пояс Койпера

Область Солнечной системы за пределами планет, включающая малые тела

Известные объекты в поясе Койпера за орбитой Нептуна. (Масштаб в а.е .; эпоха по состоянию на январь 2015 г.)

Расстояния, но не размеры, даны в масштабе. Желтый диск примерно размером с орбиту Марса.
Источник: Minor Planet Center , www.cfeps.net и другие

Пояс Койпера ( / ˈ k aɪ p ər / KY -pər ) [ ^1] — околозвёздный диск во внешней Солнечной системе , простирающийся от орбиты Нептуна на расстоянии 30 астрономических единиц (а.е.) до примерно 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 со времен формирования Солнечной системы . В то время как 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 : Орк , Плутон , ^[5] Хаумеа , [ ^6] Квавар и Макемаке . ^{[7] Некоторые из} лун Солнечной системы , такие как Тритон Нептуна и Феба Сатурна , могли возникнуть в этом регионе. ^{[8] [9]}

Пояс Койпера назван в честь голландского астронома Герарда Койпера , который предположил существование пояса в 1951 году. ^[10] До и после него были исследователи, которые также предполагали его существование, например, Кеннет Эджворт в 1930-х годах. ^[11] Астроном Хулио Анхель Фернандес опубликовал статью в 1980 году, 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 (ОПК) после Плутона (в 1930 году) и Харона (в 1978 году). ^[16] С момента его открытия число известных ОПК возросло 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 , тех, чьи орбиты длятся менее 200 лет. Исследования, проведенные с середины 1990-х годов, показали, что пояс динамически стабилен и что истинным местом происхождения комет является рассеянный диск , динамически активная зона, созданная внешним движением Нептуна 4,5 миллиарда лет назад; ^[18] объекты рассеянного диска, такие как Эрида, имеют чрезвычайно эксцентричные орбиты, которые уносят их на расстояние до 100 а.е. от Солнца. ^[a]

Пояс Койпера отличается от гипотетического облака Оорта , которое, как полагают, находится в тысячу раз дальше и в основном имеет сферическую форму. Объекты внутри пояса Койпера, вместе с членами рассеянного диска и любыми потенциальными объектами облака Хиллса или облака Оорта, совместно называются транснептуновыми объектами (ТНО). ^[21] Плутон является крупнейшим и самым массивным членом пояса Койпера и крупнейшим и вторым по массивности известным ТНО, уступающим только Эриде в рассеянном диске. ^[a] Первоначально считавшийся планетой, статус Плутона как части пояса Койпера привел к тому, что в 2006 году он был переклассифицирован в карликовую планету. По составу он похож на многие другие объекты пояса Койпера, а его орбитальный период характерен для класса объектов пояса Койпера, известных как « плутино », которые разделяют тот же резонанс 2:3 с Нептуном.

Пояс Койпера и Нептун можно рассматривать как маркер размеров Солнечной системы, альтернативными вариантами являются гелиопауза и расстояние, на котором гравитационное влияние Солнца уравнивается с гравитационным влиянием других звезд (по оценкам, между50 000  а.е. и125 000  а.е. ). ^[22]

История

Плутон и Харон

После открытия Плутона в 1930 году многие предполагали, что он может быть не один. Область, которая сейчас называется поясом Койпера, в разных формах выдвигалась в течение десятилетий. Только в 1992 году были найдены первые прямые доказательства ее существования. Количество и разнообразие предыдущих предположений о природе пояса Койпера привели к постоянной неопределенности относительно того, кто заслуживает признания за первое предложение. ^{[23] : 106}

Гипотезы

Первым астрономом, предположившим существование транснептуновой популяции, был Фредерик К. Леонард . Вскоре после открытия Плутона Клайдом Томбо в 1930 году Леонард размышлял о том, «вероятно ли, что на Плутоне появилось первое из серии ультранептуновых тел, остальные члены которых все еще ждут открытия, но которым в конечном итоге суждено быть обнаруженными». ^[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 области за Нептуном материал внутри первичной солнечной туманности был слишком широко разнесен, чтобы сконденсироваться в планеты, и поэтому скорее сконденсировался в мириады более мелких тел. Из этого он сделал вывод, что «внешняя область Солнечной системы, за орбитами планет, занята очень большим количеством сравнительно небольших тел» ^{[26] : xii} и что время от времени одно из них «выходит из своей сферы и появляется как случайный гость во внутренней части Солнечной системы», ^{[26] : 2} становясь кометой .

В 1951 году в статье в журнале Astrophysics: A Topical Symposium Джерард Койпер размышлял о похожем диске, образовавшемся на ранней стадии эволюции Солнечной системы, и пришел к выводу, что диск состоял из «остатков первоначальных скоплений, которые потеряли многих членов, ставших блуждающими астероидами, во многом как это произошло с открытыми галактическими скоплениями, растворяющимися в звездах». ^[10] В другой статье, основанной на лекции Койпера, прочитанной в 1950 году, также названной « О происхождении Солнечной системы» , Койпер писал о «самой внешней области солнечной туманности, от 38 до 50 астр. единиц (т. е. сразу за пределами прото-Нептуна)», где «должны были образоваться продукты конденсации (льды H2O, NH3, CH4 и т. д.), а хлопья должны были медленно собираться и образовывать более крупные агрегаты, предположительно достигающие размера до 1 км или более». Он продолжил писать, что «эти сгущения, по-видимому, объясняют кометы по размеру, количеству и составу». По словам Койпера «планета Плутон, которая проносится через всю зону от 30 до 50 астр. единиц, считается ответственной за начало рассеивания комет по всей Солнечной системе». ^[27] Говорят, что Койпер действовал на основе распространенного в его время предположения, что Плутон был размером с Землю и, следовательно, рассеял эти тела по направлению к облаку Оорта или за пределы Солнечной системы; сегодня не было бы пояса Койпера, если бы это было верно. ^[28]

Гипотеза приняла множество других форм в последующие десятилетия. В 1962 году физик Эл Дж. У. Кэмерон постулировал существование «огромной массы мелкого материала на окраинах Солнечной системы». ^{[26] : 14} В 1964 году Фред Уиппл , популяризировавший знаменитую гипотезу « грязного снежного кома » для структуры комет, считал, что «пояс комет» может быть достаточно массивным, чтобы вызвать предполагаемые расхождения в орбите Урана , которые побудили к поиску Планеты X , или, по крайней мере, достаточно массивным, чтобы повлиять на орбиты известных комет. ^[29] Наблюдения исключили эту гипотезу. ^{[26] : 14}

В 1977 году Чарльз Коваль открыл 2060 Хирон , ледяной планетоид с орбитой между Сатурном и Ураном. Он использовал блинк-компаратор , то же самое устройство, которое позволило Клайду Томбо открыть Плутон почти 50 лет назад. ^[30] В 1992 году был обнаружен еще один объект, 5145 Фол , на похожей орбите. ^[31] Сегодня известно, что целая популяция кометоподобных тел, называемых кентаврами , существует в регионе между Юпитером и Нептуном. Орбиты кентавров нестабильны и имеют динамическое время жизни в несколько миллионов лет. ^[32] Со времени открытия Хирона в 1977 году астрономы предполагали, что кентавры, следовательно, должны часто пополняться каким-то внешним резервуаром. ^{[26] : 38}

Дальнейшие доказательства существования пояса Койпера позже появились из изучения комет. То, что кометы имеют конечную продолжительность жизни, было известно уже некоторое время. По мере приближения к Солнцу его тепло заставляет их летучие поверхности сублимироваться в космос, постепенно рассеивая их. Для того чтобы кометы продолжали быть видимыми на протяжении жизни Солнечной системы, они должны часто пополняться. ^[33] Предложение о такой области пополнения — облако Оорта , возможно, сферический рой комет, простирающийся за пределы 50 000 а. е. от Солнца, впервые выдвинутое голландским астрономом Яном Оортом в 1950 году. ^[34] Считается, что облако Оорта является точкой происхождения долгопериодических комет , которые, как и комета Хейла-Боппа , имеют орбиты длительностью в тысячи лет. ^{[23] : 105}

В 1980 году астроном Хулио Фернандес предсказал существование пояса. Говорят, что поскольку слова «Койпер» и «кометный пояс» появились в первом предложении статьи Фернандеса, эта гипотетическая область была названа «поясом Койпера». ^[35]

Существует еще одна популяция комет, известная как короткопериодические или периодические кометы , состоящая из тех комет, которые, как и комета Галлея , имеют орбитальные периоды менее 200 лет. К 1970-м годам скорость, с которой открывались короткопериодические кометы, становилась все более несовместимой с тем, что они появились исключительно из облака Оорта. ^{[26] : 39} Для того чтобы объект облака Оорта стал короткопериодической кометой, он сначала должен был быть захвачен гигантскими планетами. В статье, опубликованной в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 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 были быть выброшены в межзвездное пространство . Он предположил, что для учета наблюдаемого числа комет потребуется пояс комет от 35 до 50 а. е. ^[36] Вслед за работой Фернандеса в 1988 году канадская команда Мартина Дункана, Тома Куинна и Скотта Тремейна провела ряд компьютерных симуляций, чтобы определить, могли ли все наблюдаемые кометы прибыть из облака Оорта. Они обнаружили, что облако Оорта не могло объяснить все короткопериодические кометы, особенно потому, что короткопериодические кометы группируются вблизи плоскости Солнечной системы, тогда как кометы облака Оорта, как правило, прибывают из любой точки неба. С «поясом», как его описал Фернандес, добавленным к формулировкам, симуляции соответствовали наблюдениям. ^[37] Сообщается, что поскольку слова «Койпер» и «пояс комет» появились в первом предложении статьи Фернандеса, Тремейн назвал эту гипотетическую область «поясом Койпера». ^{[26] : 191}

Открытие

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

В 1987 году астроном Дэвид Джуитт , тогда работавший в Массачусетском технологическом институте , был все больше озадачен «очевидной пустотой внешней части Солнечной системы». ^[16] Он призвал тогдашнюю аспирантку Джейн Лу помочь ему в его стремлении обнаружить другой объект за орбитой Плутона , потому что, как он ей сказал: «Если мы этого не сделаем, никто этого не сделает». ^{[26] : 50} Используя телескопы в Национальной обсерватории Китт-Пик в Аризоне и Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили, Джуитт и Лу проводили свои поиски во многом таким же образом, как это делали Клайд Томбо и Чарльз Коваль, с помощью блинк-компаратора . ^{[26] : 50} Первоначально проверка каждой пары пластин занимала около восьми часов, ^{[26] : 51} но процесс ускорился с появлением электронных приборов с зарядовой связью или ПЗС, которые, хотя их поле зрения было уже, были не только более эффективны в сборе света (они удерживали 90% света, который на них попадал, а не 10%, достигаемые фотографиями), но и позволяли виртуально, на экране компьютера, выполнять процесс мерцания. Сегодня ПЗС составляют основу большинства астрономических детекторов. ^{[26] : 52, 54, 56} В 1988 году Джуитт перешел в Институт астрономии Гавайского университета . Позже Лу присоединился к нему для работы на 2,24-метровом телескопе Гавайского университета в Мауна-Кеа . ^{[26] : 57, 62} В конце концов, поле зрения ПЗС-матриц увеличилось до 1024 на 1024 пикселей, что позволило проводить поиски гораздо быстрее. ^{[26] : 65} Наконец, после пяти лет поисков, 30 августа 1992 года Джуитт и Лу объявили об «Открытии кандидата в объекты пояса Койпера 1992 QB ₁ ». ^[16] Этот объект позже будет назван 15760 Albion. Шесть месяцев спустя они обнаружили второй объект в этом регионе, (181708) 1993 FW . ^[38] К 2018 году было обнаружено более 2000 объектов пояса Койпера. ^[39]

За двадцать лет (1992–2012) в поясе было обнаружено более тысячи тел после обнаружения 1992 QB ₁ (названного в 2018 году 15760 Альбион), что показало наличие обширного пояса тел в дополнение к Плутону и Альбиону. ^[40] Даже в 2010-х годах полная протяженность и природа тел пояса Койпера были в значительной степени неизвестны. ^[40] Наконец, беспилотный космический аппарат New Horizons провел первые пролеты Койпера, обеспечив гораздо более близкие наблюдения за Плутонианской системой (2015), а затем и за Арракотом (2019). ^[41]

Исследования, проведенные с тех пор, как впервые была нанесена на карту транснептуновая область, показали, что область, которая сейчас называется поясом Койпера, не является точкой происхождения короткопериодических комет, а вместо этого они происходят из связанной популяции, называемой рассеянным диском . Рассеянный диск был создан, когда Нептун мигрировал наружу в прото-пояс Койпера, который в то время был намного ближе к Солнцу, и оставил после себя популяцию динамически стабильных объектов, которые никогда не могли быть затронуты его орбитой (собственно пояс Койпера), и популяцию, перигелии которых достаточно близки, чтобы Нептун все еще мог их беспокоить, 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 пояс Эджворта–Койпера, чтобы отдать должное Эджворту, а пояса Койпера иногда называют EKO. Брайан Г. Марсден утверждает, что ни один из них не заслуживает истинного признания: «Ни Эджворт, ни Койпер не писали ни о чем даже отдаленно похожем на то, что мы сейчас видим, но Фред Уиппл это сделал». ^{[26] : 199} Дэвид Джуитт комментирует: «Если уж на то пошло... Фернандес почти заслуживает признания за предсказание пояса Койпера». ^[28]

KBO иногда называют «кёйпероидами», это название предложил Клайд Томбо . ^[42] Термин « транснептуновый объект » (ТНО) рекомендуется для объектов в поясе несколькими научными группами, поскольку этот термин менее спорен, чем все остальные — хотя он не является точным синонимом , поскольку ТНО включают в себя все объекты, вращающиеся вокруг Солнца за пределами орбиты Нептуна , а не только те, что находятся в поясе Койпера. ^[43]

Структура

В своей максимальной протяженности (но исключая рассеянный диск), включая его отдаленные регионы, пояс Койпера простирается примерно от 30 до 55 а.е. Основная часть пояса, как правило, простирается от резонанса среднего движения 2:3 (см. ниже) на 39,5 а.е. до резонанса 1:2 примерно на 48 а.е. ^[44] Пояс Койпера довольно толстый, с основной концентрацией, простирающейся на десять градусов за пределы плоскости эклиптики , и более диффузным распределением объектов, простирающимся в несколько раз дальше. В целом он больше напоминает тор или бублик, чем пояс. ^[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, сопоставимого с возрастом Солнечной системы, гравитация Нептуна дестабилизирует орбиты любых объектов, которые случайно оказываются в определенных регионах, и либо отправляет их во внутреннюю часть Солнечной системы, либо в рассеянный диск или межзвездное пространство. Это приводит к тому, что пояс Койпера имеет выраженные пробелы в своей текущей компоновке, похожие на пробелы Кирквуда в поясе астероидов . Например, в регионе между 40 и 42 а. е. ни один объект не может сохранять стабильную орбиту в течение такого времени, и любой наблюдаемый в этом регионе должен был мигрировать туда относительно недавно. ^[47]

Различные динамические классы транснептуновых объектов.

Классический пояс

Между резонансами 2:3 и 1:2 с Нептуном, примерно в 42–48 а.е., гравитационное взаимодействие с Нептуном происходит в течение длительного времени, и объекты могут существовать с практически неизменными орбитами. Этот регион известен как классический пояс Койпера , и его члены составляют примерно две трети наблюдаемых на сегодняшний день объектов пояса Койпера. ^{[48] [49]} Поскольку первый современный обнаруженный объект пояса Койпера ( Альбион , но долгое время называвшийся (15760) 1992 QB ₁ ) считается прототипом этой группы, классические объекты пояса Койпера часто называют кубевано («QB-1-os»). ^{[50] [51]} Руководящие принципы, установленные МАС, требуют, чтобы классическим объектам пояса Койпера были даны имена мифологических существ, связанных с творением. ^[52]

Классический пояс Койпера, по-видимому, состоит из двух отдельных популяций. Первая, известная как «динамически холодная» популяция, имеет орбиты, очень похожие на планетарные; почти круговые, с эксцентриситетом орбиты менее 0,1 и с относительно низким наклоном до примерно 10° (они лежат близко к плоскости Солнечной системы, а не под углом). Холодная популяция также содержит концентрацию объектов, называемых ядром, с большими полуосями в 44–44,5 а. е. ^[53] Вторая, «динамически горячая» популяция, имеет орбиты, гораздо более наклоненные к эклиптике, до 30°. Эти две популяции были названы так не из-за какой-либо большой разницы в температуре, а по аналогии с частицами в газе, которые увеличивают свою относительную скорость по мере нагревания. ^[54] Не только две популяции находятся на разных орбитах, холодная популяция также отличается по цвету и альбедо , будучи более красной и яркой, имеет большую долю двойных объектов, ^[55] имеет другое распределение размеров, ^[56] и не имеет очень крупных объектов. ^[57] Масса динамически холодной популяции примерно в 30 раз меньше массы горячей. ^[56] Разница в цветах может быть отражением разного состава, что предполагает, что они сформировались в разных регионах. Предполагается, что горячая популяция образовалась вблизи исходной орбиты Нептуна и была рассеяна во время миграции гигантских планет. ^{[3] [58]} С другой стороны, было предложено, что холодная популяция сформировалась более или менее в своем текущем положении, потому что свободные двойные вряд ли выживут при столкновении с Нептуном. ^[59] Хотя модель Ниццы, по-видимому, способна хотя бы частично объяснить разницу в составе, также было 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 отношением периода Нептуна (ситуация, называемая резонансом среднего движения ), то он может заблокироваться в синхронном движении с Нептуном и избежать смещения, если их относительное выравнивание является соответствующим. Если, например, объект вращается вокруг Солнца дважды за каждые три оборота Нептуна, и если он достигает перигелия с Нептуном на расстоянии четверти орбиты от него, то всякий раз, когда он возвращается в перигелий, Нептун всегда будет находиться примерно в том же относительном положении, в котором он начал, потому что он завершит 1+1 ⁄ 2 орбиты за то же время. Это известно как резонанс 2:3 (или 3:2), и он соответствует характерной большой полуоси около 39,4 а. е. Этот резонанс 2:3 населен примерно 200 известными объектами, ^[61] включая Плутон вместе с его лунами . В знак признания этого члены этого семейства известны как плутино . Многие плутино, включая Плутон, имеют орбиты, пересекающие орбиты Нептуна, хотя их резонанс означает, что они никогда не могут столкнуться. Плутино имеют высокие эксцентриситеты орбит, что предполагает, что они не являются родными для своих текущих положений, а вместо этого были случайно выброшены на свои орбиты мигрирующим Нептуном. ^[62] Руководящие принципы МАС предписывают, что все плутино должны, как и Плутон, быть названы в честь божеств подземного мира. ^[52] Резонанс 1:2 (объекты которого завершают половину орбиты для каждого из Нептуна) соответствует большой полуоси ~47,7 а.е. и малонаселен. ^[63] Его жителей иногда называют twotinos . Существуют также другие резонансы 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5. ^{[26] : 104} У Нептуна есть ряд троянских объектов , которые занимают его точки Лагранжа , гравитационно устойчивые области, ведущие и отстающие от него на его орбите. Троянцы Нептуна находятся в резонансе среднего движения 1:1 с Нептуном и часто имеют очень устойчивые орбиты.

Кроме того, наблюдается относительное отсутствие объектов с полуосями ниже 39 а.е., что, по-видимому, не может быть объяснено текущими резонансами. В настоящее время принятая гипотеза о причине этого заключается в том, что по мере миграции Нептуна наружу нестабильные орбитальные резонансы постепенно перемещались через эту область, и, таким образом, любые объекты внутри нее были выметены или гравитационно выброшены из нее. ^{[26] : 107}

Утес Койпера

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

Резонанс 1:2 на расстоянии 47,8 а.е., по-видимому, является границей, за которой известно немного объектов. Неясно, является ли это на самом деле внешним краем классического пояса или только началом широкого разрыва. Объекты были обнаружены на резонансе 2:5 примерно в 55 а.е., далеко за пределами классического пояса; предсказания большого количества тел на классических орбитах между этими резонансами не были проверены посредством наблюдений. ^[62]

На основе оценок первичной массы, необходимой для образования Урана и Нептуна, а также таких крупных тел, как Плутон (см. § Распределение массы и размеров) , более ранние модели пояса Койпера предполагали, что количество крупных объектов увеличится в два раза за пределами 50 а. е. ^[64], поэтому этот внезапный резкий спад, известный как обрыв Койпера , был неожиданным, и на сегодняшний день его причина неизвестна. Бернстайн, Триллинг и др. (2003) нашли доказательства того, что быстрое снижение количества объектов радиусом 100 км и более за пределами 50 а. е. является реальным, а не следствием смещения наблюдений . Возможные объяснения включают то, что материал на таком расстоянии был слишком редким или слишком рассеянным, чтобы аккрецировать 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 крупного 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 на внешнем главном поясе астероидов с зазором примерно в 72 а.е., вдали от каких-либо резонансов среднего движения с Нептуном; внешний главный пояс астероидов демонстрирует зазор, вызванный резонансом среднего движения 5:6 с Юпитером на расстоянии 5,875 а.е. ^[68]

Источник

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: (a) до резонанса Юпитера/Сатурна 1:2, (b) рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после смещения орбиты Нептуна, (c) после выброса 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 ждут завершения работы нескольких широкоугольных обзорных телескопов, таких как Pan-STARRS и будущего LSST , которые должны выявить многие неизвестные в настоящее время объекты пояса Койпера. ^[3] Эти обзоры предоставят данные, которые помогут найти ответы на эти вопросы. Pan-STARRS 1 завершил свою основную научную миссию в 2014 году, а полные данные обзоров Pan-STARRS 1 были опубликованы в 2019 году, что помогло обнаружить еще много объектов пояса Койпера. ^{[69] [70] [71]}

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

Современные компьютерные симуляции 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 для образования объектов такой большой массы. Вместо этого, как предполагается, эти планеты сформировались ближе к Юпитеру. Рассеивание планетезималей на раннем этапе истории Солнечной системы привело бы к миграции орбит гигантских планет: Сатурн , Уран и Нептун дрейфовали наружу, тогда как Юпитер дрейфовал внутрь. В конце концов орбиты сместились до точки, в которой 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 наружу на орбиты с высоким эксцентриситетом, которые пересекали первичный диск планетезималей. ^{[60] [76] [77]}

В то время как орбита Нептуна была сильно эксцентричной, ее резонансы среднего движения перекрывались, и орбиты планетезималей развивались хаотично, позволяя планетезималям блуждать наружу вплоть до резонанса Нептуна 1:2, образуя динамически холодный пояс объектов с низким наклоном. Позже, после того как его эксцентриситет уменьшился, орбита Нептуна расширилась наружу к его нынешнему положению. Многие планетезимали были захвачены и остаются в резонансах во время этой миграции, другие эволюционировали на орбиты с большим наклоном и меньшим эксцентриситетом и вышли из резонансов на стабильные орбиты. ^[78] Еще больше планетезималей было рассеяно внутрь, причем небольшие фракции были захвачены как троянцы Юпитера, как нерегулярные спутники, вращающиеся вокруг планет-гигантов, и как астероиды внешнего пояса. Остальные были снова рассеяны наружу Юпитером и в большинстве случаев выброшены из Солнечной системы, сократив изначальное население пояса Койпера на 99% или более. ^[60]

Первоначальная версия самой популярной в настоящее время модели, « модель Ниццы », воспроизводит многие характеристики пояса Койпера, такие как «холодное» и «горячее» население, резонансные объекты и рассеянный диск, но она все еще не учитывает некоторые характеристики их распределений. Модель предсказывает более высокий средний эксцентриситет в классических орбитах пояса Койпера, чем наблюдается (0,10–0,13 против 0,07), а ее предсказанное распределение наклона содержит слишком мало объектов с высоким наклоном. ^[60] Кроме того, частота двойных объектов в холодном поясе, многие из которых находятся далеко друг от друга и слабо связаны, также представляет собой проблему для модели. Предсказано, что они были разделены во время столкновений с Нептуном, ^[79] что привело некоторых к предположению, что холодный диск сформировался в его текущем местоположении, представляя собой единственную действительно локальную популяцию малых тел в Солнечной системе. ^[80]

Недавняя модификация модели Ниццы предполагает, что Солнечная система начинается с пяти гигантских планет, включая дополнительный ледяной гигант , в цепочке резонансов среднего движения. Примерно через 400 миллионов лет после образования Солнечной системы резонансная цепь разрывается. Вместо того, чтобы рассеиваться в диске, ледяные гиганты сначала мигрируют наружу на несколько а.е. ^[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, и после серии встреч выбрасывается из Солнечной системы. Затем оставшиеся планеты продолжают свою миграцию, пока планетезимальный диск почти не истощается, а небольшие фракции остаются в различных местах. ^[81]

Как и в оригинальной модели Nice, объекты захватываются в резонансы с Нептуном во время его внешней миграции. Некоторые остаются в резонансах, другие эволюционируют на орбиты с большим наклоном и меньшим эксцентриситетом и высвобождаются на стабильные орбиты, образуя динамически горячий классический пояс. Распределение наклона горячего пояса можно воспроизвести, если Нептун мигрировал с 24 а.е. до 30 а.е. в масштабе времени 30 млн лет. ^[82] Когда Нептун мигрирует на 28 а.е., он сталкивается с гравитационным взаимодействием с дополнительным ледяным гигантом. Объекты, захваченные из холодного пояса в резонанс среднего движения 1:2 с Нептуном, остаются позади в виде локальной концентрации на расстоянии 44 а.е., когда это взаимодействие заставляет большую полуось Нептуна выпрыгивать наружу. ^[83] Объекты, отложенные в холодном поясе, включают некоторые слабо связанные «голубые» двойные, происходящие из более близкого, чем текущее местоположение холодного пояса. ^[84] Если эксцентриситет Нептуна останется небольшим во время этого столкновения, хаотическая эволюция орбит исходной модели Ниццы избежится, и изначальный холодный пояс сохранится. ^[85] На более поздних фазах миграции Нептуна медленное выметание 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.

Будучи удаленными от Солнца и крупных планет, объекты пояса Койпера считаются относительно не затронутыми процессами, которые сформировали и изменили другие объекты Солнечной системы; таким образом, определение их состава дало бы существенную информацию о составе самой ранней Солнечной системы. ^[87] Из-за их небольшого размера и огромной удаленности от Земли химический состав объектов пояса Койпера очень трудно определить. Основным методом, с помощью которого астрономы определяют состав небесного объекта, является спектроскопия . Когда свет объекта разбивается на составляющие его цвета, формируется изображение, похожее на радугу. Это изображение называется спектром . Различные вещества поглощают свет на разных длинах волн, и когда спектр для конкретного объекта распутывается, темные линии (называемые линиями поглощения ) появляются там, где вещества внутри него поглотили эту конкретную длину волны света. Каждый элемент или соединение имеет свою собственную уникальную спектроскопическую сигнатуру, 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 были бы газообразными ближе к Солнцу, остаются твердыми. Плотности и фракции горных пород и льда известны только для небольшого числа объектов, для которых были определены диаметры и массы. Диаметр можно определить с помощью изображений с помощью телескопа высокого разрешения, такого как космический телескоп Хаббл , по времени затмения , когда объект проходит перед звездой, или, чаще всего, с помощью альбедо объекта, рассчитанного по его инфракрасному излучению. Массы определяются с использованием больших полуосей и периодов спутников, которые, следовательно, известны только для нескольких 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. Наиболее плотные объекты, вероятно, состоят из горных пород с тонкой коркой льда. Существует тенденция низкой плотности для небольших объектов и высокой плотности для самых крупных объектов. Одним из возможных объяснений этой тенденции является то, что лед был потерян из поверхностных слоев, когда дифференцированные объекты столкнулись, чтобы сформировать самые крупные объекты. ^[87]

Художественное представление плутино и возможного бывшего астероида типа С (120216) 2004 EW 95 ^[89]

Первоначально подробный анализ объектов пояса Койпера был невозможен, и поэтому астрономы смогли определить только самые основные факты об их составе, в первую очередь их цвет. ^[90] Эти первые данные показали широкий диапазон цветов среди объектов пояса Койпера, от нейтрально-серого до темно-красного. ^[91] Это предполагало, что их поверхности состоят из широкого спектра соединений, от грязных льдов до углеводородов . ^[91] Это разнообразие было поразительным, поскольку астрономы ожидали, что объекты пояса Койпера будут однородно темными, потеряв большую часть летучих льдов со своих поверхностей из-за воздействия космических лучей . ^{[26] : 118} Были предложены различные решения для этого несоответствия, включая повторное всплытие в результате ударов или дегазации . ^[90] Спектральный анализ известных объектов пояса Койпера, проведенный Джуиттом и Лу в 2001 году, показал, что изменение цвета было слишком значительным, чтобы его можно было легко объяснить случайными ударами. ^[92] Считается, что излучение Солнца химически изменило метан на поверхности объектов пояса Койпера, в результате чего появились такие продукты, как толины . Было показано, что Макемаке обладает рядом углеводородов, полученных в результате радиационной обработки метана, включая этан , этилен и ацетилен . ^[87]

Хотя на сегодняшний день большинство объектов пояса Койпера по-прежнему кажутся спектрально невыразительными из-за своей слабости, был достигнут ряд успехов в определении их состава. ^[88] В 1996 году Роберт Х. Браун и др. получили спектроскопические данные по объекту пояса Койпера 1993 SC, которые показали, что его поверхностный состав заметно похож на состав 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 или очень красные с более высоким альбедо. Предполагается, что разница в цветах и ​​альбедо связана с удержанием или потерей сероводорода (H ₂ S) на поверхности этих объектов, причем поверхности тех, которые образовались достаточно далеко от Солнца, чтобы удерживать H ₂ S, покраснели из-за облучения. ^[94]

Крупнейшие объекты пояса Койпера, такие как Плутон и Квавар , имеют поверхности, богатые летучими соединениями, такими как метан, азот и оксид углерода ; присутствие этих молекул, вероятно, обусловлено их умеренным давлением пара в диапазоне температур 30–50 К пояса Койпера. Это позволяет им время от времени испаряться с 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 объектах пояса Койпера напрямую связано с их поверхностной гравитацией и температурой окружающей среды, что определяет, какие из них они могут удерживать. ^[87] Водяной лед был обнаружен в нескольких объектах пояса Койпера, включая членов семейства Хаумеа, таких как 1996 TO ₆₆ , ^[95] объекты среднего размера, такие как 38628 Huya и 20000 Varuna , ^[96] а также на некоторых небольших объектах. ^[87] Присутствие кристаллического льда на крупных и средних объектах, включая 50000 Quaoar , где также был обнаружен гидрат аммиака , ^[88] может указывать на прошлую тектоническую активность, которой способствовало понижение температуры плавления из-за присутствия аммиака. ^[87]

Распределение массы и размеров

Несмотря на свою огромную протяженность, коллективная масса пояса Койпера относительно невелика. Общая масса динамически горячего населения оценивается в 1% от массы Земли . Динамически холодное население оценивается намного меньше и составляет всего 0,03% от массы Земли. ^{[56] [97]} В то время как динамически горячее население считается остатком гораздо большего населения, которое сформировалось ближе к Солнцу и было рассеяно наружу во время миграции гигантских планет, напротив, динамически холодное население, как полагают, сформировалось в его нынешнем местоположении. По последним оценкам (2018 г.) общая масса пояса Койпера составляет(1,97 ± 0,30) × 10−2 массы Земли ^, рассчитанной на основе ее влияния на движение планет. ^[98]

Небольшая общая масса динамически холодной популяции представляет некоторые проблемы для моделей формирования Солнечной системы , поскольку для аккреции объектов пояса Койпера диаметром более 100 км (62 мили) требуется значительная масса. ^[3] Если бы холодный классический пояс Койпера всегда имел свою 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 текущих орбит делают столкновения довольно «жестокими», приводящими к разрушению, а не к аккреции. Удаление большой доли массы динамически холодной популяции считается маловероятным. Текущее влияние Нептуна слишком слабо, чтобы объяснить такое массивное «вакуумирование», а степень потери массы за счет столкновительного измельчения ограничена наличием слабосвязанных двойных звезд в холодном диске, которые, вероятно, будут разрушены при столкновениях. ^[99] Вместо того, чтобы образоваться в результате столкновений более мелких 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 соотношение между N ( D ) (количеством объектов с диаметром больше D ) и D и называется наклоном яркости. Количество объектов обратно пропорционально некоторой степени диаметра D :

${\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\propto D^{-q},}$что дает (предполагая, что q не равно 1): ${\displaystyle N\propto D^{1-q}+{\text{a constant}}.}$

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

Ранние оценки, основанные на измерениях распределения видимой звездной величины, дали 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 200–400 км.

Недавние исследования показали, что распределения размеров горячих классических и холодных классических объектов имеют разные наклоны. Наклон для горячих объектов составляет q = 5,3 при больших диаметрах и q = 2,0 при малых диаметрах с изменением наклона на 110 км. Наклон для холодных объектов составляет q = 8,2 при больших диаметрах и q = 2,9 при малых диаметрах с изменением наклона на 140 км. ^[56] Распределения размеров рассеивающих объектов , плутино и троянов Нептуна имеют наклоны, похожие на наклоны других динамически горячих популяций, но вместо этого могут иметь выемку, резкое уменьшение количества объектов ниже определенного размера. Предполагается, что эта выемка вызвана либо столкновительной эволюцией популяции, либо тем, что популяция сформировалась без объектов ниже этого размера, а более мелкие объекты являются фрагментами исходных объектов. ^{[101] [102]}

Самые маленькие известные объекты пояса Койпера с радиусами менее 1 км были обнаружены только с помощью звездных покрытий , поскольку они слишком тусклые ( величина 35), чтобы их можно было увидеть напрямую с помощью телескопов, таких как космический телескоп Хаббла . ^[103] Первые сообщения об этих покрытиях поступили от Шлихтинга и др. в декабре 2009 года, которые объявили об открытии небольшого объекта пояса Койпера с радиусом менее километра в архивных фотометрических данных Хаббла от марта 2007 года. С предполагаемым радиусом520 ± 60 м или диаметр1040 ± 120 м , объект был обнаружен системой слежения за звездами Хаббла , когда он на короткое время закрыл звезду на 0,3 секунды. ^[104] В последующем исследовании, опубликованном в декабре 2012 года, Шлихтинг и др. провели более тщательный анализ архивной фотометрии Хаббла и сообщили о другом событии затмения объектом пояса Койпера размером менее километра, который, по оценкам, был530 ± 70 м в радиусе или1060 ± 140 м в диаметре. Из событий затмения, обнаруженных в 2009 и 2012 годах, Шлихтинг и др. определили наклон распределения размеров объектов пояса Койпера как q = 3,6 ± 0,2 или q = 3,8 ± 0,2, с предположениями о едином степенном законе и равномерном распределении эклиптической широты . Их результат подразумевает сильный дефицит объектов пояса Койпера размером менее километра по сравнению с экстраполяциями из популяции более крупных объектов пояса Койпера с диаметрами более 90 км. ^[105]

Наблюдения, проведенные студенческим счетчиком пыли «Венеция Берни» НАСА « Новые горизонты », показали «более высокие, чем предсказывалось моделью, потоки пыли» на расстоянии до 55 а.е., что не объясняется ни одной из существующих моделей. ^[106]

Разбросанные предметы

Сравнение орбит объектов рассеянного диска (черные), классических объектов пояса Койпера (синие) и резонансных объектов 2:5 (зеленые). Орбиты других объектов пояса Койпера показаны серыми. (Орбитальные оси выровнены для сравнения.)

Рассеянный диск — это малонаселенная область, перекрывающаяся с поясом Койпера, но простирающаяся за пределы 100 а. е. Объекты рассеянного диска (SDO) имеют очень эллиптические орбиты, часто также очень наклоненные к эклиптике. Большинство моделей формирования Солнечной системы показывают, что как KBO, так и SDO сначала формируются в первичном поясе, с последующими гравитационными взаимодействиями, особенно с Нептуном, отправляющими объекты наружу, некоторые на стабильные орбиты (KBO), а некоторые на нестабильные орбиты, рассеянный диск. ^[18] Из-за своей нестабильной природы рассеянный диск, как предполагается, является точкой происхождения многих короткопериодических комет Солнечной системы. Их динамические орбиты иногда заставляют их попадать во внутреннюю часть Солнечной системы, сначала становясь кентаврами , а затем короткопериодическими кометами. ^[18]

Согласно Центру малых планет , который официально каталогизирует все транснептуновые объекты, объект пояса Койпера — это любой объект, который вращается исключительно в пределах определенного региона пояса Койпера независимо от происхождения или состава. Объекты, обнаруженные за пределами пояса, классифицируются как рассеянные объекты. ^[107] В некоторых научных кругах термин «объект пояса Койпера» стал синонимом любой ледяной малой планеты, родом из внешней части Солнечной системы, предположительно являющейся частью этого первоначального класса, даже если ее орбита в течение большей части истории Солнечной системы находилась за пределами пояса Койпера (например, в регионе рассеянного диска). Они часто описывают объекты рассеянного диска как «рассеянные объекты пояса Койпера». ^[108] Эрида , которая, как известно, массивнее Плутона, часто упоминается как объект пояса Койпера, 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 объединяет кентавров и SDO вместе как рассеянные объекты. ^[107]

Тритон

Тритон, спутник Нептуна

Считается, что во время своего периода миграции Нептун захватил крупный объект пояса Койпера, Тритон , который является единственным крупным спутником в Солнечной системе с ретроградной орбитой (то есть он вращается по орбите, противоположной вращению Нептуна). Это говорит о том, что в отличие от крупных спутников Юпитера , Сатурна и Урана , которые, как считается, образовались из вращающихся дисков материала вокруг своих молодых родительских планет, Тритон был полностью сформированным телом, захваченным из окружающего пространства. Гравитационный захват объекта нелегок: для этого требуется некий механизм, чтобы замедлить объект достаточно, чтобы его захватила гравитация более крупного объекта. Возможным объяснением является то, что Тритон был частью двойной системы, когда он столкнулся с Нептуном. (Многие объекты пояса Койпера являются членами двойных систем. См. ниже.) Выброс другого члена двойной системы Нептуном мог бы объяснить захват Тритона. ^[109] Тритон всего на 14% больше Плутона, и спектральный анализ обоих миров показывает, что их поверхности в значительной степени состоят из схожих материалов, таких как метан и оксид углерода . Все это указывает на вывод, что Тритон когда-то был поясом Койпера, который был захвачен Нептуном во время его внешней миграции . ^[110]

Крупнейшие КБО

С 2000 года было обнаружено несколько объектов пояса Койпера с диаметрами от 500 до 1500 км (932 мили), что составляет более половины диаметра Плутона (2370 км). Квавар , классический объект пояса Койпера, открытый в 2002 году, имеет диаметр более 1200 км. Макемаке и Хаумеа , оба объявленные 29 июля 2005 года, еще больше. Другие объекты, такие как 28978 Иксион (открыт в 2001 году) и 20000 Варуна (открыт в 2000 году), имеют диаметр примерно 600–700 км (373–435 миль). ^[3]

Плутон

Открытие этих крупных объектов пояса Койпера на орбитах, подобных орбите Плутона, привело многих к выводу, что, помимо своего относительного размера, Плутон не особенно отличается от других членов пояса Койпера. Эти объекты не только похожи на Плутон по размеру, но многие также имеют естественные спутники и имеют схожий состав (метан и оксид углерода были обнаружены как на Плутоне, так и на крупнейших объектах пояса Койпера). ^[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 больше Плутона по объему, но миссия New Horizons обнаружила, что это не так.) В ответ на это Международный астрономический союз (МАС) был вынужден впервые определить, что такое планета , и тем самым включил в свое определение положение о том, 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 поэтому был переклассифицирован из планеты в карликовую планету , что сделало его членом пояса Койпера.

Неясно, сколько объектов пояса Койпера достаточно велики, чтобы быть карликовыми планетами. Рассмотрение удивительно низкой плотности многих кандидатов в карликовые планеты предполагает, что не многие из них таковыми являются. ^[113] Орк , Плутон, Хаумеа , Квавар и Макемаке принимаются большинством астрономов; некоторые предложили другие тела, такие как Салация , 2002 MS 4 , ^[114] 2002 AW 197 и Иксион . ^[115]

Спутники

Известно, что шесть крупнейших транснептуновых объектов ( Эрис , Плутон , Гонггонг , Макемаке , Хаумеа и Квавар ) имеют спутники, а два из них имеют более одного. Более высокий процент крупных объектов пояса Койпера имеет спутники, чем более мелкие объекты в поясе Койпера, что предполагает, что за это отвечает другой механизм формирования. ^[116] В поясе Койпера также имеется большое количество двойных систем (два объекта, достаточно близких по массе, чтобы вращаться «друг вокруг друга»). Наиболее ярким примером является двойная система Плутон–Харон, но, по оценкам, около 11% объектов пояса Койпера существуют в двойных системах. ^[117]

Исследование

KBO 486958 Аррокот (зеленые круги), выбранная цель для миссии New Horizons по изучению объектов пояса Койпера

19 января 2006 года был запущен первый космический аппарат для исследования пояса Койпера — New Horizons , который пролетел мимо Плутона 14 июля 2015 года. Помимо пролета мимо Плутона, целью миссии было обнаружение и исследование других, более далеких объектов в поясе Койпера. ^[118]

Диаграмма, показывающая местоположение 486958 Аррокота и траекторию встречи

Изображение Аррокота в оттенках серого, полученное аппаратом New Horizons , поверхность которого, вероятно, покрыта органическими соединениями. ^[119] На данный момент это единственный объект пояса Пояса, помимо Плутона и его спутников, который посетил космический аппарат.

15 октября 2014 года было обнаружено, что Хаббл обнаружил три потенциальных цели, предварительно обозначенные командой New Horizons как PT1 («потенциальная цель 1»), PT2 и PT3 . ^{[120] [121]} Диаметры объектов оценивались в диапазоне 30–55 км; слишком малы, чтобы их можно было увидеть с помощью наземных телескопов на расстоянии от Солнца 43–44 а.е., что позволило бы отнести встречи к периоду 2018–2019 годов. ^[122] Первоначальные оценочные 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 малым наклоном , малым эксцентриситетом ) классического пояса Койпера и, таким образом, сильно отличались от Плутона. PT1 (получивший временное обозначение «1110113Y» на веб-сайте HST ^[123] ), наиболее благоприятно расположенный объект, имел величину 26,8, диаметр 30–45 км и был обнаружен в январе 2019 года. ^[124] После того, как было предоставлено достаточно информации об орбите, Центр малых планет дал официальные обозначения трем целевым объектам пояса Пояса: 2014 MU 69 (PT1), 2014 OS 393 (PT2) и 2014 PN 70 (PT3). К осени 2014 года возможная четвертая цель, 2014 MT 69 , была исключена последующими наблюдениями. PT2 выбыл из игры перед пролетом Плутона. ^{[125] [126]}

26 августа 2015 года была выбрана первая цель — 2014 MU ₆₉ (прозванная «Ultima Thule» и позже названная 486958 Arrokoth ). Корректировка курса состоялась в конце октября и начале ноября 2015 года, что привело к пролету в январе 2019 года. ^[127] 1 июля 2016 года НАСА одобрило дополнительное финансирование для New Horizons для посещения объекта. ^[128]

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

1 января 2019 года New Horizons успешно пролетел мимо Аррокота, вернув данные, показывающие, что Аррокот — это контактная двойная звезда длиной 32 км и шириной 16 км. ^[130] Прибор Ralph на борту New Horizons подтвердил красный цвет Аррокота. Данные с пролета будут продолжать загружаться в течение следующих 20 месяцев.

Никаких последующих миссий для New Horizons не запланировано, хотя были изучены по крайней мере две концепции миссий, которые вернутся на орбиту или приземлятся на Плутоне. ^{[131] [132]} За пределами Плутона существует много крупных объектов пояса Койпера, которые нельзя посетить с помощью New Horizons , например, карликовые планеты Макемаке и Хаумеа . Новые миссии будут направлены на подробное исследование и изучение этих объектов. 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 транснептуновых объектов, а также кольцо Хаумеа и две луны. Ведущий автор Джоэл Понси выступает за новую технологию, которая позволит космическим аппаратам достигать и выходить на орбиту объектов пояса Койпера за 10–20 лет или меньше. ^{[134] Главный исследователь} New Horizons Алан Стерн неофициально предложил миссии, которые пролетят мимо планет Уран или Нептун перед посещением новых целей пояса Койпера, ^[135] таким образом способствуя исследованию пояса Койпера, а также посещая эти ледяные гигантские планеты впервые после пролетов Voyager 2 в 1980-х годах.

Проектные исследования и концептуальные миссии

Quaoar рассматривался в качестве цели пролета для зонда, которому было поручено исследовать межзвездную среду , поскольку в настоящее время он находится вблизи гелиосферного носа; Понтус Брандт из Лаборатории прикладной физики Джонса Хопкинса и его коллеги изучали зонд, который пролетит мимо Quaoar в 2030-х годах, прежде чем продолжить путь в межзвездную среду через гелиосферный нос. ^{[136] [137]} Среди их интересов в Quaoar - его вероятное исчезновение метановой атмосферы и криовулканизм . ^[136] Миссия, изучаемая Брандтом и его коллегами, будет запущена с использованием SLS и достигнет 30 км/с, используя пролет Юпитера. В качестве альтернативы, для миссии орбитального аппарата, исследование, опубликованное в 2012 году, пришло к выводу, что Иксион и Хуйя являются одними из наиболее осуществимых целей. ^[138] Например, авторы подсчитали, что миссия орбитального аппарата может достичь Иксиона через 17 лет круизного времени, если она будет запущена в 2039 году.

Внесолнечные пояса Койпера

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

К 2006 году астрономы разрешили пылевые диски, которые, как полагают, являются структурами, подобными поясу Койпера, вокруг девяти звезд, кроме Солнца. Они, по-видимому, делятся на две категории: широкие пояса с радиусом более 50 а. е. и узкие пояса (предположительно, как у Солнечной системы) с радиусом от 20 до 30 а. е. и относительно резкими границами. ^[139] Помимо этого, 15–20% звезд солнечного типа имеют наблюдаемый инфракрасный избыток , который предполагает наличие массивных структур, подобных поясу Койпера. ^[140] Большинство известных дисков мусора вокруг других звезд довольно молодые, но два изображения справа, сделанные космическим телескопом Хаббл в январе 2006 года, достаточно старые (примерно 300 миллионов лет), чтобы утвердиться в стабильных конфигурациях. Левое изображение представляет собой «вид сверху» широкого пояса, а правое изображение — «вид с края» узкого пояса. ^{[139] [141]} Компьютерное моделирование пыли в поясе Койпера показывает, что когда она была моложе, она могла напоминать узкие кольца, наблюдаемые вокруг молодых звезд. ^[142]

Смотрите также

• Пояс астероидов
• Список возможных карликовых планет
• Список транснептуновых объектов
• Планета Девять

Примечания

1. В литературе термины «рассеянный диск» и «пояс Койпера» используются непоследовательно . Для некоторых это отдельные популяции; 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 Солнечной системы, проводит различие, ^[20] редакционный выбор для статей Википедии о транснептуновом регионе также заключается в проведении этого различия. В Википедии Эрида, самый массивный известный транснептуновый объект, не является частью пояса Койпера, и это делает Плутон самым массивным объектом пояса Койпера.

Ссылки

1. "Koiper belt". Lexico UK English Dictionary . Oxford University Press . Архивировано из оригинала 26 ноября 2021 г.
2. Стерн, Алан; Колвелл, Джошуа Э. (1997). «Столкновительная эрозия в первичном поясе Эджворта-Койпера и образование щели Койпера размером 30–50 а.е.» The Astrophysical Journal . 490 (2): 879–882. ​​Bibcode :1997ApJ...490..879S. doi : 10.1086/304912 .
3. Delsanti, Audrey & Jewitt, David (2006). Солнечная система за пределами планет (PDF) . Институт астрономии. Гавайский университет. Bibcode :2006ssu..book..267D. Архивировано из оригинала (PDF) 25 сентября 2007 г. . Получено 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 IAU 2006: результаты голосования по резолюции IAU». IAU. Архивировано из оригинала 29 апреля 2014 года . Получено 25 мая 2021 года .
6. Кристенсен, Ларс Линдберг. "МАС называет пятую карликовую планету Хаумеа". МАС. Архивировано из оригинала 25 апреля 2014 года . Получено 25 мая 2021 года .
7. Кристенсен, Ларс Линдберг. "Четвертая карликовая планета по имени Макемаке". IAU. Архивировано из оригинала 16 июня 2019 года . Получено 25 мая 2021 года .
8. Джонсон, Торренс В.; и Лунин, Джонатан И.; Спутник Сатурна Феба как захваченное тело из внешней Солнечной системы , Nature, т. 435, стр. 69–71
9. Крейг Б. Агнор и Дуглас П. Гамильтон (2006). «Захват Нептуном своей луны Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой» (PDF) . Nature . 441 (7090): 192–4. Bibcode :2006Natur.441..192A. doi :10.1038/nature04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июня 2007 г. . Получено 20 июня 2006 г. .
10. Kuiper, GP (1951). «О происхождении солнечной системы». В Hynek, JA (ред.). Astrophysics: A Topical Symposium . 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.; Лунс, М. (1 декабря 1995 г.). «Резонансная структура пояса Койпера и динамика первых пяти транснептуновых объектов». Icarus . 118 (2): 322–340. Bibcode :1995Icar..118..322M. doi :10.1006/icar.1995.1194. ISSN  0019-1035.
14. gunjan.sogani (10 сентября 2022 г.). «Открытие пояса Койпера и его членов». Wondrium Daily . Архивировано из оригинала 1 августа 2023 г. Получено 1 августа 2023 г.
15. "Хулио А. Фернандес". nationalacademyofsciences.org . Архивировано из оригинала 1 августа 2023 г. . Получено 1 августа 2023 г. .
16. Jewitt, David; Luu, Jane (1993). «Открытие кандидата в объекты пояса Койпера 1992 QB1». Nature . 362 (6422): 730–732. Bibcode :1993Natur.362..730J. doi :10.1038/362730a0. S2CID  4359389.
17. "Перспектива частного детектива". New Horizons . 24 августа 2012 г. Архивировано из оригинала 13 ноября 2014 г.
18. Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). «Comet Populations and Cometary Dynamics». В Люси Энн Адамс Макфадден; Пол Роберт Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Academic Press. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
19. Вайсман и Джонсон, 2007, Энциклопедия Солнечной системы , сноска, стр. 584.
20. IAU: Minor Planet Center (3 января 2011 г.). «Список кентавров и объектов рассеянного диска». Центральное бюро астрономических телеграмм, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 29 июня 2017 г. Получено 3 января 2011 г.
21. Жерар ФОР (2004). «Описание системы астероидов по состоянию на 20 мая 2004 года». Архивировано из оригинала 29 мая 2007 года . Получено 1 июня 2007 года .
22. «Где находится край Солнечной системы?». Goddard Media Studios . Центр космических полетов имени Годдарда в НАСА. 5 сентября 2017 г. Архивировано из оригинала 16 декабря 2021 г. Получено 22 сентября 2019 г.
23. Рэндалл, Лиза (2015). Темная материя и динозавры . Нью-Йорк: Ecco/HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.
24. "Что неуместного в термине "пояс Койпера"? (или, Зачем называть вещь в честь человека, который не верил в ее существование?)". International Comet Quarterly . Архивировано из оригинала 8 октября 2019 года . Получено 24 октября 2010 года .
25. Дэвис, Джон К.; Макфарланд, Дж.; Бейли, Марк Э.; Марсден, Брайан Г.; Ип, Висконсин (2008). «Раннее развитие идей относительно транснептунового региона» (PDF) . В М. Антониетта Бараччи; Германн Бёнхардт; Дейл Крукчанк; Алессандро Морбиделли (ред.). Солнечная система за пределами Нептуна . Издательство Университета Аризоны. стр. 11–23. Архивировано из оригинала (PDF) 20 февраля 2015 г. Получено 5 ноября 2014 г.
26. Дэвис, Джон К. (2001). За пределами Плутона: исследование внешних границ Солнечной системы . Cambridge University Press.
27. Койпер, Джерард (1951). «О происхождении Солнечной системы». Труды Национальной академии наук . 37 (1): 1–14. doi : 10.1073/pnas.37.4.233 . PMC 1063291. PMID  16588984 . 
28. Дэвид Джуитт. "ПОЧЕМУ "КОЙПЕР" ПОЯС?". Гавайский университет . Архивировано из оригинала 12 февраля 2019 года . Получено 14 июня 2007 года .
29. Rao, MM (1964). "Decomposition of Vector Measures" (PDF) . Proceedings of the National Academy of Sciences . 51 (5): 771–774. Bibcode :1964PNAS...51..771R. doi : 10.1073/pnas.51.5.771 . PMC 300359 . PMID  16591174. Архивировано (PDF) из оригинала 3 июня 2016 г. . Получено 20 июня 2007 г. . 
30. CT Kowal; W Liller; BG Marsden (1977). «Открытие и орбита /2060/ Хирона». В: Динамика Солнечной системы; Труды симпозиума . 81. Обсерватории Хейла, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики: 245. Bibcode : 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, Н.У.; Бейли, Марк Э. (2004). «Моделирование популяции кентавров I: основная статистика». MNRAS . 354 (3): 798–810. arXiv : astro-ph/0407400 . Bibcode : 2004MNRAS.354..798H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x . S2CID  16002759.
33. Дэвид Джуитт (2002). «От объекта пояса Койпера до ядра кометы: пропавшая ультракрасная материя». The Astronomical Journal . 123 (2): 1039–1049. Bibcode : 2002AJ....123.1039J. doi : 10.1086/338692 . S2CID  122240711.
34. Оорт, Дж. Х. (1950). «Структура облака комет, окружающего Солнечную систему, и гипотеза о его происхождении». Bull. Astron. Inst. Neth . 11 : 91. Bibcode :1950BAN....11...91O.
35. "Koiper Belt | Факты, информация, история и определение". Девять планет . 8 октября 2019 г. Архивировано из оригинала 16 мая 2021 г. Получено 16 августа 2020 г.
36. JA Fernández (1980). «О существовании кометного пояса за Нептуном». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 192 (3): 481–491. Bibcode : 1980MNRAS.192..481F. doi : 10.1093/mnras/192.3.481 .
37. М. Дункан; Т. Куинн и С. Тремейн (1988). "Происхождение короткопериодических комет". Astrophysical Journal . 328 : L69. Bibcode : 1988ApJ...328L..69D. doi : 10.1086/185162 .
38. Марсден, Б.С.; Джуитт, Д.; Марсден, Б.Г. (1993). "1993 FW". IAU Circ . 5730. Minor Planet Center: 1. Bibcode : 1993IAUC.5730....1L.
39. Дайчес, Престон. «10 вещей, которые нужно знать о поясе Койпера». NASA Solar System Exploration . Архивировано из оригинала 10 января 2019 года . Получено 1 декабря 2019 года .
40. "The Kuiper Belt at 20". Astrobiology Magazine . 1 сентября 2012 г. Архивировано из оригинала 30 октября 2020 г. Получено 1 декабря 2019 г.
41. Voosen, Paul (1 января 2019 г.). «Пережив столкновение за пределами Плутона, зонд NASA начинает передавать вид на объект пояса Койпера». Наука . AAAS. Архивировано из оригинала 8 октября 2022 г. Получено 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»?». International Comet Quarterly . Архивировано из оригинала 8 октября 2019 года . Получено 19 декабря 2021 года .
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. "Discovering the Edge of the Solar System". American Scientists.org . 2003. Архивировано из оригинала 15 марта 2009. Получено 23 июня 2007 .
46. Майкл Э. Браун; Маргарет Пан (2004). «Плоскость пояса Койпера» (PDF) . The Astronomical Journal . 127 (4): 2418–2423. Bibcode :2004AJ....127.2418B. doi :10.1086/382515. S2CID  10263724. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 г.
47. Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1998). "Крупные рассеянные планетезимали и возбуждение поясов малых тел" (PDF) . Icarus . 141 (2): 367. Bibcode :1999Icar..141..367P. doi :10.1006/icar.1999.6166. Архивировано из оригинала (PDF) 9 августа 2007 г. . Получено 23 июня 2007 г. .
48. Лунин, Джонатан И. (2003). "Пояс Койпера" (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 9 августа 2007 года . Получено 23 июня 2007 года .
49. Jewitt, D. (февраль 2000 г.). "Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs)". Архивировано из оригинала 9 июня 2007 г. Получено 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, Дж. Л.; и др. (2005). «Глубокое эклиптическое исследование: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция» (PDF) . The Astronomical Journal . 129 (2): 1117–1162. Bibcode :2005AJ....129.1117E. doi : 10.1086/427395 . Архивировано (PDF) из оригинала 21 июля 2013 г. . Получено 18 августа 2012 г. .
52. "Наименование астрономических объектов: малые планеты". Международный астрономический союз . Архивировано из оригинала 16 декабря 2008 года . Получено 17 ноября 2008 года .
53. Petit, J.-M.; Gladman, B.; Kavelaars, JJ; Jones, RL; Parker, J. (2011). "Reality and origin of the Kernel of the classic Kuiper Belt" (PDF) . Совместное заседание EPSC-DPS (2–7 октября 2011 г.). Архивировано (PDF) из оригинала 4 марта 2016 г. . Получено 4 мая 2016 г. .
54. Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера внешним переносом тел во время миграции Нептуна». Nature . 426 (6965): 419–421. Bibcode :2003Natur.426..419L. doi :10.1038/nature02120. PMID  14647375. S2CID  4395099.
55. Стивенс, Дениз К.; Нолл, Кит С. (2006). «Обнаружение шести транснептуновых двойных с помощью NICMOS: высокая доля двойных в холодном классическом диске». The Astronomical Journal . 130 (2): 1142–1148. arXiv : astro-ph/0510130 . Bibcode : 2006AJ....131.1142S. doi : 10.1086/498715. S2CID  204935715.
56. Фрейзер, Уэсли К.; Браун, Майкл Э.; Морбиделли, Алессандро; Паркер, Алекс; Батыгин, Константин (2014). «Распределение абсолютной величины объектов пояса Койпера». The Astrophysical Journal . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Bibcode :2014ApJ...782..100F. doi :10.1088/0004-637X/782/2/100. S2CID  2410254.
57. Левисон, Гарольд Ф.; Стерн, С. Алан (2001). «О зависимости распределения наклона главного пояса Койпера от размера». The Astronomical Journal . 121 (3): 1730–1735. arXiv : astro-ph/0011325 . Bibcode : 2001AJ....121.1730L. doi : 10.1086/319420. S2CID  14671420.
58. Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph/0512256 .
59. Parker, Alex H.; Kavelaars, JJ; Petit, Jean-Marc; Jones, Lynne; Gladman, Brett; Parker, Joel (2011). "Характеристика семи сверхшироких транснептуновых двойных звезд". The Astrophysical Journal . 743 (1): 159. arXiv : 1108.2505 . Bibcode :2011AJ....141..159N. doi :10.1088/0004-6256/141/5/159. S2CID  54187134.
60. Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаэрховен, 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". Minor Planet Center . Архивировано из оригинала 27 октября 2010 года . Получено 23 июня 2007 года .
62. Chiang; Jordan, AB; Millis, RL; Buie, MW; Wasserman, LH; Elliot, JL; et al. (2003). «Занятие резонансов в поясе Койпера: примеры резонансов 5:2 и троянских резонансов». The Astronomical Journal . 126 (1): 430–443. arXiv : astro-ph/0301458 . Bibcode : 2003AJ....126..430C. doi : 10.1086/375207. S2CID  54079935.
63. Wm. Robert Johnston (2007). "Транснептуновые объекты". Архивировано из оригинала 19 октября 2019 года . Получено 23 июня 2007 года .
64. EI Chiang & ME Brown (1999). "Keck Pencil-beam survey for weak Kuiper belt objects" (PDF) . The Astronomical Journal . 118 (3): 1411. arXiv : astro-ph/9905292 . Bibcode :1999AJ....118.1411C. doi :10.1086/301005. S2CID  8915427. Архивировано (PDF) из оригинала 12 июня 2012 г. . Получено 1 июля 2007 г. .
65. Bernstein, GM; Trilling, DE; Allen, RL; Brown, KE; Holman, M.; Malhotra, R. (2004). «Распределение размеров транснептуновых тел». The Astronomical Journal . 128 (3): 1364–1390. arXiv : astro-ph/0308467 . Bibcode : 2004AJ....128.1364B. doi : 10.1086/422919. S2CID  13268096.
66. Майкл Брукс (2005). «13 вещей, которые не имеют смысла». NewScientistSpace.com . Архивировано из оригинала 12 октября 2018 года . Получено 12 октября 2018 года .
67. Говерт Шиллинг (2008). «Тайна Планеты X». New Scientist . Архивировано из оригинала 20 апреля 2015 года . Получено 8 февраля 2008 года .
68. C. de la Fuente Marcos & R. de la Fuente Marcos (январь 2024 г.). «Мимо внешнего края, в неизвестность: структуры за пределами обрыва Койпера». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 527 (1) (опубликовано 20 сентября 2023 г.): L110–L114. arXiv : 2309.03885 . Bibcode : 2024MNRAS.527L.110D. doi : 10.1093/mnrasl/slad132 . Архивировано из оригинала 28 октября 2023 г. Получено 28 сентября 2023 г.
69. Чемберс, КК; и др. (29 января 2019 г.), The Pan-STARRS1 Surveys , arXiv : 1612.05560
70. Флюэллинг, HA; и др. (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 выпускает крупнейший в мире цифровой обзор неба, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики, 19 декабря 2016 г., архивировано из оригинала 21 октября 2022 г. , извлечено 21 октября 2022 г.
72. "На Плутоне могут быть ледяные вулканы, работающие на аммиаке". Журнал Astronomy . 9 ноября 2015 г. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 г.
73. Куцци, Джеффри Н.; Хоган, Роберт К.; Боттке, Уильям Ф. (2010). «К начальным функциям масс для астероидов и объектов пояса Койпера». Icarus . 208 (2): 518–538. arXiv : 1004.0270 . Bibcode :2010Icar..208..518C. doi :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. Nesvorný, David; Youdin, Andrew N.; Richardson, Derek C. (2010). «Формирование двойных звезд пояса Койпера путем гравитационного коллапса». The Astronomical Journal . 140 (3): 785–793. arXiv : 1007.1465 . Bibcode : 2010AJ....140..785N. doi : 10.1088/0004-6256/140/3/785. S2CID  118451279.
76. Хансен, К. (7 июня 2005 г.). "Орбитальная перетасовка для ранней солнечной системы". Geotimes . Архивировано из оригинала 27 сентября 2007 г. Получено 26 августа 2007 г.
77. Циганис, К.; Гомес, Р.; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры гигантских планет Солнечной системы». Nature . 435 (7041): 459–461. Bibcode :2005Natur.435..459T. doi :10.1038/nature03539. PMID  15917800. S2CID  4430973.
78. Томмес, Э. У.; Дункан, М. Дж.; Левисон, Гарольд Ф. (2002). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». The Astronomical Journal . 123 (5): 2862–2883. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode : 2002AJ....123.2862T. doi : 10.1086/339975. S2CID  17510705.
79. Паркер, Алекс Х.; Кавелаарс, Дж. Дж. (2010). «Разрушение малых двойных планет во время рассеяния Нептуна». The Astrophysical Journal Letters . 722 (2): L204–L208. arXiv : 1009.3495 . Bibcode : 2010ApJ...722L.204P. doi : 10.1088/2041-8205/722/2/L204. S2CID  119227937.
80. Ловетт, Р. (2010). «Пояс Койпера может быть рожден в результате столкновений». Nature . doi :10.1038/news.2010.522.
81. Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro (2012). "Статистическое исследование нестабильности ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью гигантскими планетами". The Astronomical Journal . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Bibcode : 2012AJ....144..117N. doi : 10.1088/0004-6256/144/4/117. S2CID  117757768.
82. Несворни, Дэвид (2015). «Доказательства медленной миграции Нептуна из распределения наклона объектов пояса Койпера». The Astronomical Journal . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Bibcode : 2015AJ....150...73N. doi : 10.1088/0004-6256/150/3/73. S2CID  119185190.
83. Несворни, Дэвид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». The Astronomical Journal . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Bibcode : 2015AJ....150...68N. doi : 10.1088/0004-6256/150/3/68. S2CID  117738539.
84. Фрейзер, Уэсли и др. (2017). «Все планетезимали, рожденные вблизи пояса Койпера, сформировались как двойные». Nature Astronomy . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Bibcode :2017NatAs...1E..88F. doi :10.1038/s41550-017-0088. S2CID  118924314.
85. Вольф, Шайлер; Доусон, Ребекка И.; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, которые сохраняют холодный классический пояс Койпера». The Astrophysical Journal . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Bibcode :2012ApJ...746..171W. doi :10.1088/0004-637X/746/2/171. S2CID  119233820.
86. Морбиделли, А.; Гаспар, Х.С.; Несворни, Д. (2014). «Происхождение особого распределения эксцентриситета внутреннего холодного пояса Койпера». Icarus . 232 : 81–87. arXiv : 1312.7536 . Bibcode :2014Icar..232...81M. doi :10.1016/j.icarus.2013.12.023. S2CID  119185365.
87. Браун, Майкл Э. (2012). «Состав объектов пояса Койпера». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 40 (1): 467–494. arXiv : 1112.2764 . Bibcode : 2012AREPS..40..467B. doi : 10.1146/annurev-earth-042711-105352. S2CID  14936224.
88. Дэвид К. Джуитт и Джейн Лу (2004). "Кристаллический водный лед на объекте пояса Койпера (50000) Квавар" (PDF) . Nature . 432 (7018): 731–3. Bibcode :2004Natur.432..731J. doi :10.1038/nature03111. PMID  15592406. S2CID  4334385. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июня 2007 г. . Получено 21 июня 2007 г. .
89. "Изгнанный астероид обнаружен во внешних пределах Солнечной системы – телескопы ESO обнаружили первый подтверждённый богатый углеродом астероид в поясе Койпера". www.eso.org . Архивировано из оригинала 31 мая 2019 г. . Получено 12 мая 2018 г.
90. Dave Jewitt (2004). "Поверхности объектов пояса Койпера". Гавайский университет . Архивировано из оригинала 9 июня 2007 года . Получено 21 июня 2007 года .
91. Jewitt, David; Luu, Jane (1998). «Оптически-инфракрасное спектральное разнообразие в поясе Койпера» (PDF) . The Astronomical Journal . 115 (4): 1667–1670. Bibcode :1998AJ....115.1667J. doi :10.1086/300299. S2CID  122564418. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 г.
92. Jewitt, David C.; Luu, Jane X. (2001). «Цвета и спектры объектов пояса Койпера». The Astronomical Journal . 122 (4): 2099–2114. arXiv : astro-ph/0107277 . Bibcode : 2001AJ....122.2099J. doi : 10.1086/323304. S2CID  35561353.
93. Браун, Р. Х.; Крукшанк, Д. П.; Пендлтон, И.; Видер, Г. Дж. (1997). «Состав поверхности объекта пояса Койпера 1993SC». Science . 276 (5314): 937–9. Bibcode :1997Sci...276..937B. doi :10.1126/science.276.5314.937. PMID  9163038. S2CID  45185392.
94. Вонг, Ян; Браун, Майкл Э. (2017). «Бимодальное распределение цвета малых объектов пояса Койпера». The Astronomical Journal . 153 (4): 145. arXiv : 1702.02615 . Bibcode : 2017AJ....153..145W. doi : 10.3847/1538-3881/aa60c3 . S2CID  30811674.
95. Браун, Майкл Э.; Блейк, Джеффри А.; Кесслер, Жаклин Э. (2000). "Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне яркого объекта пояса Койпера 2000 EB173". The Astrophysical Journal . 543 (2): L163. Bibcode :2000ApJ...543L.163B. CiteSeerX 10.1.1.491.4308 . doi :10.1086/317277. S2CID  122764754. 
96. Ликандро; Олива; Ди Мартино (2001). "NICS-TNG инфракрасная спектроскопия транснептуновых объектов 2000 EB173 и 2000 WR106". Астрономия и астрофизика . 373 (3): L29. arXiv : astro-ph/0105434 . Bibcode : 2001A&A...373L..29L. doi : 10.1051/0004-6361:20010758. S2CID  15690206.
97. Глэдман, Бретт и др. (август 2001 г.). «Структура пояса Койпера». Astronomical Journal . 122 (2): 1051–1066. Bibcode : 2001AJ....122.1051G. doi : 10.1086/322080. S2CID  54756972.
98. Питьева, EV; Питьев, NP (30 октября 2018 г.). «Массы Главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических аппаратов». Astronomy Letters . 44 (89): 554–566. arXiv : 1811.05191 . Bibcode :2018AstL...44..554P. doi :10.1134/S1063773718090050. S2CID  119404378.
99. Несворни, Дэвид; Вокроухлицкий, Дэвид; Боттке, Уильям Ф.; Нолл, Кейт; Левисон, Гарольд Ф. (2011). «Наблюдаемая двоичная дробь устанавливает пределы масштабов столкновительного измельчения в поясе Койпера». The Astronomical Journal . 141 (5): 159. arXiv : 1102.5706 . Bibcode : 2011AJ....141..159N. doi : 10.1088/0004-6256/141/5/159. S2CID  54187134.
100. Морбиделли, Алессандро; Несворни, Дэвид (2020). «Пояс Койпера: формирование и эволюция». Транснептуновая Солнечная система . С. 25–59. arXiv : 1904.02980 . doi :10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3. ISBN 9780128164907. S2CID  102351398.
101. Шенкман, К.; Кавелаарс, Дж. Дж.; Глэдман, Б. Дж.; Александерсен, М.; Кайб, Н.; Пети, Ж.-М.; Баннистер, М. Т.; Чен, И.-Т.; Гвин, С.; Якубик, М.; Волк, К. (2016). "OSSOS. II. Резкий переход в распределении абсолютной величины рассеивающей популяции пояса Койпера". The Astronomical Journal . 150 (2): 31. arXiv : 1511.02896 . Bibcode :2016AJ....151...31S. doi : 10.3847/0004-6256/151/2/31 . S2CID  55213074.
102. Александерсен, Майк; Глэдман, Бретт; Кавелаарс, Дж. Дж.; Пети, Жан-Марк; Гвин, Стивен; Шенкман, Корк (2014). «Тщательно охарактеризованное и отслеживаемое транснептуновое исследование, распределение размеров Плутино и количество нептуновых троянцев». The Astronomical Journal . 152 (5): 111. arXiv : 1411.7953 . doi : 10.3847/0004-6256/152/5/111 . S2CID  119108385.
103. "Hubble Finds Smallest Kuiper Belt Object Ever Seen". HubbleSite. Декабрь 2009. Архивировано из оригинала 25 января 2021 года . Получено 29 июня 2015 года .
104. Шлихтинг, HE; Офек, Е.О.; Венц, М.; Сари, Р.; Гал-Ям, А.; Ливио, М.; и др. (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 др. (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; Хорани, Михай; Багенал, Фран; Брандт, Понтус; Гранди, Уилл; Лиссе, Кэри; Паркер, Джоэл; Поппе, Эндрю Р.; Сингер, Кельси Н.; Стерн, С. Алан; Вербисцер, Энн (1 февраля 2024 г.). "Студенческий счетчик пыли New Horizons Venetia Burney обнаруживает более высокие, чем ожидалось, потоки, приближающиеся к 60 а.е.". Письма в Astrophysical Journal . 961 (2): L38. arXiv : 2401.01230 . Bibcode : 2024ApJ...961L..38D. doi : 10.3847/2041-8213/ad18b0 .
107. "Список кентавров и объектов рассеянного диска". IAU: Minor Planet Center . Архивировано из оригинала 29 июня 2017 года . Получено 27 октября 2010 года .
108. Дэвид Джуитт (2005). «Окружающие объекты масштаба 1000 км». Гавайский университет . Архивировано из оригинала 2 июля 2017 года . Получено 16 июля 2006 года .
109. Крейг Б. Агнор и Дуглас П. Гамильтон (2006). «Захват Нептуном своей луны Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой» (PDF) . Nature . 441 (7090): 192–194. Bibcode :2006Natur.441..192A. doi :10.1038/nature04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июня 2007 г. . Получено 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. Получено 23 июня 2007 г.
111. Майк Браун (2007). «Дисномия, луна Эриды». Калтех . Архивировано из оригинала 17 июля 2012 года . Получено 14 июня 2007 года .
112. "Резолюция B5 и B6" (PDF) . Международный астрономический союз. 2006. Архивировано (PDF) из оригинала 20 июня 2009 года . Получено 2 сентября 2011 года .
113. Grundy, WM; Noll, KS; Buie, MW; Benecchi, SD; Ragozzine, D.; Roe, HG (декабрь 2019 г.). «Взаимная орбита, масса и плотность транснептуновой двойной системы Gǃkúnǁʼhòmdímà ((229762) 2007 UK126)» (PDF) . Icarus . 334 : 30–38. doi :10.1016/j.icarus.2018.12.037. S2CID  126574999. Архивировано (PDF) из оригинала 7 апреля 2019 г.
114. Майк Браун, «Сколько карликовых планет во внешней Солнечной системе?» Архивировано 18 октября 2011 г. на Wayback Machine Доступно 15 ноября 2013 г.
115. Танкреди, Г.; Фавр, СА (2008). «Кто такие карлики в Солнечной системе?». Icarus . 195 (2): 851–862. Bibcode : 2008Icar..195..851T. doi : 10.1016/j.icarus.2007.12.020.
116. Brown, ME ; Van Dam, MA; Bouchez, AH; Le Mignant, D.; Campbell, RD; Chin, JCY; Conrad, A.; Hartman, SK; Johansson, EM; Lafon, RE; Rabinowitz, DL Rabinowitz; Stomski, PJ Jr.; Summers, DM; Trujillo, CA; Wizinowich, PL (2006). "Спутники крупнейших объектов пояса Койпера" (PDF) . The Astrophysical Journal . 639 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/0510029 . Bibcode :2006ApJ...639L..43B. doi :10.1086/501524. S2CID  2578831. Архивировано (PDF) из оригинала 28 сентября 2018 г. Получено 19 октября 2011 г.
117. Agnor, CB; Hamilton, DP (2006). "Захват Нептуном своей луны Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой" (PDF) . Nature . 441 (7090): 192–4. Bibcode :2006Natur.441..192A. doi :10.1038/nature04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано (PDF) из оригинала 3 ноября 2013 г. . Получено 9 июля 2010 г. .
118. "Программа New Frontiers: Научные цели New Horizons". NASA – Программа New Frontiers . Архивировано из оригинала 15 апреля 2015 года . Получено 15 апреля 2015 года .
119. "Команда NASA's New Horizons публикует первые научные результаты пролета пояса Койпера". NASA. 16 мая 2019 г. Архивировано из оригинала 16 декабря 2019 г. Получено 16 мая 2019 г.
120. "Телескоп Хаббл НАСА обнаружил потенциальные цели пояса Койпера для миссии New Horizons Pluto". пресс-релиз . Лаборатория прикладной физики Джонса Хопкинса . 15 октября 2014 г. Архивировано из оригинала 16 октября 2014 г. Получено 16 октября 2014 г.
121. Buie, Marc (15 октября 2014 г.). "Результаты поиска New Horizons HST KBO: отчет о состоянии" (PDF) . Space Telescope Science Institute . стр. 23. Архивировано из оригинала (PDF) 27 июля 2015 г. . Получено 29 августа 2015 г. .
122. Lakdawalla, Emily (15 октября 2014 г.). "Наконец-то! У New Horizons появилась вторая цель". Блог Planetary Society . Planetary Society . Архивировано из оригинала 15 октября 2014 г. Получено 15 октября 2014 г.
123. "Hubble to Proceed with Full Search for New Horizons Targets". Пресс-релиз HubbleSite . Space Telescope Science Institute . 1 июля 2014 г. Архивировано из оригинала 12 мая 2015 г. Получено 15 октября 2014 г.
124. Stromberg, Joseph (14 апреля 2015 г.). «Зонд NASA New Horizons посетил Плутон — и только что прислал свои первые цветные фотографии». Vox . Архивировано из оригинала 6 апреля 2020 г. Получено 14 апреля 2015 г.
125. Кори С. Пауэлл (29 марта 2015 г.). «Алан Стерн о чудесах Плутона, потерянном близнеце New Horizons и всей этой истории с «карликовой планетой». Discover . Архивировано из оригинала 16 ноября 2019 г. Получено 29 августа 2015 г.
126. Porter, SB; Parker, AH; Buie, M.; Spencer, J.; Weaver, H.; Stern, SA; Benecchi, S.; Zangari, AM; Verbiscer, A.; Gywn, S.; Petit, J. -M.; Sterner, R.; Borncamp, D.; Noll, K.; Kavelaars, JJ; Tholen, D.; Singer, KN; Showalter, M.; Fuentes, C.; Bernstein, G.; Belton, M. (2015). "Орбиты и доступность потенциальных целей встречи с объектами KBO New Horizons" (PDF) . USRA-Houston (1832): 1301. Bibcode : 2015LPI....46.1301P. Архивировано из оригинала (PDF) 3 марта 2016 г.
127. Маккиннон, Мика (28 августа 2015 г.). «New Horizons Locks Onto Next Target: Let’s Explore the Kuiper Belt!». Архивировано из оригинала 31 декабря 2015 г.
128. Дуэйн Браун / Лори Кантильо (1 июля 2016 г.). «New Horizons получает продление миссии в пояс Койпера, Dawn остается на Церере». NASA. Архивировано из оригинала 20 августа 2016 г. Получено 15 мая 2017 г.
129. New Horizons запечатлел блуждающий объект пояса Койпера неподалеку. Архивировано 26 ноября 2021 г. на Wayback Machine spacedaily.com Лорел Мэриленд (SPX). 7 декабря 2015 г.
130. Корум, Джонатан (10 февраля 2019 г.). «New Horizons Glimpses the Flattened Shape of Ultima Thule – Космический аппарат NASA New Horizons пролетел мимо самого далекого объекта, который когда-либо посещался: крошечного фрагмента ранней Солнечной системы, известного как 2014 MU69 и получившего прозвище Ultima Thule. – Interactive». The New York Times . Архивировано из оригинала 24 декабря 2021 г. . Получено 11 февраля 2019 г.
131. Холл, Лора (5 апреля 2017 г.). «Fusion-Enabled Pluto Orbiter and Lander». NASA . Архивировано из оригинала 21 апреля 2017 г. Получено 13 июля 2018 г.
132. "Global Aerospace Corporation представит концепцию посадочного модуля Плутона NASA". EurekAlert! . Архивировано из оригинала 21 января 2019 года . Получено 13 июля 2018 года .
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. "Haumea: Technique and Rationale". www.centauri-dreams.org . Архивировано из оригинала 13 июля 2018 г. Получено 13 июля 2018 г.
135. «Драматическое путешествие New Horizons к Плутону раскрыто в новой книге». Space.com . Архивировано из оригинала 13 июля 2018 г. . Получено 13 июля 2018 г. .
136. TVIW (4 ноября 2017 г.), 22. Первый явный шаг человечества к достижению другой звезды: миссия межзвездного зонда, заархивировано из оригинала 30 октября 2021 г. , извлечено 24 июля 2018 г.
137. "Triennial Earth Sun-Summit". Архивировано из оригинала 3 августа 2020 года . Получено 24 июля 2018 года .
138. Gleaves, Ashley; Allen, Randall; Tupis, Adam; Quigley, John; Moon, Adam; Roe, Eric; Spencer, David; Youst, Nicholas; Lyne, James (13 августа 2012 г.). Обзор возможностей миссий к транснептуновым объектам – Часть II, Орбитальный захват . Конференция специалистов по астродинамике AIAA/AAS, Миннеаполис, Миннесота. Рестон, Вирджиния: Американский институт аэронавтики и астронавтики. doi :10.2514/6.2012-5066. ISBN 9781624101823. S2CID  118995590.
139. Калас, Пол; Грэм, Джеймс Р.; Клэмпин, Марк К.; Фицджеральд, Майкл П. (2006). "Первые рассеянные световые изображения дисков-обломков вокруг HD 53143 и HD 139664". The Astrophysical Journal . 637 (1): L57. arXiv : astro-ph/0601488 . Bibcode :2006ApJ...637L..57K. doi :10.1086/500305. S2CID  18293244.
140. Trilling, DE; Bryden, G.; Beichman, CA; Rieke, GH; Su, KYL; Stansberry, JA; Blaylock, M.; Stapelfeldt, KR; Beeman, JW; Haller, EE (февраль 2008 г.). «Диски мусора вокруг звезд, подобных Солнцу». The Astrophysical Journal . 674 (2): 1086–1105. arXiv : 0710.5498 . Bibcode :2008ApJ...674.1086T. doi :10.1086/525514. S2CID  54940779.
141. "Пыльные планетарные диски вокруг двух соседних звезд напоминают наш пояс Койпера". 2006. Архивировано из оригинала 9 июля 2016 года . Получено 1 июля 2007 года .
142. Кучнер, М. Дж.; Старк, К. К. (2010). «Модели столкновительного груминга пылевого облака пояса Койпера». The Astronomical Journal . 140 (4): 1007–1019. arXiv : 1008.0904 . Bibcode : 2010AJ....140.1007K. doi : 10.1088/0004-6256/140/4/1007. S2CID  119208483.

Внешние ссылки

• Страница Дэйва Джуитта в UCLA
  • Название пояса
• Список короткопериодических комет по семействам
• Профиль пояса Койпера по исследованию Солнечной системы НАСА
• Электронный информационный бюллетень пояса Койпера
• Страница TNO У. Роберта Джонстона
• Центр малой планеты: схема внешней части Солнечной системы, иллюстрирующая щель Койпера
• Список ТНОС