Рассеянный диск солнечной системы это
Обновлено: 07.07.2024
Рассеянный диск (или рассеянный диск ) является дальней околозвездной диской в Солнечной системе , которая является малонаселенной ледяными малыми телами Солнечной системы , которые являются подмножеством более широкого семейства транснептуновых объектов . Объекты с рассеянным диском (SDO) имеют эксцентриситет орбиты до 0,8, наклон до 40 ° и перигелии более 30 астрономических единиц (4,5 × 10 9 км; 2,8 × 10 9). миль). Считается, что эти экстремальные орбиты являются результатом гравитационного «рассеяния» газовыми гигантами , и объекты продолжают подвергаться возмущениям со стороны планеты Нептун .
Хотя ближайшие объекты рассеянного диска приближаются к Солнцу примерно на 30–35 а.е., их орбиты могут простираться далеко за пределы 100 а.е. Это делает рассеянные объекты одними из самых холодных и самых далеких объектов Солнечной системы. [1] Самая внутренняя часть рассеянного диска перекрывается областью орбитальных объектов в форме тора, традиционно называемой поясом Койпера , [2] но его внешние границы простираются гораздо дальше от Солнца и выше и ниже эклиптики, чем пояс Койпера. ремень собственноручно. [а]
Из-за его нестабильного характера астрономы теперь считают рассеянный диск местом происхождения большинства периодических комет в Солнечной системе, при этом кентавры , совокупность ледяных тел между Юпитером и Нептуном, являются промежуточной стадией миграции объекта из диск во внутреннюю Солнечную систему. [4] В конце концов, возмущения от планет-гигантов направляют такие объекты к Солнцу, превращая их в периодические кометы. Также считается, что многие объекты предлагаемого облака Оорта возникли из рассеянного диска. Отдельные объекты не сильно отличаются от рассеянных дисковых объектов, а некоторые, например, Sedna иногда считались включенными в эту группу.
Содержание
Традиционно в астрономии для обнаружения объектов в Солнечной системе использовались такие устройства, как мерцание-компаратор , поскольку эти объекты перемещались между двумя экспозициями - это требовало затратных по времени шагов, таких как экспонирование и проявка фотопластинок или пленок , а затем люди использовали компаратор мигания. для ручного обнаружения перспективных объектов. В 1980-х годах использование камер на основе ПЗС в телескопах позволило напрямую создавать электронные изображения, которые затем можно было легко оцифровать и преобразовать в цифровые изображения.. Поскольку ПЗС-матрица улавливала больше света, чем пленка (около 90% против 10% падающего света), и теперь мигание можно было выполнять на регулируемом экране компьютера, исследования позволили повысить производительность. Результатом стал поток новых открытий: в период с 1992 по 2006 год было обнаружено более тысячи транснептуновых объектов [5].
Первым объектом рассеянного диска (SDO), который был признан таковым, был TL 66 1996 года [6] [7], первоначально идентифицированный в 1996 году астрономами из Мауна-Кеа на Гавайях. Еще три были выявлены в ходе того же опроса в 1999 году: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 и 1999 CF 119 . [8] Первым объектом, который в настоящее время классифицируется как SDO, был обнаружен TL 8 1995 года , обнаруженный в 1995 году компанией Spacewatch . [9]
По состоянию на 2011 год было идентифицировано более 200 SDO, [10] включая Gǃkúnǁʼhòmdímà (обнаруженный Швамбом, Брауном и Рабиновицем), [11] 2002 TC 302 ( NEAT ), Эрис (Браун, Трухильо и Рабиновиц), [12] Седна (Браун, Трухильо и Рабинович) [13] и 2004 VN 112 ( Глубокая эклиптическая съемка ). [14] Хотя количество объектов в поясе Койпера и рассеянном диске предполагается примерно одинаковым, систематическая ошибка наблюдений из-за их большего расстояния означает, что на сегодняшний день наблюдалось гораздо меньше SDO. [15]
Эксцентриситет и наклон населения рассеянного диска по сравнению с классическим и резонансным 5: 2 объектами пояса КойпераИзвестные транснептуновые объекты часто делятся на две субпопуляции: пояс Койпера и рассеянный диск. [16] Был выдвинут третий резервуар транснептуновых объектов, облако Оорта , хотя никаких подтвержденных прямых наблюдений за облаком Оорта сделано не было. [2] Некоторые исследователи также предполагают переходное пространство между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта, заполненное « отдельными объектами ». [17]
Пояс Койпера представляет собой относительно толстый тор (или «бублик») пространства, простирающийся от 30 до 50 а.е. [18], состоящий из двух основных популяций объектов пояса Койпера (KBO): классических объектов пояса Койпера (или «кубевано»). ), лежащие на нетронутых Нептуном орбитах, и резонансные объекты пояса Койпера ; те, которые Нептун зафиксировал в точном орбитальном соотношении, таком как 2: 3 (объект обращается дважды на каждые три орбиты Нептуна) и 1: 2 (объект обращается один раз на каждые две орбиты Нептуна). Эти отношения, называемые орбитальными резонансами, позволяют КБО существовать в регионах, которые гравитационное влияние Нептуна в противном случае исчезло бы за время существования Солнечной системы, поскольку объекты никогда не оказываются достаточно близко к Нептуну, чтобы их могло рассеять его гравитация. Те, которые находятся в резонансах 2: 3, известны как « плутино », потому что Плутон является самым большим членом их группы, тогда как те, которые находятся в резонансах 1: 2, известны как « двойники ».
В отличие от пояса Койпера, популяция рассеянного диска может быть нарушена Нептуном. [19] Объекты с рассеянным диском попадают в гравитационный диапазон Нептуна при ближайшем приближении (
30 а.е.), но их самые дальние расстояния достигают во много раз больше. [17] Текущие исследования [20] предполагают, что кентавры , класс ледяных планетоидов, которые вращаются между Юпитером и Нептуном, могут быть просто SDO, брошенными Нептуном во внутренние пределы Солнечной системы, что делает их «цис-нептуновыми», а не транснептуновые рассеянные объекты. [21] Некоторые объекты, такие как (29981) 1999 TD 10 , стирают различие [22] и Центр малых планет(MPC), который официально каталогизирует все транснептуновые объекты , теперь объединяет кентавров и SDO. [10]
Однако MPC проводит четкое различие между поясом Койпера и рассеянным диском, отделяя объекты на стабильных орбитах (пояс Койпера) от объектов на рассеянных орбитах (рассеянный диск и кентавры). [10] Однако разница между поясом Койпера и рассеянным диском не очевидна, и многие астрономы рассматривают рассеянный диск не как отдельную популяцию, а как внешнюю область пояса Койпера. Другой используемый термин - «рассеянный объект пояса Койпера» (или SKBO) для тел рассеянного диска. [23]
Морбиделли и Браун предполагают, что разница между объектами в поясе Койпера и объектами рассеянного диска состоит в том, что последние тела «перемещаются по большой полуоси при близких и далеких столкновениях с Нептуном» [16], но первые не испытывали такого близкого расстояния. встречи. Это разграничение неадекватно (как они отмечают) относительно возраста Солнечной системы, поскольку тела, «захваченные резонансами», могут «переходить из фазы рассеяния в фазу без рассеяния (и наоборот) много раз». [16] То есть транснептуновые объекты могут перемещаться между поясом Койпера и рассеянным диском с течением времени. Поэтому они решили вместо этого определять регионы, а не объекты, определяя рассеянный диск как «область орбитального пространства, которую могут посещать тела, встретившие Нептун» в радиусе сферы Хилла , а пояс Койпера - как его «дополнение . в районе а > 30 а. е.»; область Солнечной системы, населенная объектами с большой полуосью более 30 а.е. [16]
Центр малых планет классифицирует транснептуновый объект 90377 Седна как объект с рассеянным диском. Его первооткрыватель Майкл Э. Браун предложил вместо этого рассматривать его как внутренний объект облака Оорта, а не как часть рассеянного диска, потому что с расстоянием в перигелии 76 а.е. он слишком удален, чтобы на него могло повлиять гравитационное притяжение. внешних планет. [24] Согласно этому определению, объект с перигелием более 40 а.е. можно классифицировать как находящийся за пределами рассеянного диска. [25]
Седна - не единственный такой объект: (148209) 2000 CR 105 (обнаружено до Седны) и 2004 VN 112 имеют перигелий слишком далеко от Нептуна, чтобы на него влиять. Это привело к дискуссии среди астрономов о новом наборе малых планет, названном расширенным рассеянным диском ( E-SDO ). [26] 2000 CR 105 также может быть внутренним объектом облака Оорта или (что более вероятно) переходным объектом между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта. Совсем недавно, эти объекты были переданы как «удаленные» , [27] или удаленные объекты , отдельные ( ПДИ ). [28]
Четких границ между рассеянными и оторванными областями нет. [25] Gomes et al. определяют SDO как имеющие «сильно эксцентричные орбиты, перигелии за Нептуном и большие полуоси за пределами резонанса 1: 2». Согласно этому определению, все удаленные объекты являются SDO. [17] Поскольку орбиты оторвавшихся объектов не могут быть созданы рассеянием Нептуна, были предложены альтернативные механизмы рассеяния, включая проходящую звезду [29] [30] или далекий объект размером с планету . [28] Было высказано предположение, что эти объекты были сняты с проходящей звезды. [31]
Схема, представленная в отчете Deep Ecliptic Survey 2005 г., сделанном JL Elliott et al. различает две категории: рассеянные-близкие (т. е. типичные SDO) и рассеянные-расширенные (т. е. отдельные объекты). [32] Рассеянные близкие объекты - это те, чьи орбиты нерезонансны, не пересекают планетарные орбиты и имеют параметр Тиссерана (относительно Нептуна) меньше 3. [32] Рассеянные расширенные объекты имеют параметр Тиссерана (относительный к Нептуну) больше 3 и имеют усредненный по времени эксцентриситет больше 0,2. [32]
Альтернативная классификация, представленная Б. Дж. Гладманом , Б. Г. Марсденом и К. Ван Лаерховеном в 2007 г., использует интеграцию орбиты за 10 миллионов лет вместо параметра Тиссерана. [33] Объект квалифицируется как SDO, если его орбита не является резонансной, имеет большую полуось не более 2000 а.е., а во время интегрирования его большая полуось показывает отклонение на 1,5 а.е. или больше. [33] Гладман и др. предложите термин " рассеивающий диск", чтобы подчеркнуть нынешнюю подвижность. [33] Если объект не является SDO в соответствии с приведенным выше определением, но эксцентриситет его орбиты больше 0,240, он классифицируется как отдельный TNO . [33] (Объекты с меньшим эксцентриситетом считаются классическими.) В этой схеме диск простирается от орбиты Нептуна до 2000 а.е., области, называемой внутренним облаком Оорта.
Разбросанный диск - очень динамичная среда. [15] Поскольку они все еще могут быть возмущены Нептуном, орбиты SDO всегда находятся под угрозой нарушения; либо быть отправленным наружу, в облако Оорта, либо внутрь, в популяцию кентавров и, в конечном итоге, в семейство комет Юпитера. [15] По этой причине Gladman et al. предпочитают называть эту область диском рассеяния, а не рассеянным. [33] В отличие от объектов пояса Койпера (KBOs), орбиты объектов с рассеянным диском могут быть наклонены на 40 ° от эклиптики . [34]
SDO обычно характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом с большой полуосью, превышающей 50 а.е., но их перигелии делают их подверженными влиянию Нептуна. [35] Перигелий около 30 а.е. - одна из определяющих характеристик рассеянных объектов, так как это позволяет Нептуну проявлять свое гравитационное влияние. [8]
Классические объекты ( кубевано ) сильно отличаются от рассеянных объектов: более 30% всех кубевано находятся на мало наклонных, почти круглых орбитах, эксцентриситет которых достигает максимума 0,25. [36] Классические объекты обладают эксцентриситетом от 0,2 до 0,8. Хотя наклоны рассеянных объектов аналогичны наклонам более экстремальных KBO, очень немногие рассеянные объекты имеют орбиты, столь же близкие к эклиптике, как большая часть населения KBO. [15]
Хотя движения в рассеянном диске являются случайными, они имеют тенденцию следовать схожим направлениям, а это означает, что SDO могут попасть во временные резонансы с Нептуном. Примеры возможных резонансных орбит внутри рассеянного диска включают 1: 3, 2: 7, 3:11, 5:22 и 4:79. [17]
Рассеянный диск еще плохо изучен: еще не предложена модель образования пояса Койпера и рассеянного диска, объясняющая все их наблюдаемые свойства. [16]
Согласно современным моделям, рассеянный диск образовался, когда объекты пояса Койпера (KBO) были «разбросаны» по эксцентрическим и наклонным орбитам в результате гравитационного взаимодействия с Нептуном и другими внешними планетами . [37] Продолжительность этого процесса остается неопределенной. Одна гипотеза оценивает период, равный всему возрасту Солнечной системы; [38] второй утверждает, что рассеяние произошло относительно быстро в эпоху ранней миграции Нептуна . [39]
Модели непрерывного образования на протяжении всей эпохи Солнечной системы показывают, что при слабых резонансах в пределах пояса Койпера (например, 5: 7 или 8: 1) или на границах более сильных резонансов объекты могут развивать слабую орбитальную нестабильность на протяжении миллионов годы. В частности, резонанс 4: 7 имеет большую нестабильность. KBO также могут быть переведены на нестабильные орбиты путем близкого прохождения массивных объектов или столкновений. Со временем из этих разрозненных событий постепенно образовался бы рассеянный диск. [17]
Компьютерное моделирование также предложило более быстрое и раннее формирование рассеянного диска. Современные теории показывают, что ни Уран, ни Нептун не могли образоваться in situ за пределами Сатурна, поскольку на этом расстоянии существовало слишком мало первичной материи, чтобы производить объекты такой большой массы. Вместо этого эти планеты и Сатурн, возможно, сформировались ближе к Юпитеру, но были выброшены наружу во время ранней эволюции Солнечной системы, возможно, за счет обмена угловым моментом с рассеянными объектами. [40] Как только орбиты Юпитера и Сатурна сместились в резонанс 2: 1 (две орбиты Юпитера для каждой орбиты Сатурна), их объединенное гравитационное притяжение нарушило орбиты Урана и Нептуна, отправив Нептун во временный «хаос» прото-Койпера. пояс. [39] По мере того, как Нептун путешествовал наружу, он разбрасывал многие транснептуновые объекты на более высокие и эксцентричные орбиты. [37] [41] Эта модель утверждает, что 90% или более объектов в рассеянном диске могли быть «продвинуты на эти эксцентрические орбиты резонансами Нептуна во время эпохи миграции . [поэтому] рассеянный диск мог быть не таким. разбросанный." [40]
Рассеянные объекты, как и другие транснептуновые объекты, имеют низкую плотность и состоят в основном из замороженных летучих веществ, таких как вода и метан . [42] Спектральный анализ отдельных поясов Койпера и рассеянных объектов выявил признаки аналогичных соединений. И Плутон, и Эрида, например, показывают метан. [43]
Первоначально астрономы предполагали, что все транснептуновое население будет иметь такой же красный цвет поверхности, поскольку считалось, что они произошли в одном регионе и подверглись одним и тем же физическим процессам. [42] В частности, ожидалось, что SDO будут иметь большое количество поверхностного метана, химически преобразованного в сложные органические молекулы под действием энергии Солнца. Это поглотит синий свет, создав красноватый оттенок. [42] Большинство классических объектов отображают этот цвет, но рассеянные объекты - нет; вместо этого они имеют белый или сероватый оттенок. [42]
Одно из объяснений - обнажение более белых подповерхностных слоев в результате ударов; во-вторых, большее расстояние рассеянных объектов от Солнца создает градиент состава, аналогичный градиенту состава планет земной группы и газовых гигантов. [42] Майкл Э. Браун, первооткрыватель рассеянного объекта Эрида, предполагает, что его более бледный цвет мог быть вызван тем, что на его нынешнем расстоянии от Солнца атмосфера метана заморожена по всей его поверхности, создавая слой толщиной в несколько дюймов. ярко-белый лед. Плутон, напротив, находясь ближе к Солнцу, будет достаточно теплым, чтобы метан замерзал только в более прохладных областях с высоким альбедо , оставляя области, покрытые толином с низким альбедо, голыми. [43]
.jpg/440px-Tempel_1_(PIA02127).jpg)
Первоначально считалось, что пояс Койпера является источником эклиптических комет Солнечной системы . Однако исследования этого региона с 1992 года показали, что орбиты внутри пояса Койпера относительно стабильны, а эклиптические кометы происходят от рассеянного диска, где орбиты обычно менее стабильны. [44]
Кометы условно можно разделить на две категории: короткопериодические и долгопериодические, причем считается, что последние происходят из облака Оорта. Две основные категории короткопериодических комет - это кометы семейства Юпитера (JFC) и кометы типа Галлея . [15] Кометы типа Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , предположительно возникли в облаке Оорта, но были втянуты во внутреннюю часть Солнечной системы гравитацией планет-гигантов, [45] тогда как Считается, что JFC возникли из рассеянного диска. [19] Кентавры считаются динамически промежуточной стадией между рассеянным диском и семейством Юпитера. [20]
Между SDO и JFC есть много различий, хотя многие кометы семейства Юпитера, возможно, возникли в рассеянном диске. Хотя кентавры имеют красноватую или нейтральную окраску со многими SDO, их ядра более голубые, что указывает на фундаментальные химические или физические различия. [45] Одна из гипотез состоит в том, что ядра комет всплывают на поверхность по мере приближения к Солнцу из подповерхностных материалов, которые впоследствии хоронят более старый материал. [45]
Происхождение рассеянного диска остаётся до сих пор невыясненным, хотя среди астрономов преобладает мнение, что он сформировался, когда объекты пояса Койпера были «рассеяны» за счёт гравитационного взаимодействия с внешними планетами, главным образом Нептуном, приобретя большие эксцентриситеты и наклонения орбит. В то время как пояс Койпера — относительно круглый и плоский «бублик», располагающийся на участке от 30 до 44 а. е. с принадлежащими ему объектами, находящимися на автономных круговых орбитах (кьюбивано) или слегка эллиптических резонансных орбитах (2:3 — плутино, и 1:2), рассеянный диск в сравнении с ним — гораздо более непостоянная среда. Объекты рассеянного диска часто могут, как в случае с Эридой, путешествовать «по вертикали» почти на такие же расстояния, как и «по горизонтали». Моделирование показывает, что орбиты объектов рассеянного диска могут быть блуждающими и нестабильными и что дальнейшая судьба этих объектов — постоянно выбрасываться из середины Солнечной системы в облако Оорта или ещё дальше.
Существует предположение, что кентавры могут быть просто объектами, подобными объектам рассеянного диска, которые были «выброшены» из пояса Койпера не наружу, а внутрь, и сделались «цис-нептуновыми» объектами рассеянного диска. В самом деле, некоторые объекты, подобные (29981) 1999 TD10, размывают границу между этими двумя семействами, разделёнными орбитой Нептуна, и Центр малых планет (MPC) сейчас относит кентавры и объекты рассеянного диска к одной категории. Осознавая размывание классификации, некоторые учёные используют термин «рассеянный объект пояса Койпера» как единый термин для обоих типов — кентавров и тел рассеянного диска.
Хотя ТНО 90377 Седна официально относится к SDO по классификации MPC, её первооткрыватель Майкл Браун высказал мнение, что Седну следует скорее отнести к внутренней части облака Оорта, а не к рассеянному диску, поскольку величина её перигелия в 76 а. е. слишком велика, чтобы этот объект испытывал заметное притяжение со стороны внешних планет. Такое рассуждение ведёт к тому, что отсутствие гравитационного взаимодействия с внешними планетами исключает ТНО из группы объектов рассеянного диска, определяя таким образом внешнюю границу рассеянного диска где-то между Седной и более традиционными SDO, подобными Эриде. Если Седна за пределами рассеянного диска, она не может быть уникальной; (148209) 2000 CR105, который был открыт раньше Седны, также может быть объектом внутренней части облака Оорта или же, что более вероятно, переходным объектом между рассеянным диском и внутренней частью облака Оорта.
Такие объекты, относимые к «обособленным» объектам (detached SDO), имеют орбиты, которые не могли образоваться из-за влияния Нептуна. Вместо этого предлагается большое количество объяснений, включая близкий проход другой звезды или удалённого объекта размера планеты.
Орбиты
Рассеянный диск и объекты пояса Койпера.
Первым объектом, признанным SDO, был (15874) 1996 TL66, впервые идентифицированный в 1996 году астрономами обсерватории Мауна-Кеа. Первым открытым объектом, в настоящее время классифицируемым как SDO, является (48639) 1995 TL8, обнаруженный Spacewatch.Перигелий
Обычно рассеянные объекты характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом, но их перигелий составляет не менее 35 а. е., не испытывая прямого влияния Нептуна. Плутино так же, как резонансные объекты с резонансом 2:5, могут проходить ближе к Нептуну, поскольку их орбиты защищены резонансом. Условие перигелий > 35 а. е. — одна из определяющих характеристик объектов рассеянного диска.
Экстремалы
Объекты рассеянного диска в сравнении с классическими объектами.
В рассеянном диске экстремальный эксцентриситет и большое наклонение орбит является нормой, а круговые орбиты, наоборот, являются исключением. Некоторые необычные орбиты на рисунке сверху отмечены жёлтым пунктиром:-
1999 TD10 имеет орбиту с экстремальным эксцентриситетом (
Есть ли порядок в хаосе?
Резонансные объекты не считаются членами рассеянного диска. Однако меньшие резонансы тоже заселены и компьютерное моделирование показывает, что многие объекты могут быть на самом деле в слабом резонансе с большим порядком (6:11, 4:9, 3:7, 5:12, 3:8, 2:7, 1:4). Цитируя слова одного из исследователей:
рассеянный диск может быть не таким и рассеянным.
Сравнение объектов рассеянного диска и классических объектов
Вставки на диаграмме сравнивают эксцентриситеты и наклонения объектов рассеянного диска с кьюбивано. Каждый маленький закрашенный квадрат отображает количество объектов в процентном отношении в заданном диапазоне эксцентриситетов e и наклонений i. Относительное количество объектов в квадрате представлено картографическими цветами высот (от малого количества, обозначенного зелёными долинами, до коричневых вершин).
Эти две популяции очень сильно различаются: более 30 % всех кьюбивано имеют малое наклонение, близкие к круговым орбиты («пик» в левом нижнем углу) и максимум эксцентриситетов на 0,25. Рассеянные объекты, напротив, как следует из названия, рассеяны. Большинство известной популяции имеют эксцентриситет в диапазоне 0,25—0,55. Два локальных пика соответствуют e в диапазоне 0,25—0,35, наклонению 15—20°, и e в диапазоне 0,5—0,55, низкому i<10° соответственно. Обособленные экстремальные орбиты отображены зелёным. Характерно, что не известно объектов рассеянного диска с эксцентриситетом менее 0,3 (за исключением 2004 XR190).
Эксцентриситет в большей мере, чем наклонение орбиты, является отличительным атрибутом семейства объектов рассеянного диска.
Графики орбит
Графики слева в более традиционном виде представляют виды с полюса и эклиптики (спрямлённых) орбит объектов рассеянного диска (чёрные) на фоне кьюбивано (синие) и резонансных (2:5) объектов (зелёные). Как ещё не классифицированные, объекты в диапазоне 50—100 а. е. нарисованы серым.Жирное синее кольцо является не художественным отображением, а реальными графиками сотен перекрывающихся орбит классических объектов, полностью оправдывая название «пояс» (классические или кьюбивано). Наименьший перигелий, упоминавшийся выше, иллюстрируется красным кругом. В отличие от SDO, резонансные объекты достигают орбиты Нептуна (жёлтая).
На виде со стороны эклиптики, дуги отображают те же наименьший перигелий в 35 а. е. (красный) и орбиту Нептуна (
30 а. е., жёлтая). Как показывает этот вид, само по себе наклонение не позволяет отличить SDO от классических объектов. Вместо этого, эксцентриситет является отличительным атрибутом (длинные отрезки к афелию).
Обособленные объекты или расширенный рассеянный диск?
Распределение рассеянных и обособленных объектов. Заметьте, что расположение на диаграмме представляет большую полуось орбиты (среднее расстояние до Солнца), а не текущее положение объекта. Седна сейчас на самом деле ближе, чем Эрида.
Недавно открытые объекты (148209) 2000 CR105 и 2004 VN112 с перигелием, слишком далёким от Нептуна, чтобы он мог оказывать на них влияние, привели к дискуссии среди астрономов о новом подмножестве малых планет, называемом Расширенный рассеянный диск — Extended scattered disc (E-SDO). Впоследствии эти объекты стали называть обособленными объектами — detached objects, или Distant Detached Objects (DDO).Классификация, предложенная командой Deep Ecliptic Survey, вносит формальное разграничение между ближними рассеянными объектами (которые были рассеяны за счёт взаимодействия с Нептуном) и расширенными рассеянными объектами (таких как Седна), используя значение критерия Тиссерана, равное 3.
Диаграмма показывает все хорошо известные рассеянные и обособленные объекты вместе с крупнейшими объектами пояса Койпера для сравнения. Очень большой эксцентриситет Седны и (87269) 2000 OO67 частично показан красными отрезками, исходящими из перигелия и заканчивающимися в афелии, который находится за пределами рисунка (>900 а. е. и >1060 а. е. соответственно). Ещё больший афелий у объекта 2006 SQ372 — 2140 а. е.
Рассеянный диск – это мало изученная область Солнечной системы, расположенная за орбитой Нептуна, достигая далее более чем 100 а.я. от Солнца, отклоняется более чем на 40 ° выше и ниже эклиптики. В этой области, находятся многих малых тел орбиты которых имеют высокий эксцентриситет и наклон от эклиптики.
Внутренние области диска совпадает с поясом Койпера и в научной литературе, и в научной литературе часто мало отличаются в описаниях друг от друга. Некоторые астрономы предлагают расширить определение пояса Койпера, что бы включить в него и области рассеянного диска.
В связи с нестабильностью орбит объектов рассеянного диска, он считается главным источником большинства периодических комет, астероидов. На объекты рассеянного диска влияют газовые гиганты, в первую очередь Нептун, влияние гравитации газовых гигантов, в конце концов, отправляет объект или в направлении Солнца, или, наоборот, на очень далекие орбиты Облако Оорта.
Как открыт и описан Рассеянный диск Солнечной системы?
В 1992 году Плутон был единственным известным объектом в Солнечной системе за орбитой Нептуна.
Но астрономы предполагали, что за орбитой Плутона должны находиться иные объекты Солнечной системы.
В 80-х годах двадцатого века, началось использование телескопов, с сохранением изображения на компьютере, что позволило сравнивать снимки неба в различных точках, в различное время.
Это вызвало шквал новых открытий. В период между 1992 и 2006 найдено более 1000 транснептуновых объектов, то есть небесных тел, чья орбита находится за орбитой Нептуна.
Подавляющее большинство этих объектов распространено примерно в плоскости эклиптики, и движутся по круговым орбитам. Это согласуется с ожидаемой структурой пояса Койпера. Среди объектов были замечены и те, чьи орбиты являются очень вытянутыми, а так же наклоненными к плоскости эклиптики под большим углом.
Первый подобный объект был обнаружен в 1996 году, ему присвоено наименование - 1996 TL 66. Его орбита вытянута от 35 а.е. до 132 а.е. от Солнца.
Еще три объекта были открыты в 1999 году: 1999 CV 118, 1999 CY 1999 CF 118 и 119. Постепенно, астрономы начали классифицировать все эти объекты в отдельную группу.
Орбиты этих тел выходили далеко за пределы теоретической области пояса Койпера.
Ученым в настоящий момент известно более 330 объектов рассеянного диска. Наиболее крупные из них, - Eris , он имеет массу примерно на 27% больше, чем Плутон.
Число объектов рассеянного диска примерно равно с количеством тел в поясе Койпера, но существенно большие расстояние от Солнца и больший наклон орбиты к эклиптике выделяют их в отдельную группу – Рассеянный диск.
Рассеянный диск (или рассеянный диск ) является дальней околозвездной диской в Солнечной системе , которая является малонаселенной ледяными малыми телами Солнечной системы , которые являются подмножеством более широкого семейства транснептуновых объектов . Объекты с рассеянным диском (SDO) имеют эксцентриситет орбиты до 0,8, наклон до 40 ° и перигелии более 30 астрономических единиц (4,5 × 10 9 км; 2,8 × 10 9 миль). Считается, что эти экстремальные орбиты являются результатом гравитационного «рассеяния» газовыми гигантами , и объекты продолжают подвергаться возмущениям со стороны планеты Нептун .
Хотя ближайшие объекты в виде рассеянных дисков приближаются к Солнцу на расстоянии 30–35 а.е., их орбиты могут простираться далеко за пределы 100 а.е. Это делает разбросанные объекты одними из самых холодных и самых далеких объектов Солнечной системы. Самая внутренняя часть рассеянного диска перекрывается областью вращающихся объектов в форме тора, традиционно называемой поясом Койпера , но его внешние границы простираются намного дальше от Солнца и выше и ниже эклиптики, чем собственно пояс Койпера.
Из-за его нестабильной природы астрономы теперь считают рассеянный диск местом происхождения большинства периодических комет в Солнечной системе, при этом кентавры , совокупность ледяных тел между Юпитером и Нептуном, являются промежуточной стадией миграции объекта из диск во внутреннюю Солнечную систему. В конце концов, возмущения от планет-гигантов направляют такие объекты к Солнцу, превращая их в периодические кометы. Также считается, что многие объекты предлагаемого облака Оорта возникли из рассеянного диска. Обособленные объекты не сильно отличаются от рассеянных дисковых объектов, и некоторые, такие как Седна , иногда считаются включенными в эту группу.
СОДЕРЖАНИЕ
Открытие
Традиционно в астрономии для обнаружения объектов в Солнечной системе использовались такие устройства, как моргающий компаратор , поскольку эти объекты перемещались между двумя экспозициями - это требовало затратных по времени шагов, таких как экспонирование и проявка фотопластинок или пленок , а затем люди использовали компаратор моргания. для ручного обнаружения перспективных объектов. В течение 80-х годов прошлого века использование в телескопах камер на основе ПЗС позволило напрямую создавать электронные изображения, которые затем можно было легко преобразовать в цифровую форму и преобразовать в цифровые изображения . Поскольку ПЗС-матрица улавливала больше света, чем пленка (около 90% против 10% падающего света), и теперь мигание можно было выполнять на регулируемом экране компьютера, обследования позволили увеличить пропускную способность. Результатом стал поток новых открытий: в период с 1992 по 2006 год было обнаружено более тысячи транснептуновых объектов.
Первым объектом с рассеянным диском (SDO), который был признан таковым, был TL 66 1996 года , первоначально идентифицированный в 1996 году астрономами из Мауна-Кеа на Гавайях. Еще три были выявлены в ходе того же опроса в 1999 году: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 и 1999 CF 119 . Первым объектом, который в настоящее время классифицируется как SDO, был обнаружен TL 8 1995 года , обнаруженный в 1995 году компанией Spacewatch .
По состоянию на 2011 год было идентифицировано более 200 SDO, включая Gǃkúnǁʼhòmdímà (обнаруженный Швамбом, Брауном и Рабиновицем), 2002 TC 302 ( NEAT ), Eris (Браун, Трухильо и Рабинович), Sedna (Браун, Трухильо и Рабиновиц) и 2004 VN 112 ( Deep Ecliptic Survey ). Хотя количество объектов в поясе Койпера и рассеянном диске предполагается примерно одинаковым, смещение наблюдений из-за их большего расстояния означает, что на сегодняшний день наблюдалось гораздо меньше SDO.
Подразделения транснептунового пространства
Эксцентриситет и наклон населения рассеянного диска по сравнению с классическим и резонансным 5: 2 объектами пояса КойпераИзвестные транснептуновые объекты часто делятся на две субпопуляции: пояс Койпера и рассеянный диск. Была выдвинута гипотеза о третьем резервуаре транснептуновых объектов, облаке Оорта , хотя никаких подтвержденных прямых наблюдений за облаком Оорта сделано не было. Некоторые исследователи также предполагают переходное пространство между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта, заполненное « отдельными объектами ».
Рассеянный диск против пояса Койпера
Пояс Койпера представляет собой относительно толстый тор (или "бублик") пространства, простирающийся от 30 до 50 а.е., состоящий из двух основных популяций объектов пояса Койпера (KBO): классических объектов пояса Койпера (или "кубевано"), которые лежат на орбитах, не тронутых Нептуном, и резонансными объектами пояса Койпера ; те, которые Нептун зафиксировал в точном орбитальном соотношении, таком как 2: 3 (объект обращается дважды на каждые три орбиты Нептуна) и 1: 2 (объект обращается один раз на каждые две орбиты Нептуна). Эти соотношения, называемые орбитальными резонансами , позволяют КБО существовать в регионах, которые гравитационное влияние Нептуна в противном случае исчезло бы с течением времени Солнечной системы, поскольку объекты никогда не бывают достаточно близко к Нептуну, чтобы быть рассеяны его гравитацией. Те, что находятся в резонансах 2: 3, известны как « плутино », потому что Плутон является самым большим членом их группы, тогда как те, которые находятся в резонансах 1: 2, известны как « двойники ».
В отличие от пояса Койпера, популяция рассеянного диска может быть нарушена Нептуном. Объекты с рассеянным диском попадают в гравитационный диапазон Нептуна при их самом близком приближении (
30 а.е.), но их самые дальние расстояния достигают во много раз больше. Текущие исследования показывают, что кентавры , класс ледяных планетоидов, которые вращаются между Юпитером и Нептуном, могут быть просто SDO, брошенными Нептуном во внутренние пределы Солнечной системы, что делает их «цис-нептуновыми», а не транснептуновыми рассеянными объектами. Некоторые объекты, такие как (29981) 1999 TD 10 , размывают различия, а Центр малых планет (MPC), который официально каталогизирует все транснептуновые объекты , теперь объединяет кентавров и SDO.
Однако MPC проводит четкое различие между поясом Койпера и рассеянным диском, отделяя объекты на стабильных орбитах (пояс Койпера) от объектов на рассеянных орбитах (рассеянный диск и кентавры). Однако разница между поясом Койпера и рассеянным диском не очевидна, и многие астрономы рассматривают рассеянный диск не как отдельную популяцию, а как внешнюю область пояса Койпера. Другой используемый термин - «рассеянный объект пояса Койпера» (или SKBO) для тел рассеянного диска.
Морбиделли и Браун предполагают, что разница между объектами в поясе Койпера и объектами рассеянного диска заключается в том, что последние тела «переносятся по большой полуоси при близких и далеких столкновениях с Нептуном», но первые не испытывали таких близких столкновений. Это определение неадекватно (как они отмечают) относительно возраста Солнечной системы, поскольку тела, «захваченные резонансами», могут «переходить из фазы рассеяния в фазу без рассеяния (и наоборот) много раз». То есть транснептуновые объекты могут перемещаться между поясом Койпера и рассеянным диском с течением времени. Поэтому они решили вместо этого определять регионы, а не объекты, определяя рассеянный диск как «область орбитального пространства, которую могут посещать тела, столкнувшиеся с Нептуном» в пределах радиуса сферы Хилла , а пояс Койпера - как его «дополнение . в районе а > 30 а. е.»; область Солнечной системы, населенная объектами с большой полуосью более 30 а.е.
Отдельные объекты
Центр малых планет классифицирует транснептуновый объект 90377 Седна как объект с рассеянным диском. Его первооткрыватель Майкл Э. Браун предложил вместо этого рассматривать его как внутренний объект облака Оорта, а не как часть рассеянного диска, потому что с расстоянием в перигелии 76 а.е., он слишком удален, чтобы на него могло повлиять гравитационное притяжение. внешних планет. Согласно этому определению, объект с перигелием более 40 а.е. можно классифицировать как находящийся за пределами рассеянного диска.
Седна - не единственный такой объект: (148209) 2000 CR 105 (обнаружено до Седны) и 2004 VN 112 имеют перигелий слишком далеко от Нептуна, чтобы на него влиять. Это привело к дискуссии среди астрономов о новом наборе малых планет, названном расширенным рассеянным диском ( E-SDO ). 2000 CR 105 также может быть внутренним объектом облака Оорта или (что более вероятно) переходным объектом между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта. В последнее время эти объекты стали называть «обособленными» или удаленными обособленными объектами ( DDO ).
Четких границ между рассеянными и оторванными областями нет. Gomes et al. определяют SDO как имеющие «сильно эксцентричные орбиты, перигелии за Нептуном и большие полуоси за пределами резонанса 1: 2». Согласно этому определению, все удаленные обособленные объекты являются SDO. Поскольку орбиты оторвавшихся объектов не могут быть созданы рассеянием Нептуна, были предложены альтернативные механизмы рассеяния, включая проходящую звезду или далекий объект размером с планету . В качестве альтернативы было высказано предположение, что эти объекты были сняты с проходящей звезды.
Схема, представленная в отчете Deep Ecliptic Survey за 2005 г., сделанном JL Elliott et al. различает две категории: рассеянно-близкое (т. е. типичные SDO) и рассеянно-расширенное (т. е. отдельные объекты). Рассеянные близкие объекты - это те, чьи орбиты нерезонансны, не пересекают планетарные орбиты и имеют параметр Тиссерана (относительно Нептуна) менее 3. Рассеянные протяженные объекты имеют параметр Тиссерана (относительно Нептуна) более 3 и имеют усредненный по времени эксцентриситет более 0,2.
Альтернативная классификация, представленная Б. Дж. Гладманом , Б. Г. Марсденом и К. Ван Лаерховеном в 2007 г., использует интеграцию орбиты за 10 миллионов лет вместо параметра Тиссерана. Объект квалифицируется как SDO, если его орбита не является резонансной, его большая полуось не превышает 2000 а.е., а во время интегрирования его большая полуось показывает отклонение на 1,5 а.е. или более. Gladman et al. предложите термин " рассеивающий диск", чтобы подчеркнуть нынешнюю подвижность. Если объект не является SDO согласно приведенному выше определению, но эксцентриситет его орбиты больше 0,240, он классифицируется как отдельный TNO . (Объекты с меньшим эксцентриситетом считаются классическими.) В этой схеме диск простирается от орбиты Нептуна до 2000 а.е., области, называемой внутренним облаком Оорта.
Орбиты
Разбросанный диск - очень динамичная среда. Поскольку они все еще могут быть возмущены Нептуном, орбиты SDO всегда находятся под угрозой нарушения; либо быть отправленным наружу, в облако Оорта, либо внутрь, в популяцию кентавров и, в конечном итоге, в семейство комет Юпитера. По этой причине Gladman et al. предпочитают называть эту область диском рассеяния, а не рассеянным. В отличие от объектов пояса Койпера (KBO), орбиты объектов с рассеянным диском могут быть наклонены до 40 ° от эклиптики .
SDO обычно характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом с большой полуосью, превышающей 50 а.е., но их перигелии приводят к тому, что они попадают под влияние Нептуна. Перигелий около 30 а.е. является одной из определяющих характеристик рассеянных объектов, поскольку позволяет Нептуну оказывать свое гравитационное влияние.
Классические объекты ( кубевано ) сильно отличаются от рассеянных объектов: более 30% всех кубевано находятся на мало наклонных, почти круговых орбитах, эксцентриситет которых достигает максимума 0,25. Классические предметы обладают эксцентриситетом от 0,2 до 0,8. Хотя наклоны рассеянных объектов аналогичны наклонам более экстремальных KBO, очень немногие рассеянные объекты имеют орбиты, столь же близкие к эклиптике, как большая часть населения KBO.
Хотя движения в рассеянном диске случайны, они имеют тенденцию следовать схожим направлениям, а это означает, что SDO могут попасть во временные резонансы с Нептуном. Примеры возможных резонансных орбит внутри рассеянного диска включают 1: 3, 2: 7, 3:11, 5:22 и 4:79.
Формирование
Рассеянный диск все еще плохо изучен: еще не предложена модель образования пояса Койпера и рассеянного диска, объясняющая все их наблюдаемые свойства.
Согласно современным моделям, рассеянный диск образовался, когда объекты пояса Койпера (KBO) были «рассеяны» на эксцентрические и наклонные орбиты в результате гравитационного взаимодействия с Нептуном и другими внешними планетами . Время, в течение которого должен произойти этот процесс, остается неопределенным. Одна гипотеза оценивает период, равный всему возрасту Солнечной системы; второй утверждает, что рассеяние произошло относительно быстро, в эпоху ранней миграции Нептуна .
Модели непрерывного образования на протяжении всего периода существования Солнечной системы показывают, что при слабых резонансах в пределах пояса Койпера (например, 5: 7 или 8: 1) или на границах более сильных резонансов объекты могут развивать слабую орбитальную нестабильность на протяжении миллионов годы. В частности, резонанс 4: 7 имеет большую нестабильность. KBO также могут быть переведены на нестабильные орбиты при близком прохождении массивных объектов или в результате столкновений. Со временем из этих разрозненных событий постепенно образовался бы рассеянный диск.
Компьютерное моделирование также позволило предположить более быстрое и раннее формирование рассеянного диска. Современные теории показывают, что ни Уран, ни Нептун не могли образоваться in situ за пределами Сатурна, поскольку на этом расстоянии существовало слишком мало первичной материи, чтобы производить объекты такой большой массы. Вместо этого эти планеты и Сатурн, возможно, сформировались ближе к Юпитеру, но были выброшены наружу во время ранней эволюции Солнечной системы, возможно, в результате обмена угловым моментом с рассеянными объектами. Как только орбиты Юпитера и Сатурна сместились в резонанс 2: 1 (две орбиты Юпитера для каждой орбиты Сатурна), их объединенное гравитационное притяжение нарушило орбиты Урана и Нептуна, отправив Нептун во временный «хаос» прото-Койпера. пояс. По мере того, как Нептун путешествовал наружу, он разбросал многие транснептуновые объекты на более высокие и эксцентричные орбиты. Эта модель утверждает, что 90% или более объектов в рассеянном диске могли быть «продвинуты на эти эксцентрические орбиты резонансами Нептуна во время эпохи миграции . [поэтому] рассеянный диск мог быть не таким рассеянным».
Состав
Рассеянные объекты, как и другие транснептуновые объекты, имеют низкую плотность и состоят в основном из замороженных летучих веществ, таких как вода и метан . Спектральный анализ отдельных поясов Койпера и рассеянных объектов выявил признаки подобных соединений. И Плутон, и Эрида, например, показывают метан.
Первоначально астрономы предполагали, что все транснептуновое население будет иметь такой же красный цвет поверхности, поскольку считалось, что они произошли в одном регионе и подверглись одним и тем же физическим процессам. В частности, ожидалось, что SDO будут иметь большие количества поверхностного метана, химически преобразованного в толины под действием солнечного света от Солнца. Это поглотит синий свет, создав красноватый оттенок. Большинство классических объектов отображают этот цвет, но рассеянные объекты - нет; вместо этого они имеют белый или сероватый оттенок.
Одно из объяснений - обнажение более белых подповерхностных слоев в результате ударов; во-вторых, большее расстояние рассеянных объектов от Солнца создает градиент состава, аналогичный градиенту состава планет земной группы и газовых гигантов. Майкл Э. Браун, первооткрыватель рассеянного объекта Эрида, предполагает, что его более бледный цвет мог быть вызван тем, что на его текущем расстоянии от Солнца атмосфера метана заморожена по всей его поверхности, создавая слой яркого белого льда толщиной в несколько сантиметров. . Плутон, напротив, находясь ближе к Солнцу, будет достаточно теплым, чтобы метан замерзал только в более прохладных областях с высоким альбедо , оставляя области, покрытые толином с низким альбедо, голыми.
Кометы
Изначально считалось, что пояс Койпера является источником эклиптических комет Солнечной системы . Однако исследования региона с 1992 года показали, что орбиты внутри пояса Койпера относительно стабильны, а эклиптические кометы происходят от рассеянного диска, где орбиты обычно менее стабильны.
Кометы условно можно разделить на две категории: короткопериодические и долгопериодические, причем считается, что последние происходят из облака Оорта. Две основные категории короткопериодических комет - это кометы семейства Юпитера (JFC) и кометы типа Галлея . Кометы типа Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , как полагают, возникли в облаке Оорта, но были втянуты во внутреннюю часть Солнечной системы гравитацией планет-гигантов, в то время как считается, что возникли JFC. в рассыпанном диске. Кентавры считаются динамически промежуточным звеном между рассеянным диском и семейством Юпитера.
Между SDO и JFC есть много различий, хотя многие кометы семейства Юпитера, возможно, возникли в рассеянном диске. Хотя кентавры имеют красноватую или нейтральную окраску со многими SDO, их ядра более голубые, что указывает на фундаментальные химические или физические различия. Одна из гипотез состоит в том, что ядра комет всплывают на поверхность по мере приближения к Солнцу из подповерхностных материалов, которые впоследствии хоронят более старый материал.
Читайте также: