архивировано из оригинала 15 марта 2009 года . Проверено 23 июня 2007 г.
  46. ^ Майкл Э. Браун; Маргарет Пэн (2004). «Самолет пояса Койпера» (PDF) . Астрономический журнал . 127 (4): 2418–2423. Бибкод : 2004AJ....127.2418B. дои : 10.1086/382515. S2CID  10263724. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 года.
  47. ^ Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро; Вальсекки, Джованни Б. (1998). «Крупные рассеянные планетезимали и возбуждение малых поясов тела» (PDF) . Икар . 141 (2): 367. Бибкод : 1999Icar..141..367P. дои : 10.1006/icar.1999.6166. Архивировано из оригинала (PDF) 9 августа 2007 года . Проверено 23 июня 2007 г.
  48. ^ Лунин, Джонатан И. (2003). «Пояс Койпера» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 9 августа 2007 года . Проверено 23 июня 2007 г.
  49. ^ Джуитт, Д. (февраль 2000 г.). «Классические объекты пояса Койпера (CKBO)». Архивировано из оригинала 9 июня 2007 года . Проверено 23 июня 2007 г.
  50. ^ Мурдин, П. (2000). «Кубевано». Энциклопедия астрономии и астрофизики . Бибкод : 2000eaa..bookE5403.. doi : 10.1888/0333750888/5403. ISBN 978-0-333-75088-9.
  51. ^ Эллиот, JL; и другие. (2005). «Обзор глубокой эклиптики: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция» (PDF) . Астрономический журнал . 129 (2): 1117–1162. Бибкод : 2005AJ....129.1117E. дои : 10.1086/427395 . Архивировано (PDF) из оригинала 21 июля 2013 года . Проверено 18 августа 2012 г.
  52. ^ ab «Именование астрономических объектов: малые планеты». Международный астрономический союз . Архивировано из оригинала 16 декабря 2008 года . Проверено 17 ноября 2008 г.
  53. ^ Пети, Ж.-М.; Гладман, Б.; Кавелаарс, Джей Джей; Джонс, РЛ; Паркер, Дж. (2011). «Реальность и происхождение ядра классического пояса Койпера» (PDF) . Совместное заседание EPSC-DPS (2–7 октября 2011 г.). Архивировано (PDF) из оригинала 4 марта 2016 года . Проверено 4 мая 2016 г.
  54. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера в результате переноса тел во время миграции Нептуна». Природа . 426 (6965): 419–421. Бибкод : 2003Natur.426..419L. дои : 10.1038/nature02120. PMID  14647375. S2CID  4395099.
  55. ^ Стивенс, Дениз С.; Нолл, Кейт С. (2006). «Обнаружение шести транснептуновых двойных систем с помощью NICMOS: высокая доля двойных систем на холодном классическом диске». Астрономический журнал . 130 (2): 1142–1148. arXiv : astro-ph/0510130 . Бибкод : 2006AJ....131.1142S. дои : 10.1086/498715. S2CID  204935715.
  56. ^ abcd Фрейзер, Уэсли К.; Браун, Майкл Э.; Морбиделли, Алессандро; Паркер, Алекс; Батыгин, Константин (2014). «Распределение объектов пояса Койпера по абсолютной величине». Астрофизический журнал . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Бибкод : 2014ApJ...782..100F. дои : 10.1088/0004-637X/782/2/100. S2CID  2410254.
  57. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Стерн, С. Алан (2001). «О зависимости распределения наклонений Главного пояса Койпера от размера». Астрономический журнал . 121 (3): 1730–1735. arXiv : astro-ph/0011325 . Бибкод : 2001AJ....121.1730L. дои : 10.1086/319420. S2CID  14671420.
  58. ^ Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph/0512256 .
  59. ^ Аб Паркер, Алекс Х.; Кавелаарс, Джей Джей; Пети, Жан-Марк; Джонс, Линн; Глэдман, Бретт; Паркер, Джоэл (2011). «Характеристика семи сверхшироких транснептуновых двойных систем». Астрофизический журнал . 743 (1): 159. arXiv : 1108.2505 . Бибкод : 2011AJ....141..159N. дои : 10.1088/0004-6256/141/5/159. S2CID  54187134.
  60. ^ abcd Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаерховен, Криста; Гомес, Р. (2008). «Происхождение структуры пояса Койпера при динамической нестабильности орбит Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Бибкод : 2008Icar..196..258L. дои :10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  61. ^ «Список транснептуновых объектов». Центр малых планет . Архивировано из оригинала 27 октября 2010 года . Проверено 23 июня 2007 г.
  62. ^ Аб Чан; Джордан, AB; Миллис, РЛ; Буйе, МВт; Вассерман, Л.Х.; Эллиот, Дж.Л.; и другие. (2003). «Резонансная оккупация в поясе Койпера: примеры 5:2 и троянских резонансов». Астрономический журнал . 126 (1): 430–443. arXiv : astro-ph/0301458 . Бибкод : 2003AJ....126..430C. дои : 10.1086/375207. S2CID  54079935.
  63. ^ Вм. Роберт Джонстон (2007). «Транснептуновые объекты». Архивировано из оригинала 19 октября 2019 года . Проверено 23 июня 2007 г.
  64. ^ Э. И. Чанг и М. Е. Браун (1999). «Обследование слабых объектов пояса Койпера карандашным лучом Кека» (PDF) . Астрономический журнал . 118 (3): 1411. arXiv : astro-ph/9905292 . Бибкод : 1999AJ....118.1411C. дои : 10.1086/301005. S2CID  8915427. Архивировано (PDF) из оригинала 12 июня 2012 года . Проверено 1 июля 2007 г.
  65. ^ аб Бернштейн, генеральный директор; Триллинг, Делавэр; Аллен, РЛ; Браун, Кентукки; Холман, М.; Малхотра, Р. (2004). «Распределение транснептуновых тел по размерам». Астрономический журнал . 128 (3): 1364–1390. arXiv : astro-ph/0308467 . Бибкод : 2004AJ....128.1364B. дои : 10.1086/422919. S2CID  13268096.
  66. ^ Майкл Брукс (2005). «13 вещей, которые не имеют смысла». NewScientistSpace.com . Архивировано из оригинала 12 октября 2018 года . Проверено 12 октября 2018 г.
  67. ^ Говерт Шиллинг (2008). «Тайна Планеты X». Новый учёный . Архивировано из оригинала 20 апреля 2015 года . Проверено 8 февраля 2008 г.
  68. ^ К. де ла Фуэнте Маркос и Р. де ла Фуэнте Маркос (январь 2024 г.). «За внешним краем, в неизведанное: сооружения за скалой Койпера». Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества . 527 (1) (опубликовано 20 сентября 2023 г.): L110–L114. arXiv : 2309.03885 . Бибкод : 2024MNRAS.527L.110D. дои : 10.1093/mnrasl/slad132. Архивировано из оригинала 28 октября 2023 года . Проверено 28 сентября 2023 г.
  69. ^ Чемберс, КК; и другие. (29 января 2019 г.), The Pan-STARRS1 Surveys , arXiv : 1612.05560
  70. ^ Флюэллинг, HA; и другие. (20 октября 2020 г.). «База данных и продукты данных Pan-STARRS1». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 251 (1): 7. arXiv : 1612.05243 . Бибкод : 2020ApJS..251....7F. дои : 10.3847/1538-4365/abb82d . S2CID  119382318.
  71. ↑ Pan-STARRS публикует крупнейший в мире цифровой обзор неба, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики, 19 декабря 2016 г., заархивировано из оригинала 21 октября 2022 г. , получено 21 октября 2022 г.
  72. ^ «На Плутоне могут быть ледяные вулканы, питаемые аммиаком» . Астрономический журнал . 9 ноября 2015 г. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 г.
  73. ^ Куцци, Джеффри Н.; Хоган, Роберт С.; Боттке, Уильям Ф. (2010). «К начальным функциям масс астероидов и объектов пояса Койпера». Икар . 208 (2): 518–538. arXiv : 1004.0270 . Бибкод : 2010Icar..208..518C. дои :10.1016/j.icarus.2010.03.005. S2CID  31124076.
  74. ^ Йохансен, А.; Жаке, Э.; Куцци, Дж. Н.; Морбиделли, А.; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы формирования астероидов». В Мишеле, П.; ДеМео, Ф.; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV . Серия «Космическая наука». Издательство Университета Аризоны. п. 471. arXiv : 1505.02941 . Бибкод : 2015aste.book..471J. дои : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1. S2CID  118709894.
  75. ^ Несворный, Давид; Юдин, Эндрю Н.; Ричардсон, Дерек К. (2010). «Формирование двойных систем пояса Койпера в результате гравитационного коллапса». Астрономический журнал . 140 (3): 785–793. arXiv : 1007.1465 . Бибкод : 2010AJ....140..785N. дои : 10.1088/0004-6256/140/3/785. S2CID  118451279.
  76. ↑ Хансен, К. (7 июня 2005 г.). «Орбитальная перестановка ранней Солнечной системы». Геотаймс . Архивировано из оригинала 27 сентября 2007 года . Проверено 26 августа 2007 г.
  77. ^ Цыганис, К.; Гомес, Р.; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы». Природа . 435 (7041): 459–461. Бибкод : 2005Natur.435..459T. дои : 10.1038/nature03539. PMID  15917800. S2CID  4430973.
  78. ^ Томмес, EW; Дункан, MJ; Левисон, Гарольд Ф. (2002). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал . 123 (5): 2862–2883. arXiv : astro-ph/0111290 . Бибкод : 2002AJ....123.2862T. дои : 10.1086/339975. S2CID  17510705.
  79. ^ Паркер, Алекс Х.; Кавелаарс, Джей Джей (2010). «Разрушение двойных малых планет при рассеянии Нептуна». Письма астрофизического журнала . 722 (2): L204–L208. arXiv : 1009.3495 . Бибкод : 2010ApJ...722L.204P. дои : 10.1088/2041-8205/722/2/L204. S2CID  119227937.
  80. ^ Ловетт, Р. (2010). «Пояс Койпера может возникнуть в результате столкновений». Природа . дои : 10.1038/news.2010.522.
  81. ^ аб Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование нестабильности ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Бибкод : 2012AJ....144..117N. дои : 10.1088/0004-6256/144/4/117. S2CID  117757768.
  82. ^ Несворный, Давид (2015). «Доказательства медленной миграции Нептуна по распределению наклонов объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Бибкод : 2015AJ....150...73N. дои : 10.1088/0004-6256/150/3/73. S2CID  119185190.
  83. ^ Несворный, Давид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Бибкод : 2015AJ....150...68N. дои : 10.1088/0004-6256/150/3/68. S2CID  117738539.
  84. ^ Фрейзер, Уэсли; и другие. (2017). «Все планетезимали, родившиеся вблизи пояса Койпера, сформировались как двойные». Природная астрономия . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Бибкод : 2017NatAs...1E..88F. дои : 10.1038/s41550-017-0088. S2CID  118924314.
  85. ^ Вольф, Шайлер; Доусон, Ребекка И.; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Бибкод : 2012ApJ...746..171W. дои : 10.1088/0004-637X/746/2/171. S2CID  119233820.
  86. ^ Морбиделли, А.; Гаспар, HS; Несворный, Д. (2014). «Происхождение своеобразного распределения эксцентриситета внутреннего холодного пояса Койпера». Икар . 232 : 81–87. arXiv : 1312.7536 . Бибкод : 2014Icar..232...81M. дои : 10.1016/j.icarus.2013.12.023. S2CID  119185365.
  87. ^ abcdef Браун, Майкл Э. (2012). «Состав объектов пояса Койпера». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 40 (1): 467–494. arXiv : 1112.2764 . Бибкод : 2012AREPS..40..467B. doi : 10.1146/annurev-earth-042711-105352. S2CID  14936224.
  88. ^ abc Дэвид К. Джуитт и Джейн Луу (2004). «Кристаллический водяной лед на объекте пояса Койпера (50000) Квавар» (PDF) . Природа . 432 (7018): 731–3. Бибкод : 2004Natur.432..731J. дои : 10.1038/nature03111. PMID  15592406. S2CID  4334385. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июня 2007 года . Проверено 21 июня 2007 г.
  89. ^ «Изгнанный астероид обнаружен во внешних пределах Солнечной системы - телескопы ESO обнаружили первый подтвержденный богатый углеродом астероид в поясе Койпера» . www.eso.org . Архивировано из оригинала 31 мая 2019 года . Проверено 12 мая 2018 г.
  90. ^ аб Дэйв Джуитт (2004). «Поверхности объектов пояса Койпера». Гавайский университет . Архивировано из оригинала 9 июня 2007 года . Проверено 21 июня 2007 г.
  91. ^ аб Джуитт, Дэвид; Луу, Джейн (1998). «Оптико-инфракрасное спектральное разнообразие в поясе Койпера» (PDF) . Астрономический журнал . 115 (4): 1667–1670. Бибкод : 1998AJ....115.1667J. дои : 10.1086/300299. S2CID  122564418. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 года.
  92. ^ Джуитт, Дэвид С.; Луу, Джейн X. (2001). «Цвета и спектры объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 122 (4): 2099–2114. arXiv : astro-ph/0107277 . Бибкод : 2001AJ....122.2099J. дои : 10.1086/323304. S2CID  35561353.
  93. ^ Браун, Р.Х.; Крукшанк, ДП; Пендлтон, Ю.; Видер, Дж.Дж. (1997). «Состав поверхности объекта пояса Койпера 1993SC». Наука . 276 (5314): 937–9. Бибкод : 1997Sci...276..937B. дои : 10.1126/science.276.5314.937. PMID  9163038. S2CID  45185392.
  94. ^ Вонг, Ян; Браун, Майкл Э. (2017). «Бимодальное распределение цвета небольших объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 153 (4): 145. arXiv : 1702.02615 . Бибкод : 2017AJ....153..145W. дои : 10.3847/1538-3881/aa60c3 . S2CID  30811674.
  95. ^ Браун, Майкл Э.; Блейк, Джеффри А.; Кесслер, Жаклин Э. (2000). «Ближняя инфракрасная спектроскопия яркого объекта пояса Койпера 2000 EB173». Астрофизический журнал . 543 (2): L163. Бибкод : 2000ApJ...543L.163B. CiteSeerX 10.1.1.491.4308 . дои : 10.1086/317277. S2CID  122764754. 
  96. ^ Ликандро; Олива; Ди МАртино (2001). «Инфракрасная спектроскопия NICS-TNG транснептуновых объектов 2000 EB173 и 2000 WR106». Астрономия и астрофизика . 373 (3): Л29. arXiv : astro-ph/0105434 . Бибкод : 2001A&A...373L..29L. дои : 10.1051/0004-6361:20010758. S2CID  15690206.
  97. ^ Глэдман, Бретт; и другие. (август 2001 г.). «Строение пояса Койпера». Астрономический журнал . 122 (2): 1051–1066. Бибкод : 2001AJ....122.1051G. дои : 10.1086/322080. S2CID  54756972.
  98. ^ Питьева, Е.В.; Питьев, Н.П. (30 октября 2018 г.). «Массы Главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических кораблей». Письма по астрономии . 44 (89): 554–566. arXiv : 1811.05191 . Бибкод : 2018AstL...44..554P. дои : 10.1134/S1063773718090050. S2CID  119404378.
  99. ^ Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Боттке, Уильям Ф.; Нолл, Кейт; Левисон, Гарольд Ф. (2011). «Наблюдаемая двоичная фракция устанавливает ограничения на степень столкновительного измельчения в поясе Койпера». Астрономический журнал . 141 (5): 159. arXiv : 1102.5706 . Бибкод : 2011AJ....141..159N. дои : 10.1088/0004-6256/141/5/159. S2CID  54187134.
  100. ^ Морбиделли, Алессандро; Несворный, Дэвид (2020). «Пояс Койпера: формирование и эволюция». Транснептуновая Солнечная система . стр. 25–59. arXiv : 1904.02980 . дои : 10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3. ISBN 9780128164907. S2CID  102351398.
  101. ^ Шенкман, К.; Кавелаарс, Джей Джей; Гладман, Б.Дж.; Александерсен, М.; Каиб, Н.; Пети, Ж.-М.; Баннистер, Монтана; Чен, Ю.-Т.; Гвин, С.; Якубик, М.; Волк, К. (2016). «OSSOS. II. Резкий переход в распределении абсолютной величины рассеянного населения пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (2): 31. arXiv : 1511.02896 . Бибкод : 2016AJ....151...31S. дои : 10.3847/0004-6256/151/2/31 . S2CID  55213074.
  102. ^ Александерсен, Майк; Глэдман, Бретт; Кавелаарс, Джей Джей; Пети, Жан-Марк; Гвин, Стивен; Шенкман, Корк (2014). «Тщательно охарактеризованное и отслеживаемое транснептуновое исследование, распределение Плутиноса по размерам и количество нептуновых троянов». Астрономический журнал . 152 (5): 111. arXiv : 1411.7953 . дои : 10.3847/0004-6256/152/5/111 . S2CID  119108385.
  103. ^ «Хаббл нашел самый маленький из когда-либо виденных объектов пояса Койпера» . Сайт Хаббла. Декабрь 2009 г. Архивировано из оригинала 25 января 2021 г. Проверено 29 июня 2015 г.
  104. ^ Шлихтинг, HE; Офек, Е.О.; Венц, М.; Сари, Р.; Гал-Ям, А.; Ливио, М.; и другие. (декабрь 2009 г.). «Одиночный объект пояса Койпера размером менее километра из звездного покрытия по архивным данным». Природа . 462 (7275): 895–897. arXiv : 0912.2996 . Бибкод : 2009Natur.462..895S. дои : 10.1038/nature08608. PMID  20016596. S2CID  205219186.
  105. ^ Шлихтинг, HE; Офек, Е.О.; Венц, М.; Сари, Р.; Гал-Ям, А.; Ливио, М.; и другие. (декабрь 2012 г.). «Измерение количества объектов пояса Койпера размером менее километра с использованием звездных покрытий». Астрофизический журнал . 761 (2): 10. arXiv : 1210,8155 . Бибкод : 2012ApJ...761..150S. дои : 10.1088/0004-637X/761/2/150 . S2CID  31856299. 150.
  106. ^ Донер, Алекс; Гораньи, Михай; Багеналь, Фрэн; Брандт, Понт; Гранди, Уилл; Лиссе, Кэри; Паркер, Джоэл; Поппе, Эндрю Р.; Певица, Келси Н.; Стерн, С. Алан; Вербиссер, Энн (1 февраля 2024 г.). «Студенческий счетчик пыли New Horizons Venetia Burney обнаружил более высокие, чем ожидалось, потоки пыли, приближающиеся к 60 а.е.» . Письма астрофизического журнала . 961 (2): Л38. arXiv : 2401.01230 . Бибкод : 2024ApJ...961L..38D. дои : 10.3847/2041-8213/ad18b0 .
  107. ^ abc «Список кентавров и объектов рассеянного диска». МАС: Центр малых планет . Архивировано из оригинала 29 июня 2017 года . Проверено 27 октября 2010 г.
  108. ^ Дэвид Джуитт (2005). «ОКБ масштаба 1000 км». Гавайский университет . Архивировано из оригинала 2 июля 2017 года . Проверено 16 июля 2006 г.
  109. ^ Крейг Б. Агнор и Дуглас П. Гамильтон (2006). «Захват Нептуном своего спутника Тритона в результате гравитационного столкновения двойной планеты» (PDF) . Природа . 441 (7090): 192–194. Бибкод : 2006Natur.441..192A. дои : 10.1038/nature04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июня 2007 года . Проверено 29 октября 2007 г.
  110. ^ Энкреназ, Тереза ; Калленбах, Р.; Оуэн, Т.; Сотин, К. (2004). Тритон, Плутон, Кентавры и транснептуновые тела. Спрингер. ISBN 978-1-4020-3362-9. Проверено 23 июня 2007 г.
  111. ^ Майк Браун (2007). «Дисномия, луна Эриды». Калтех . Архивировано из оригинала 17 июля 2012 года . Проверено 14 июня 2007 г.
  112. ^ «Резолюция B5 и B6» (PDF) . Международный астрономический союз. 2006. Архивировано (PDF) из оригинала 20 июня 2009 года . Проверено 2 сентября 2011 г.
  113. ^ Гранди, WM; Нолл, Канзас; Буйе, МВт; Бенекки, SD; Рагоцзин, Д.; Роу, Х.Г. (декабрь 2019 г.). «Взаимная орбита, масса и плотность транснептуновой двойной системы Гокунухомдима ((229762) 2007 UK126)» (PDF) . Икар . 334 : 30–38. дои : 10.1016/j.icarus.2018.12.037. S2CID  126574999. Архивировано (PDF) из оригинала 7 апреля 2019 года.
  114. ^ Майк Браун, «Сколько карликовых планет во внешней Солнечной системе?» Архивировано 18 октября 2011 г. на Wayback Machine, по состоянию на 15 ноября 2013 г.
  115. ^ Танкреди, Г.; Фавр, SA (2008). «Какие карлики Солнечной системы?». Икар . 195 (2): 851–862. Бибкод : 2008Icar..195..851T. дои : 10.1016/j.icarus.2007.12.020.
  116. ^ Браун, Мэн ; Ван Дам, Массачусетс; Буше, А.Х.; Ле Миньян, Д.; Кэмпбелл, РД; Чин, JCY; Конрад, А.; Хартман, СК; Йоханссон, ЕМ; Лафон, RE; Рабиновиц, Д.Л. Рабиновиц; Стомски, Пи Джей младший; Саммерс, DM; Трухильо, Калифорния; Визинович, PL (2006). «Спутники крупнейших объектов пояса Койпера» (PDF) . Астрофизический журнал . 639 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/0510029 . Бибкод : 2006ApJ...639L..43B. дои : 10.1086/501524. S2CID  2578831. Архивировано (PDF) из оригинала 28 сентября 2018 г. . Проверено 19 октября 2011 г.
  117. ^ Агнор, CB; Гамильтон, ДП (2006). «Захват Нептуном своего спутника Тритона в результате гравитационного столкновения двойной планеты» (PDF) . Природа . 441 (7090): 192–4. Бибкод : 2006Natur.441..192A. дои : 10.1038/nature04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано (PDF) из оригинала 3 ноября 2013 г. . Проверено 9 июля 2010 г.
  118. ^ «Программа New Frontiers: Научные цели New Horizons» . НАСА – Программа «Новые рубежи» . Архивировано из оригинала 15 апреля 2015 года . Проверено 15 апреля 2015 г.
  119. ^ «Команда НАСА по исследованию новых горизонтов публикует первые научные результаты облета пояса Койпера» . НАСА. 16 мая 2019 года. Архивировано из оригинала 16 декабря 2019 года . Проверено 16 мая 2019 г.
  120. ^ «Телескоп НАСА Хаббл находит потенциальные цели пояса Койпера для миссии «Новые горизонты» к Плутону» . пресс-релиз . Лаборатория прикладной физики Джона Хопкинса . 15 октября 2014 года. Архивировано из оригинала 16 октября 2014 года . Проверено 16 октября 2014 г.
  121. ↑ Буйе, Марк (15 октября 2014 г.). «Результаты поиска New Horizons HST KBO: отчет о состоянии» (PDF) . Научный институт космического телескопа . п. 23. Архивировано из оригинала (PDF) 27 июля 2015 года . Проверено 29 августа 2015 г.
  122. ↑ Аб Лакдавалла, Эмили (15 октября 2014 г.). «Наконец-то! У «Новых горизонтов» появилась вторая цель». Блог Планетарного общества . Планетарное общество . Архивировано из оригинала 15 октября 2014 года . Проверено 15 октября 2014 г.
  123. ^ «Хаббл продолжит полный поиск целей New Horizons» . Пресс-релиз HubbleSite . Научный институт космического телескопа . 1 июля 2014 года. Архивировано из оригинала 12 мая 2015 года . Проверено 15 октября 2014 г.
  124. ↑ Стромберг, Джозеф (14 апреля 2015 г.). «Зонд НАСА «Новые горизонты» посетил Плутон и только что прислал обратно свои первые цветные фотографии». Вокс . Архивировано из оригинала 6 апреля 2020 года . Проверено 14 апреля 2015 г.
  125. ↑ Кори С. Пауэлл (29 марта 2015 г.). «Алан Стерн о чудесах Плутона, потерянном двойнике «Новых горизонтов» и всей этой истории с «карликовой планетой». Обнаружить . Архивировано из оригинала 16 ноября 2019 года . Проверено 29 августа 2015 г.
  126. ^ Портер, SB; Паркер, АХ; Буйе, М.; Спенсер, Дж.; Уивер, Х.; Стерн, SA; Бенекки, С.; Зангари, AM; Вербиссер, А.; Гьюн, С.; Пети, Ж.-М.; Стернер, Р.; Борнкэмп, Д.; Нолл, К.; Кавелаарс, Джей Джей; Толен, Д.; Сингер, КН; Шоуолтер, М.; Фуэнтес, К.; Бернштейн, Г.; Белтон, М. (2015). «Орбиты и доступность потенциальных целей встречи КБО «Новые горизонты»» (PDF) . USRA-Хьюстон (1832 г.): 1301. Бибкод : 2015LPI....46.1301P. Архивировано из оригинала (PDF) 3 марта 2016 года.
  127. ↑ Маккиннон, Мика (28 августа 2015 г.). «Новые горизонты приближаются к следующей цели: давайте исследуем пояс Койпера!». Архивировано из оригинала 31 декабря 2015 года.
  128. ↑ Дуэйн Браун / Лори Кантильо (1 июля 2016 г.). «Новые горизонты получают продление миссии до пояса Койпера, Рассвет останется на Церере». НАСА. Архивировано из оригинала 20 августа 2016 года . Проверено 15 мая 2017 г.
  129. ↑ Аппарат New Horizons ловит блуждающий объект пояса Койпера недалеко от него. Архивировано 26 ноября 2021 года на Wayback Machine spacedaily.com Laurel MD (SPX). 7 декабря 2015 г.
  130. ↑ Корум, Джонатан (10 февраля 2019 г.). «Новые горизонты позволяют взглянуть на сплющенную форму Ультима Туле. Космический корабль НАСА «Новые горизонты» пролетел мимо самого далекого объекта, когда-либо посещаемого: крошечного фрагмента ранней солнечной системы, известного как 2014 MU69 и получившего прозвище Ультима Туле. – Интерактивно». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 24 декабря 2021 года . Проверено 11 февраля 2019 г.
  131. ↑ Холл, Лора (5 апреля 2017 г.). «Орбитальный аппарат и спускаемый аппарат Плутона с поддержкой термоядерного синтеза». НАСА . Архивировано из оригинала 21 апреля 2017 года . Проверено 13 июля 2018 г.
  132. ^ «Глобальная аэрокосмическая корпорация представит НАСА концепцию спускаемого аппарата на Плутон» . ЭврекАлерт! . Архивировано из оригинала 21 января 2019 года . Проверено 13 июля 2018 г.
  133. ^ Понси, Джоэл; Фондекаба Байг, Хорди; Ферезин, Фред; Мартино, Винсент (1 марта 2011 г.). «Предварительная оценка орбитального аппарата в системе Хаумеа: как быстро планетарный орбитальный аппарат сможет достичь такой далекой цели?». Акта Астронавтика . 68 (5–6): 622–628. Бибкод : 2011AcAau..68..622P. doi :10.1016/j.actaastro.2010.04.011. ISSN  0094-5765.
  134. ^ «Хаумеа: Техника и обоснование». www.centauri-dreams.org . Архивировано из оригинала 13 июля 2018 года . Проверено 13 июля 2018 г.
  135. ^ «Драматическое путешествие New Horizons к Плутону раскрыто в новой книге» . Space.com . Архивировано из оригинала 13 июля 2018 года . Проверено 13 июля 2018 г.
  136. ^ ab TVIW (4 ноября 2017 г.), 22. Первый явный шаг человечества в достижении другой звезды: миссия межзвездного зонда , заархивировано из оригинала 30 октября 2021 г. , получено 24 июля 2018 г.
  137. ^ "Триеннале Солнца-Саммита Земли" . Архивировано из оригинала 3 августа 2020 года . Проверено 24 июля 2018 г.
  138. ^ Гливс, Эшли; Аллен, Рэндалл; Тупис, Адам; Куигли, Джон; Луна, Адам; Роу, Эрик; Спенсер, Дэвид; Юст, Николас; Лайн, Джеймс (13 августа 2012 г.). Обзор возможностей миссии к транснептуновым объектам – Часть II, Захват с орбиты . Конференция специалистов по астродинамике AIAA/AAS, Миннеаполис, Миннесота. Рестон, Вирджиния: Американский институт аэронавтики и астронавтики. дои : 10.2514/6.2012-5066. ISBN 9781624101823. S2CID  118995590.
  139. ^ аб Калас, Пол; Грэм, Джеймс Р.; Клэмпин, Марк К.; Фицджеральд, Майкл П. (2006). «Первые изображения дисков обломков в рассеянном свете вокруг HD 53143 и HD 139664». Астрофизический журнал . 637 (1): L57. arXiv : astro-ph/0601488 . Бибкод : 2006ApJ...637L..57K. дои : 10.1086/500305. S2CID  18293244.
  140. ^ Триллинг, Делавэр; Брайден, Г.; Бейхман, Калифорния; Рике, Г.Х.; Су, КИЛ; Стэнсберри, Дж.А.; Блейлок, М.; Стапельфельдт, КР; Биман, Дж.В.; Халлер, Э.Э. (февраль 2008 г.). «Диски обломков вокруг звезд, подобных Солнцу». Астрофизический журнал . 674 (2): 1086–1105. arXiv : 0710.5498 . Бибкод : 2008ApJ...674.1086T. дои : 10.1086/525514. S2CID  54940779.
  141. ^ «Пыльные планетарные диски вокруг двух близлежащих звезд напоминают наш пояс Койпера» . 2006. Архивировано из оригинала 9 июля 2016 года . Проверено 1 июля 2007 г.
  142. ^ Кушнер, MJ; Старк, CC (2010). «Модели столкновительного ухода пылевого облака пояса Койпера». Астрономический журнал . 140 (4): 1007–1019. arXiv : 1008.0904 . Бибкод : 2010AJ....140.1007K. дои : 10.1088/0004-6256/140/4/1007. S2CID  119208483.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с объектами пояса Койпера .