Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
«КБО» перенаправляется сюда. Для использования в других целях, см KBOS (значения) .

Известные объекты в поясе Койпера за орбитой Нептуна. (Масштаб в AU ; эпоха по состоянию на январь 2015 г.)
  солнце
  Трояны Юпитера
  Планеты-гиганты :

  Кентавры 		  Нептун трояны
  Резонансный пояс Койпера
  Классический пояс Койпера
  Рассеянный диск
Расстояния, но не размеры, указаны в масштабе.
Источник: Центр малых планет , www .cfeps .net и другие.
Типы далеких малых планет

Койпер пояса ( / K aɪ р ər , к ʊ ɪ - / ) [1] является околозвездная диска во внешней Солнечной системе , простираясь от орбиты из Нептуна в 30 астрономических единиц (AU) до примерно 50 AU от Солнце . [2] Он похож на пояс астероидов , но намного больше - в 20 раз шире и в 20–200 раз массивнее . [3] [4] Как и пояс астероидов, он состоит в основном изнебольшие тела или остатки того времени, когда сформировалась Солнечная система . Хотя многие астероиды состоят в основном из горных пород 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 трех официально признанных карликовых планет : Плутона , Хаумеа и Макемаке . Некоторые из Солнечной системы спутников , таких как Нептуна Тритон и Сатурн «s Феба , возможно, возникла в регионе.[5] [6]

Пояс Койпера был назван в честь голландско-американского астронома Джерарда Койпера , хотя он не предсказывал его существование. В 1992 году была открыта малая планета (15760) Альбион , первый объект пояса Койпера (KBO) после Плутона и Харона . [7] С момента его открытия количество известных KBO увеличилось до тысяч, и считается, что существует более 100 000 KBO диаметром более 100 км (62 миль). [8] Изначально считалось, что пояс Койпера является главным хранилищем периодических комет , орбиты которых существуют менее 200 лет. Исследования, проводившиеся с середины 1990-х годов, показали, что пояс динамически устойчив и что истинным местом происхождения комет является рассеянный диск., динамически активная зона, созданная движением Нептуна наружу 4,5 миллиарда лет назад; [9] рассеянные дисковые объекты, такие как Эрида, имеют чрезвычайно эксцентричные орбиты, которые уносят их на расстояние 100 а.е. от Солнца. [а]

Пояс Койпера отличается от теоретического облака Оорта , которое находится в тысячу раз дальше и имеет в основном сферическую форму. Объекты в поясе Койпера вместе с элементами рассеянного диска и любыми потенциальными облаками Холмов или облаками Оорта все вместе называются транснептуновыми объектами (TNO). [12] Плутон - самый большой и самый массивный член пояса Койпера, а также самый большой и второй по величине известный TNO, уступающий только Эриде в рассеянном диске. [а]Первоначально считавшийся планетой, статус Плутона как части пояса Койпера привел к тому, что в 2006 году он был реклассифицирован как карликовая планета. По составу он похож на многие другие объекты пояса Койпера, а его орбитальный период характерен для класса КБО, известных как как " плутино ", которые разделяют тот же резонанс 2: 3 с Нептуном.

Пояс Койпера и Нептун можно рассматривать как маркер протяженности Солнечной системы, альтернативными вариантами являются гелиопауза и расстояние, на котором гравитационное влияние Солнца соответствует влиянию других звезд (по оценкам, между50 000  а.е. и около 2 световых лет ). [13]

История [ править ]

Плутон и Харон

После открытия Плутона в 1930 году многие предполагали, что он может быть не один. О регионе, который сейчас называется поясом Койпера, на протяжении десятилетий выдвигались различные гипотезы. Только в 1992 году были обнаружены первые прямые доказательства его существования. Количество и разнообразие предшествующих предположений о природе пояса Койпера привели к сохраняющейся неопределенности относительно того, кто заслуживает похвалы за то, что первым сделал это предложение. [14] ( стр.106 )

Гипотезы [ править ]

Первым астрономом, предположившим существование транснептуновой популяции, был Фредерик К. Леонард . Вскоре после открытия Плутона Клайдом Томбо в 1930 году Леонард задумался, «маловероятно ли, что на Плутоне обнаружилось первое из серии ультра-нептуновых тел, остальные члены которых все еще ждут открытия, но которым суждено в конечном итоге». быть обнаруженным ". [15] В том же году астроном Армин О. Лейшнер предположил, что Плутон «может быть одним из многих долгопериодических планетных объектов, которые еще предстоит открыть». [16]

Астроном Жерар Койпер , в честь которого назван пояс Койпера

В 1943 году в журнале Британской астрономической ассоциации , Эджворт выдвинул гипотезу , что в области за Нептуном , материал в первозданном солнечной туманности была слишком широко расставленные конденсироваться в планеты, и поэтому довольно конденсируется в мириады мелких тел. Из этого он пришел к выводу, что «внешняя область Солнечной системы, за пределами орбит планет, занята очень большим количеством сравнительно небольших тел» [17] ( pxii ) и что время от времени одно из их число «выходит из своей сферы и появляется как случайный гость во внутренней солнечной системе», [17] ( p2 )превращаясь в комету .

В 1951 году в статье, опубликованной в журнале Astrophysics: A Topical Symposium , Джерард Койпер высказал предположение о том, что подобный диск сформировался в начале эволюции Солнечной системы, но он не думал, что такой пояс все еще существует сегодня. Койпер исходил из распространенного в его время предположения, что Плутон был размером с Землю и, следовательно, рассеял эти тела в сторону облака Оорта или за пределы Солнечной системы. Если бы гипотеза Койпера верна, сегодня не было бы пояса Койпера. [18]

В последующие десятилетия эта гипотеза приняла множество других форм. В 1962 году физик Эл Дж. У. Кэмерон постулировал существование «огромной массы небольшого вещества на окраинах Солнечной системы». [17] ( p14 ) В 1964 году Фред Уиппл , который популяризировал знаменитую гипотезу « грязного снежного кома » для структуры кометы, подумал, что «кометный пояс» может быть достаточно массивным, чтобы вызвать предполагаемые несоответствия в орбите Урана , которые привели к возникновению поиск Планеты X или, по крайней мере, достаточно массивной, чтобы повлиять на орбиты известных комет. [19] Наблюдение опровергло эту гипотезу. [17] (стр.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. [20] В 1992 году на аналогичной орбите был обнаружен еще один объект, 5145 Pholus . [21] Сегодня известно, что целая популяция кометоподобных тел, называемых кентаврами , существует в районе между Юпитером и Нептуном. Орбиты кентавров нестабильны и имеют динамическое время жизни в несколько миллионов лет. [22]Со времени открытия Хирона в 1977 году астрономы предполагали, что кентавры должны часто пополняться каким-либо внешним резервуаром. [17] ( стр. 38 )

Дальнейшие доказательства существования пояса Койпера позже появились в результате изучения комет. То, что кометы имеют конечную продолжительность жизни, известно уже давно. По мере приближения к Солнцу его тепло заставляет их летучие поверхности сублимироваться в космос, постепенно рассеивая их. Чтобы кометы оставались видимыми в течение всего возраста Солнечной системы, их необходимо часто пополнять. [23] Предложением такой области пополнения является облако Оорта , возможно, сферический рой комет, простирающийся за пределы 50 000 а.е. от Солнца, впервые высказанный голландским астрономом Яном Оортом в 1950 году. [24] Облако Оорта считается облаком Оорта. точка происхождения долгопериодических комет, которые, как и Хейла – Боппа , имеют орбиты, длящиеся тысячи лет. [14] ( стр.105 )

Есть еще одна популяция комет, известная как короткопериодические или периодические кометы , состоящая из тех комет, которые, как и комета Галлея , имеют период обращения менее 200 лет. К 1970-м годам скорость открытия короткопериодических комет становилась все более несовместимой с их появлением исключительно из облака Оорта. [17] ( стр. 39 ) Чтобы объект облака Оорта стал короткопериодической кометой, он должен сначала быть захвачен планетами-гигантами. В статье, опубликованной в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society в 1980 году, уругвайский астроном Хулио Фернандесзаявил, что для того, чтобы каждая короткопериодическая комета была отправлена ​​во внутреннюю часть Солнечной системы из облака Оорта, 600 должны быть выброшены в межзвездное пространство . Он предположил, что пояс комет от 35 до 50 а.е. потребуется для учета наблюдаемого количества комет. [25] Продолжая работу Фернандеса, в 1988 году канадская команда Мартина Дункана, Тома Куинна и Скотта Тремейнапровел ряд компьютерных симуляций, чтобы определить, все ли наблюдаемые кометы могли прибыть из облака Оорта. Они обнаружили, что облако Оорта не может объяснить все короткопериодические кометы, особенно потому, что короткопериодические кометы группируются вблизи плоскости Солнечной системы, тогда как кометы из облака Оорта имеют тенденцию прибывать из любой точки неба. С «поясом», как его описал Фернандес, добавленным к формулировкам, моделирование соответствовало наблюдениям. [26] Как сообщается, из-за того, что слова «Койпер» и «кометный пояс» появились в первом предложении статьи Фернандеса, Тремейн назвал эту гипотетическую область «поясом Койпера». [17] ( стр. 191 )

Открытие [ править ]

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

В 1987 году астроном Дэвид Джуитт , тогда работавший в Массачусетском технологическом институте , был все более озадачен «кажущейся пустотой внешней Солнечной системы». [7] Он призвал тогдашнюю аспирантку Джейн Луу помочь ему в его усилиях по обнаружению другого объекта за пределами орбиты Плутона , потому что, как он сказал ей, «если мы этого не сделаем, никто не узнает». [17] ( стр. 50 ) Используя телескопы Национальной обсерватории Китт-Пик в Аризоне и Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили, Джуитт и Луу провели свои поиски почти так же, как Клайд Томбо и Чарльз Коваль, с помощью моргающего компаратора. .[17] ( стр. 50 ) Первоначально исследование каждой пары пластин занимало около восьми часов, [17] ( стр. 51 ), но процесс ускорился с появлением электронных устройств с зарядовой связью или ПЗС-матриц, которые, несмотря на их поле зрения были более узкими, они не только более эффективно собирали свет (они сохраняли 90% падающего на них света, а не 10%, достигаемые фотографиями), но и позволяли осуществлять процесс моргания виртуально на экране компьютера. Сегодня ПЗС-матрицы составляют основу большинства астрономических детекторов. [17] ( стр. 52, 54, 56 ) В 1988 году Джуитт перешел в Институт астрономии Гавайского университета.. Позже Луу присоединился к нему, чтобы работать на 2,24-метровом телескопе Гавайского университета на Мауна-Кеа . [17] ( стр. 57, 62 ) В конце концов, поле зрения для ПЗС-матриц увеличилось до 1024 на 1024 пикселей, что позволило проводить поиск гораздо быстрее. [17] ( стр. 65 ) Наконец, после пяти лет поисков, Джуитт и Луу объявили 30 августа 1992 г. «Об обнаружении кандидата на объект пояса Койпера 1992 QB 1 ». [7] Шесть месяцев спустя они обнаружили второй объект в этом районе, (181708) 1993 FW . [27] К 2018 году было обнаружено более 2000 объектов пояса Койпера. [28]

Более тысячи тел было найдено в поясе за двадцать лет (1992–2012) после обнаружения 1992 QB 1 (названного в 2018, 15760 Альбион), показывающего обширный пояс тел, не только Плутон и Альбион. [29] К 2010-м годам полная протяженность и природа тел пояса Койпера в значительной степени неизвестны. [29] Наконец, в конце 2010-х годов два КБО были близко пролетели мимо беспилотного космического корабля, что обеспечило более точные наблюдения за системой Плутона и еще одним КБО. [30]

Исследования, проведенные с тех пор, как была впервые нанесена на карту транснептуновая область, показали, что область, которая сейчас называется поясом Койпера, не является местом происхождения короткопериодических комет, а вместо этого происходит от связанной популяции, называемой рассеянным диском . Рассеянный диск был создан, когда Нептун мигрировал вовне в прото-пояс Койпера, который в то время был намного ближе к Солнцу, и оставил после себя популяцию динамически стабильных объектов, на которые никогда не могла повлиять его орбита (пояс Койпера собственно), и популяция, перигелия которойнаходятся достаточно близко, чтобы Нептун все еще мог беспокоить их, когда он путешествует 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. [9]

Имя [ редактировать ]

Астрономы иногда используют альтернативное название пояса Эджворта – Койпера, чтобы отдать должное Эджворту, а KBO иногда называют EKO. Брайан Г. Марсден утверждает, что не заслуживает искренней похвалы: «Ни Эджворт, ни Койпер не писали ни о чем отдаленно похожем на то, что мы сейчас наблюдаем, но Фред Уиппл сделал». [17] ( p199 ) Дэвид Джуитт комментирует: «Во всяком случае ... Фернандес почти заслуживает похвалы за предсказание пояса Койпера». [18]

KBOs иногда называют «kuiperoids», имя, предложенное Клайдом Томбо . [31] Термин « транснептуновый объект » (TNO) рекомендуется для объектов в поясе несколькими научными группами, потому что этот термин менее противоречив, чем все другие, - хотя это не точный синоним , поскольку TNO включают в себя все объекты, вращающиеся вокруг Солнце прошло мимо орбиты Нептуна , а не только в поясе Койпера.

Структура [ править ]

Воспроизвести медиа
Пыль в поясе Койпера создает слабый инфракрасный диск. (Нажмите кнопку «Воспроизвести», чтобы посмотреть видео.)

В максимальной степени (но исключая рассеянный диск), включая его периферийные области, пояс Койпера простирается примерно на 30–55 а.е. Обычно считается, что основная часть ремня простирается от резонанса среднего движения 2: 3 ( см. Ниже ) на 39,5 а.е. до резонанса 1: 2 на расстоянии примерно 48 а.е. [32] Пояс Койпера довольно толстый, с основной концентрацией, простирающейся на целых десять градусов за пределы плоскости эклиптики, и более диффузным распределением объектов, простирающимся в несколько раз дальше. В целом он больше похож на тор или бублик, чем на пояс. [33] Его среднее положение наклонено к эклиптике на 1,86 градуса. [34]

Присутствие Нептуна оказывает сильное влияние на структуру пояса Койпера из-за орбитальных резонансов . В течение периода времени, сопоставимого с возрастом Солнечной системы, гравитация Нептуна дестабилизирует орбиты любых объектов, которые случайно находятся в определенных регионах, и либо отправляет их во внутреннюю часть Солнечной системы, либо в рассеянный диск или межзвездное пространство. Это приводит к тому, что пояс Койпера имеет ярко выраженные пробелы в его нынешней структуре, аналогичные пробелам Кирквуда в поясе астероидов . В области между 40 и 42 а.е., например, ни один объект не может удерживать стабильную орбиту в течение такого времени, и любой наблюдаемый в этой области должен мигрировать туда относительно недавно. [35]

Различные динамические классы транснептуновых объектов.

Классический пояс [ править ]

Основная статья: Классический объект пояса Койпера

Между резонансами 2: 3 и 1: 2 с Нептуном, примерно на 42–48 а.е., гравитационные взаимодействия с Нептуном происходят в течение длительного периода времени, и объекты могут существовать с практически неизменными орбитами. Этот регион известен как классический пояс Койпера , и его участники составляют примерно две трети наблюдаемых на сегодняшний день КБО. [36] [37] Поскольку первое открытое современное KBO ( Альбион , долгое время называвшееся (15760) 1992 QB 1 ) считается прототипом этой группы, классические KBO часто называют кубевано («QB-1-os» ). [38] [39] В руководящие принципы , установленные IAUтребовать, чтобы классическим КБО были даны имена мифологических существ, связанных с творением. [40]

Классический пояс Койпера представляет собой смесь двух отдельных популяций. Первое, известное как «динамически холодное» население, имеет орбиты, очень похожие на орбиты планет; почти круглые, с эксцентриситетом орбиты менее 0,1 и с относительно небольшими наклонами до примерно 10 ° (они лежат ближе к плоскости Солнечной системы, а не под углом). Холодное население также содержит концентрацию объектов, называемых ядром, с большими полуосями на расстоянии 44–44,5 а.е. [41]У второго, «динамически горячего» населения, орбиты гораздо более наклонены к эклиптике, до 30 °. Эти две популяции были названы так не из-за большой разницы в температуре, а из-за аналогии с частицами в газе, относительная скорость которых увеличивается при нагревании. [42] Мало того, что две популяции находятся на разных орбитах, холодная популяция также различается по цвету и альбедо , краснее и ярче, имеет большую долю двойных объектов, [43] имеет другое распределение по размерам, [44] и не имеет очень большие объекты. [45] Масса динамически холодного населения примерно в 30 раз меньше массы горячего. [44]Разница в цвете может быть отражением разных композиций, что говорит о том, что они образовались в разных регионах. Предполагается, что горячее население сформировалось около первоначальной орбиты Нептуна и было рассеяно во время миграции планет-гигантов. [3] [46] С другой стороны, было высказано предположение, что холодная популяция сформировалась более или менее в своем нынешнем положении, потому что рыхлые двойные системы вряд ли переживут встречи с Нептуном. [47] Хотя модель Найс, кажется, может хотя бы частично объяснить разницу в составе, также было высказано предположение, что разница в цвете может отражать различия в эволюции поверхности. [48]

Резонансы [ править ]

Основная статья: Резонансный транснептуновый объект
Распределение кубевано (синий), резонансных транснептуновых объектов (красный), седноидов (желтый) и рассеянных объектов (серый)
Классификация орбит (схема больших полуосей )

Когда орбитальный период объекта является точным соотношением периода обращения Нептуна (ситуация, называемая резонансом среднего движения ), то он может синхронизироваться с Нептуном и избегать возмущений, если их относительное выравнивание является подходящим. Если, например, объект вращается вокруг Солнца дважды на каждые три витка Нептуна, и если он достигает перигелия с Нептуном в четверти орбиты от него, то всякий раз, когда он возвращается в перигелий, Нептун всегда будет примерно в одном и том же относительном положении. как это началось, потому что она будет завершена 1 1 ⁄ 2 витка одновременно. Это известно как резонанс 2: 3 (или 3: 2), и он соответствует характеристической большой полуоси около 39,4 а.е. Этот резонанс 2: 3 заселен примерно 200 известными объектами [49], включая Плутон и его спутники . В знак признания этого члены этого семейства известны как plutinos . Многие плутино, включая Плутон, имеют орбиты, пересекающие орбиты Нептуна, хотя их резонанс означает, что они никогда не могут столкнуться. У Плютино высокий эксцентриситет орбиты, что позволяет предположить, что они не являются родными для их нынешнего положения, а вместо этого были случайно выброшены на их орбиты мигрирующим Нептуном. [50]Руководящие принципы МАС предписывают, что все плутоны, как и Плутон, должны быть названы в честь божеств подземного мира. [40] Резонанс 1: 2 (объекты которого совершают половину орбиты для каждого из Нептуна) соответствует большой полуоси ~ 47,7 а.е. и малонаселен. [51] Его жителей иногда называют двойками . Другие резонансы также существуют в форматах 3: 4, 3: 5, 4: 7 и 2: 5. [17] ( стр.104 ) Нептун имеет ряд троянских объектов , которые занимают его точки Лагранжа , гравитационно устойчивые области, ведущие и замыкающие его на орбите. Трояны Нептуна находятся в резонансе среднего движения 1: 1 с Нептуном и часто имеют очень стабильные орбиты.

Кроме того, существует относительное отсутствие объектов с большой полуосью ниже 39 а.е., что, по-видимому, не может быть объяснено существующими резонансами. В настоящее время принята гипотеза о том, что причина этого заключается в том, что по мере того, как Нептун мигрировал наружу, нестабильные орбитальные резонансы постепенно перемещались через эту область, и, таким образом, любые объекты внутри нее были унесены вверх или гравитационно выброшены из нее. [17] ( стр.107 )

Утес Койпера [ править ]

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

1: 2 резонанс на 47,8 а.е. , как представляется , край , за которым , как известно , несколько объектов. Неясно, действительно ли это внешний край классического пояса или только начало широкой щели. Объекты были обнаружены в резонансе 2: 5 примерно на 55 а.е., что значительно выше классического пояса; предсказания большого количества тел на классических орбитах между этими резонансами не были проверены посредством наблюдений. [50]

Основываясь на оценках изначальной массы, необходимой для образования Урана и Нептуна, а также тел размером с Плутон (см. § Распределение массы и размеров ) , более ранние модели пояса Койпера предполагали, что количество крупных объектов увеличится в несколько раз. двух сверх 50 а.е., [52] поэтому это внезапное резкое падение, известное как обрыв Койпера , было неожиданным, и на сегодняшний день его причина неизвестна. Бернштейн, Триллинг и др. (2003) нашли доказательства того, что быстрое уменьшение количества объектов радиусом 100 км и более за пределами 50 а.е. действительно, а не из-за систематической ошибки наблюдений.. Возможные объяснения включают в себя то, что материал на таком расстоянии был слишком редким или слишком рассредоточенным, чтобы срастаться с большими объектами, или что последующие процессы удалили или уничтожили те, которые образовались. [53] Патрик Ликавка из Университета Кобе утверждал, что причиной может быть гравитационное притяжение невидимого большого планетарного объекта , возможно размером с Землю или Марс . [54] [55]

Происхождение [ править ]

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: (а) перед резонансом 1: 2 Юпитер / Сатурн, (б) рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечную систему после орбитального смещения Нептуна, (в) 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 ожидают завершения работы над несколькими обзорными телескопами с широким полем зрения, такими как Pan-STARRS и будущий LSST , которые должны выявить многие неизвестные в настоящее время KBO. Эти опросы предоставят данные, которые помогут определить ответы на эти вопросы. [3]

Считается, что пояс Койпера состоит из планетезималей , фрагментов первоначального протопланетного диска вокруг Солнца, которые не смогли полностью слиться в планеты и вместо этого сформировались в более мелкие тела, самые большие из которых имеют диаметр менее 3000 километров (1900 миль). Исследования подсчета количества кратеров на Плутоне и Хароне выявили нехватку небольших кратеров, что позволяет предположить, что такие объекты сформировались непосредственно как крупные объекты в диапазоне десятков километров в диаметре, а не образовались от гораздо меньших тел размером примерно в километр. [56] Гипотетические механизмы образования этих более крупных тел включают гравитационный коллапс облаков из гальки, сосредоточенных между водоворотами в турбулентном протопланетном диске.[47] [57] или нестабильности потоковой передачи . [58] Эти схлопывающиеся облака могут фрагментироваться, образуя двойные системы. [59]

Современное компьютерное моделирование показывает, что пояс Койпера находился под сильным влиянием Юпитера и Нептуна , а также предполагает, что ни Уран, ни Нептун не могли образоваться в их нынешнем положении, потому что на этом расстоянии существовало слишком мало первичной материи, чтобы производить объекты такой большой массы. Вместо этого, по оценкам, эти планеты сформировались ближе к Юпитеру. Рассеяние планетезималей в начале истории Солнечной системы привело бы к миграции орбит планет-гигантов: Сатурна., Уран и Нептун ушли наружу, а Юпитер - внутрь. В конце концов, орбиты сместились к точке, где Юпитер и Сатурн достигли точного резонанса 1: 2; Юпитер дважды обращался вокруг Солнца за каждый оборот Сатурна. Гравитационные последствия такого резонанса в конечном итоге дестабилизировали орбиты Урана и Нептуна, заставив их рассеяться наружу на орбиты с высоким эксцентриситетом, которые пересекали изначальный планетезимальный диск. [48] [60] [61]

В то время как орбита Нептуна была очень эксцентричной, его резонансы среднего движения перекрывались, и орбиты планетезималей эволюционировали хаотично, позволяя планетезимали блуждать наружу до резонанса Нептуна 1: 2, образуя динамически холодный пояс объектов с низким наклонением. Позже, после того, как его эксцентриситет уменьшился, орбита Нептуна расширилась в сторону его текущего положения. Многие планетезимали были захвачены и остаются в резонансах во время этой миграции, другие эволюционировали на орбиты с более высоким наклонением и меньшим эксцентриситетом и ушли из резонансов на стабильные орбиты. [62]Гораздо больше планетезималей было рассеяно внутрь, а небольшие фракции были захвачены как трояны Юпитера, как спутники неправильной формы, вращающиеся вокруг планет-гигантов, и как астероиды внешнего пояса. Остальные были снова рассеяны Юпитером и в большинстве случаев выброшены из Солнечной системы, что уменьшило изначальную популяцию пояса Койпера на 99% или более. [48]

Первоначальная версия самой популярной в настоящее время модели, « Хорошая модель », воспроизводит многие характеристики пояса Койпера, такие как «холодная» и «горячая» популяции, резонансные объекты и рассеянный диск, но она по-прежнему не учитывает некоторые характеристики их распределений. Модель предсказывает более высокий средний эксцентриситет на классических орбитах KBO, чем наблюдается (0,10–0,13 против 0,07), и ее предсказанное распределение наклонения содержит слишком мало объектов с высоким наклонением. [48] Кроме того, частота двойных объектов в холодном поясе, многие из которых находятся далеко друг от друга и слабо связаны, также представляет проблему для модели. Предполагается, что они были разделены во время встреч с Нептуном, [63]что привело некоторых к предположению, что холодный диск сформировался в его нынешнем местоположении, представляя единственное действительно местное население малых тел в Солнечной системе. [64]

В недавней модификации модели Ниццы Солнечная система начинается с пяти планет-гигантов, включая дополнительный ледяной гигант , в цепочке резонансов среднего движения. Примерно через 400 миллионов лет после образования Солнечной системы резонансная цепь разорвана. Вместо того, чтобы рассыпаться по диску, ледяные гиганты сначала мигрируют наружу на несколько а.е. [65]Эта расходящаяся миграция в конечном итоге приводит к резонансному пересечению, дестабилизирующему орбиты планет. Дополнительный ледяной гигант сталкивается с Сатурном и рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, и после серии встреч выбрасывается из Солнечной системы. Оставшиеся планеты затем продолжают миграцию до тех пор, пока планетезимальный диск почти не исчерпается небольшими частями, остающимися в различных местах. [65]

Как и в оригинальной модели Nice, объекты попадают в резонанс с Нептуном во время его миграции наружу. Некоторые остаются в резонансах, другие развиваются на орбиты с большим наклоном и меньшим эксцентриситетом и выходят на стабильные орбиты, образуя динамически горячий классический пояс. Распределение наклона горячего пояса можно воспроизвести, если Нептун переместился с 24 а.е. до 30 а.е. на временной шкале 30 млн лет. [66] Когда Нептун мигрирует на 28 а.е., он сталкивается с дополнительным ледяным гигантом в гравитационном поле. Объекты, захваченные из холодного пояса в резонанс среднего движения 1: 2 с Нептуном, остаются в виде локальной концентрации на 44 а.е., когда это столкновение заставляет большую полуось Нептуна выпрыгивать наружу. [67]Объекты, размещенные в холодном поясе, включают некоторые слабо связанные «синие» двойные системы, происходящие из более близкого, чем текущее местоположение холодного пояса. [68] Если эксцентриситет Нептуна останется небольшим во время этого столкновения, хаотическая эволюция орбит исходной модели Ниццы будет предотвращена и изначальный холодный пояс будет сохранен. [69] На более поздних этапах миграции Нептуна медленное движение резонансов среднего движения удаляет объекты с более высоким эксцентриситетом из холодного пояса, сокращая его распределение эксцентриситета. [70]

Состав [ править ]

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

Считается, что объекты пояса Койпера, находящиеся далеко от Солнца и больших планет, относительно не подвержены влиянию процессов, которые сформировали и изменили другие объекты Солнечной системы; таким образом, определение их состава дало бы существенную информацию о составе самой ранней Солнечной системы. [71] Из-за их небольшого размера и удаленности от Земли химический состав KBO очень трудно определить. Основной метод, с помощью которого астрономы определяют состав небесного объекта, - это спектроскопия . Когда свет объекта разбивается на составляющие его цвета, образуется изображение, похожее на радугу. Это изображение называется спектром. Различные вещества поглощают свет с разной длиной волны, и когда спектр для определенного объекта распутывается, появляются темные линии (называемые линиями поглощения ) там, где вещества внутри него поглощают эту конкретную длину волны света. Каждый элемент или соединение имеет свою уникальную спектроскопическую сигнатуру, и, считывая полный спектральный «отпечаток пальца» объекта, астрономы могут определить его состав.

Анализ показывает, что объекты пояса Койпера состоят из смеси горных пород и различных льдов, таких как вода, метан и аммиак . Температура пояса составляет всего около 50 К , [72] поэтому многие соединения, которые были бы газообразными ближе к Солнцу, остаются твердыми. Плотность и фракции каменного льда известны лишь для небольшого числа объектов, для которых определены диаметры и массы. Диаметр может быть определен путем получения изображений с помощью телескопа с высоким разрешением, такого как космический телескоп Хаббла , по времени затмения, когда объект проходит перед звездой или, чаще всего, с использованием альбедо.объекта, рассчитанного по его инфракрасному излучению. Массы определяются с использованием больших полуосей и периодов спутников, которые поэтому известны только для нескольких двойных объектов. Плотность составляет от менее 0,4 до 2,6 г / см 3 . Считается, что наименее плотные объекты в основном состоят из льда и имеют значительную пористость. Самые 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. Одно из возможных объяснений этой тенденции состоит в том, что лед исчез с поверхностных слоев, когда дифференцированные объекты столкнулись, чтобы сформировать самые большие объекты. [71]

Художник запечатлел Плутино и, возможно, бывший астероид C-типа (120216) 2004 EW 95 [73]

Первоначально подробный анализ КБО был невозможен, поэтому астрономы могли определить только самые основные факты об их составе, в первую очередь их цвете. [74] Эти первые данные показали широкий диапазон цветов среди KBO, от нейтрального серого до темно-красного. [75] Это говорит о том, что их поверхность состоит из широкого спектра соединений, от грязного льда до углеводородов . [75] Это разнообразие было поразительным, так как астрономы ожидали, что объекты KBO будут равномерно темными, поскольку они потеряли большую часть летучих льдов со своих поверхностей из-за воздействия космических лучей . [17] ( стр.118 )Были предложены различные решения для этого несоответствия, в том числе восстановление поверхности ударами или дегазациями . [74] Спектральный анализ известных объектов пояса Койпера, проведенный в 2001 году Джевиттом и Луу, показал, что изменение цвета слишком велико, чтобы его можно было легко объяснить случайными ударами. [76] Считается, что излучение Солнца химически изменило метан на поверхности KBO, образуя такие продукты, как толины . Было показано, что Макемаке обладает рядом углеводородов, полученных в результате радиационной обработки метана, включая этан , этилен и ацетилен . [71]

Хотя на сегодняшний день большинство KBO все еще кажутся спектрально невыразительными из-за своей слабости, был достигнут ряд успехов в определении их состава. [72] В 1996 г. Роберт Х. Браун и др. были получены спектроскопические данные о спутнике KBO 1993 SC, которые показали, что его поверхность по составу очень похожа на состав поверхности Плутона , а также спутника Нептуна Тритона с большим количеством метанового льда. [77] Для более мелких объектов были определены только цвета и в некоторых случаях альбедо. Эти объекты в основном делятся на два класса: серые с низким альбедо и очень красные с более высоким альбедо. Предполагается, что разница в цвете и альбедо связана с задержкой или потерей сероводорода (H 2S) на поверхности этих объектов, причем поверхности тех, которые сформировались достаточно далеко от Солнца, чтобы удерживать H 2 S, покраснели из-за облучения. [78]

Самые большие KBO, такие как Плутон и Квавар , имеют поверхности, богатые летучими соединениями, такими как метан, азот и окись углерода ; присутствие этих молекул, вероятно, связано с их умеренным давлением пара в диапазоне температур 30–50 К пояса Койпера. Это позволяет им время от времени выкипать с поверхности, а затем снова падать в виде снега, тогда как соединения с более высокими температурами кипения останутся твердыми. Относительное содержание этих трех соединений в крупнейших KBO напрямую связано с их поверхностной силой тяжести и температурой окружающей среды, которая определяет, какие из них они могут удерживать. [71] Водяной лед был обнаружен в нескольких KBO, включая членов семьи Хаумеа, таких как 1996 TO66 , [79] объекты среднего размера, такие как38628 Huyaи20000 Varuna, [80], а также на некоторых небольших объектах. [71] Присутствие кристаллического льда на крупных и средних объектах, в том числе50000 Quaoar,гдетакже был обнаруженгидратаммиака , [72] может указывать на прошлую тектоническую активность, чему способствовало понижение точки плавления из-за присутствия аммиака. [71]

Распределение масс и размеров [ править ]

Несмотря на огромную протяженность, общая масса пояса Койпера относительно невелика. Общая масса динамически горячего населения оценивается в 1% массы Земли . По оценкам, динамически холодное население намного меньше и составляет всего 0,03% массы Земли. [44] [81] В то время как динамически горячее население считается остатком гораздо большей популяции, которая сформировалась ближе к Солнцу и была рассеяна во время миграции планет-гигантов, напротив, считается, что динамически холодное население имеет сформирован в его текущем местоположении. По последним оценкам, общая масса пояса Койпера составляет(1.97 ± 0.30) × 10 −2 массы Земли, исходя из влияния, которое она оказывает на движение планет. [82]

Малая общая масса динамически холодного населения представляет некоторые проблемы для моделей формирования Солнечной системы, потому что значительная масса требуется для аккреции KBO размером более 100 км (62 мили) в диаметре. [3] Если бы холодный классический пояс Койпера всегда имел низкую плотность тока, эти большие 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», что приводит к разрушению, а не аккреции. Считается маловероятным удаление значительной части массы динамически холодного населения. Текущее влияние Нептуна слишком слабо, чтобы объяснить такое массивное «вакуумирование», а степень потери массы из-за столкновительного измельчения ограничена наличием слабосвязанных двойных систем в холодном диске, которые, вероятно, будут разрушены при столкновениях. [83] Вместо того, чтобы образоваться в результате столкновения более мелких планетезималей, более крупный объект мог образоваться непосредственно в результате схлопывания облаков из гальки. [84]

Иллюстрация степенного закона

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

что дает (при условии, что q не 1):

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

Ранние оценки, основанные на измерениях распределения видимой звездной величины, показали значение q = 4 ± 0,5 [53], что означает, что в диапазоне 100–200 км объектов в 8 (= 2 3 ) раз больше, чем в диапазоне 200 км. –400 км дальность.

Недавние исследования показали, что распределения размеров горячих классических и холодных классических объектов имеют разные наклоны. Наклон для горячих объектов q = 5,3 для больших диаметров и q = 2,0 для малых диаметров с изменением наклона на 110 км. Наклон для холодных объектов составляет q = 8,2 для больших диаметров и q = 2,9 для малых диаметров с изменением наклона на 140 км. [44]Распределения по размерам рассеивающих объектов, плутинов и троянов Нептуна имеют наклоны, аналогичные другим динамически горячим популяциям, но вместо этого могут иметь деление, резкое уменьшение количества объектов ниже определенного размера. Предполагается, что это пятно происходит либо из-за столкновительной эволюции популяции, либо из-за того, что популяция образовалась без объектов меньшего размера, а меньшие объекты являются фрагментами исходных объектов. [85] [86]

Самые маленькие из известных объектов пояса Койпера с радиусами менее 1 км были обнаружены только по звездным затмениям , поскольку они слишком тусклые ( величина 35), чтобы их можно было увидеть непосредственно в телескопы, такие как космический телескоп Хаббла . [87] Первые сообщения об этих затмениях были от Schlichting et al. в декабре 2009 года, который объявил об открытии небольшого объекта пояса Койпера с субкилометровым радиусом в архивной фотометрии Хаббла от марта 2007 года.520 ± 60 м или диаметром1040 ± 120 м , объект был обнаружен Хаббл «ы звездной системы слежения за короткое время, когда она затемнена звездой в течение 0,3 секунд. [88] В последующем исследовании, опубликованном в декабре 2012 года, Schlichting et al. выполнили более тщательный анализ архивной фотометрии Хаббла и сообщили о другом затмении объектом пояса Койпера размером менее километра, который оценивается какРадиусом 530 ± 70 м или1060 ± 140 м в диаметре. Из событий затмения, обнаруженных в 2009 и 2012 годах, Schlichting et al. определила наклон распределения размеров объектов пояса Койпера как q = 3,6 ± 0,2 или q = 3,8 ± 0,2, с допущениями единого степенного закона и однородного распределения 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 диаметром более 90 км. [89]

Разбросанные объекты [ править ]

Сравнение орбит рассеянных дисковых объектов (черный), классических КБО (синий) и резонансных 2: 5 объектов (зеленый). Орбиты других КБО серые. (Орбитальные оси выровнены для сравнения.)
Основные статьи: Рассеянный диск и Кентавр (малая планета)

Рассеянный диск представляет собой малонаселенную область, перекрывающуюся поясом Койпера, но простирающуюся за пределы 100 а.е. Объекты рассеянного диска (SDO) имеют очень эллиптические орбиты, часто также очень наклонные к эклиптике. Большинство моделей формирования Солнечной системы показывают, что как KBO, так и SDO сначала формируются в первичном поясе, а позднее гравитационные взаимодействия, особенно с Нептуном, отправляют объекты наружу, некоторые - на стабильные орбиты (KBO), а некоторые - на нестабильные орбиты, рассеянный диск. [9] Из-за своей нестабильной природы, рассеянный диск считается точкой происхождения многих короткопериодических комет Солнечной системы. Их динамические орбиты иногда вынуждают их проникать внутрь Солнечной системы, становясь сначала кентаврами , а затем короткопериодическими кометами. [9]

Согласно Центру малых планет , который официально каталогизирует все транснептуновые объекты, KBO, строго говоря, - это любой объект, который вращается исключительно в пределах определенного региона пояса Койпера, независимо от происхождения или состава. Объекты, обнаруженные за пределами пояса, классифицируются как разрозненные объекты. [90] В некоторых научных кругах термин «объект пояса Койпера» стал синонимом любой ледяной малой планеты, обитающей за пределами Солнечной системы, которая, как предполагается, была частью этого начального класса, даже если ее орбита в течение большей части истории Солнечной системы изменялась. находились за поясом Койпера (например, в области рассеянного диска). Они часто описывают рассеянные дисковые объекты как «рассеянные объекты пояса Койпера». [91] Эрис, который, как известно, более массивен, чем Плутон, часто упоминается как KBO, но технически это SDO. [90] 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 разбросаны внутрь, а не наружу. Центр малых планет группирует кентавров и SDO вместе как разрозненные объекты. [90]

Тритон [ править ]

Основная статья: Тритон (луна)
Нептун «S луна Тритон

Считается, что во время своего периода миграции Нептун захватил большой КБО, Тритон , который является единственным большим спутником в Солнечной системе с ретроградной орбитой (он вращается по орбите, противоположной вращению Нептуна). Это говорит о том, что в отличие от больших спутников Юпитера , Сатурна и Урана, которые, как полагают, образовались из вращающихся дисков материала вокруг своих молодых родительских планет, Тритон был полностью сформированным телом, захваченным из окружающего космоса. Гравитационный захват объекта - это непростая задача: для этого требуется какой-то механизм, замедляющий объект настолько, чтобы он мог быть захвачен гравитацией более крупного объекта. Возможное объяснение состоит в том, что Тритон был частью бинарной системы, когда столкнулся с Нептуном. (Многие KBO являются членами двоичных файлов. См. Ниже .) Изгнание другого члена двоичного файла Нептуном могло бы объяснить захват Тритона. [92] Тритон всего на 14% больше Плутона, и спектральный анализ обоих миров показывает, что их поверхности в значительной степени состоят из аналогичных материалов, таких как метан и окись углерода.. Все это указывает на вывод, что Тритон когда-то был КБО, захваченным Нептуном во время его миграции за границу . [93]

Крупнейшие KBO [ править ]

См. Также: Список самых ярких объектов пояса Койпера
EarthMoonCharonCharonNixNixKerberosStyxHydraHydraPlutoPlutoDysnomiaDysnomiaErisErisNamakaNamakaHi'iakaHi'iakaHaumeaHaumeaMakemakeMakemakeMK2MK2XiangliuXiangliuGonggongGonggongWeywotWeywotQuaoarQuaoarSednaSednaVanthVanthOrcusOrcusActaeaActaeaSalaciaSalacia2002 MS42002 MS4File:EightTNOs.png
Художественное сравнение Плутона , Эрида , Хаумеа , Макемаке , Gonggong , Кваваре , Седна , Орк , Salacia , 2002 MS 4 и Земли вместе с Луной .
  • v
  • т
  • е

С 2000 года было обнаружено несколько КБО диаметром от 500 до 1500 км (932 мили), что более чем вдвое меньше, чем у Плутона (диаметр 2370 км). 50000 Quaoar , классический КБО, открытый в 2002 году, имеет диаметр более 1200 км. Макемаке и Хаумеа , о которых было объявлено 29 июля 2005 года, еще больше. Другие объекты, такие как 28978 Иксион (обнаружено в 2001 году) и 20000 Варуна (обнаружено в 2000 году), имеют размер примерно 500 км (311 миль) в поперечнике. [3]

Плутон [ править ]

Основная статья: Плутон

Обнаружение этих больших KBO на орбитах, подобных орбитам Плутона, привело многих к выводу, что, за исключением своего относительного размера, Плутон не особо отличался от других членов пояса Койпера. Эти объекты не только похожи на Плутон по размеру, но и у многих из них есть спутники и похожий состав (метан и окись углерода были обнаружены как на Плутоне, так и на крупнейших КБО). [3] Таким образом, подобно тому, как Церера считалась планетой до открытия других астероидов , некоторые начали предполагать, что Плутон также может быть переклассифицирован.

Проблема обострилась после открытия Эриды , объекта в рассеянном диске далеко за поясом Койпера, который, как теперь известно, на 27% массивнее Плутона. [94] (Первоначально считалось, что Эрида больше Плутона по объему, но миссия New Horizons обнаружила, что это не так.) В ответ Международный астрономический союз (МАС) был вынужден определить, что представляет собой планета для планеты. впервые, и при этом включили в их определение, что планета должна « очистить окрестности вокруг своей орбиты». [95]Поскольку Плутон делит свою орбиту со многими другими значительными объектами, считалось, что он не очистил свою орбиту, и, таким образом, был переклассифицирован с планеты на карликовую планету , что сделало его членом пояса Койпера.

Хотя Плутон в настоящее время является крупнейшим известным КБО, существует по крайней мере один известный более крупный объект, который в настоящее время находится за пределами пояса Койпера, который, вероятно, возник в нем: спутник Нептуна Тритон (который, как объяснялось выше, вероятно, является захваченным КВО).

По состоянию на 2008 год только пять объектов в Солнечной системе (Церера, Эрида и Плутон, Макемаке и Хаумеа ) внесены в список карликовых планет МАС. 90482 Orcus , 28978 Ixion и многие другие объекты пояса Койпера достаточно велики, чтобы находиться в гидростатическом равновесии; большинство из них, вероятно, подойдут, когда о них станет больше известно. [96] [97] [98]

Спутники [ править ]

Известно, что шесть крупнейших TNO ( Эрида , Плутон , Гонггонг , Макемаке , Хаумеа и Квавар ) имеют спутники, а у двух из них более одного. Более высокий процент более крупных объектов KBO имеет спутники, чем более мелкие объекты в поясе Койпера, что позволяет предположить, что причиной был другой механизм формирования. [99] В поясе Койпера также имеется большое количество двойных звезд (два объекта, достаточно близких по массе, чтобы вращаться «друг вокруг друга»). Наиболее ярким примером является двойная система Плутон – Харон, но, по оценкам, около 11% KBO существуют в двоичных файлах. [100]

Исследование [ править ]

Основная статья: New Horizons
KBO 486958 Arrokoth (зеленые кружки), выбранная цель для миссии New Horizons по объекту пояса Койпера.

19 января 2006 года был запущен первый космический корабль, исследующий пояс Койпера, New Horizons , который пролетел мимо Плутона 14 июля 2015 года. Помимо пролета Плутона, цель миссии заключалась в обнаружении и исследовании других, более удаленных объектов в космосе. Пояс Койпера. [101]

Схема, показывающая местоположение 486958 Аррокот и траекторию встречи
Цветное составное изображение Аррокота от New Horizons, показывающее его красный цвет, предполагающее наличие органических соединений. [102] На данный момент это единственное КБО, помимо Плутона и его спутников, которое посетит космический корабль.

15 октября 2014 года выяснилось, что Хаббл обнаружил три потенциальных цели, условно обозначенные командой New Horizons PT1 («потенциальная цель 1»), PT2 и PT3 . [103] [104] Диаметр объектов оценивался в диапазоне 30–55 км; слишком малы, чтобы их можно было увидеть в наземные телескопы, на расстояниях от Солнца 43–44 а.е., что означает, что встречи приходятся на период 2018–2019 годов. [105] Первоначальная оценочная вероятность того, что эти объекты были достижимы в рамках топливного бюджета New Horizons , составляла 100%, 7% и 97% соответственно. [105] Все были членами «холода» (низкий наклон , низкий эксцентриситет )классический пояс Койпера , и поэтому сильно отличается от Плутона. PT1 (получивший временное обозначение «1110113Y» на веб-сайте HST [106] ), наиболее удачно расположенный объект, имел звездную величину 26,8, диаметр 30–45 км и был обнаружен в январе 2019 года. [107] После получения достаточной орбитальной информации был предоставлен, Minor Planet Center дал официальные обозначения к трем целевым КБО: 2014 MU 69 (PT1), 2014 OS 393 (PT2) и 2014 PN 70 (PT3). К осени 2014 г. возможный четвертый целевой показатель, 2014 г. 69 млн т., были исключены последующими наблюдениями. PT2 не участвовал в работе перед пролетом Плутона. [108] [109]

26 августа 2015 года была выбрана первая цель - 2014 MU 69 (по прозвищу «Ultima Thule», а затем - 486958 Arrokoth ). Корректировка курса произошла в конце октября и начале ноября 2015 года, что привело к облету объекта в январе 2019 года. [110] 1 июля 2016 года НАСА одобрило дополнительное финансирование New Horizons для посещения объекта. [111]

2 декабря 2015 года New Horizons обнаружила  объект, который тогда назывался 1994 JR 1 (позже названный 15810 Arawn ), с расстояния 270 миллионов километров (170 × 10 6 миль), и на фотографиях показана форма объекта и одна или две детали. [112]^

1 января 2019 года New Horizons успешно пролетел над Аррокотом, вернув данные, показывающие, что Аррокот представляет собой контактную двойную систему длиной 32 км и шириной 16 км. [113] Инструмент Ральфа на борту New Horizons подтвердил красный цвет Аррокота. Данные с пролетов будут продолжать загружаться в течение следующих 20 месяцев.

Никаких последующих миссий для New Horizons не планируется, хотя были изучены как минимум две концепции миссий, которые вернутся на орбиту или приземлятся на Плутоне. [114] [115] За пределами Плутона существует множество крупных КБО, которые нельзя посетить с помощью New Horizons , например, карликовые планеты Макемаке и Хаумеа . В новых миссиях будет поставлена ​​задача детально изучить и изучить эти объекты. Thales Alenia Space изучила логистику орбитального полета к Хаумеа, [116]высокоприоритетная научная цель из-за своего статуса родительского тела коллизионного семейства, которое включает несколько других TNO, а также кольцо Хаумеа и две луны. Ведущий автор, Джоэл Понси, выступал за новую технологию, которая позволила бы космическим кораблям достигать и выводить на орбиту KBO за 10–20 лет или меньше. [117] Главный исследователь New Horizons Алан Стерн неофициально предложил миссии, которые будут пролетать мимо планет Уран или Нептун перед посещением новых целей KBO, [118] таким образом способствуя исследованию пояса Койпера, а также посещая эти планеты ледяных гигантов впервые с тех пор. что Voyager 2 облет в 1980 - х годах.

Исследования дизайна и концептуальные миссии [ править ]

Разработка передовой концепции зонда с 1999 г.

Квавар рассматривался как объект облета для зонда, которому поручено исследовать межзвездную среду , так как в настоящее время он находится около носовой части гелиосферы ; Понтус Брандт из Лаборатории прикладной физики Джона Хопкинса и его коллеги изучали зонд, который пролетит мимо Квавара в 2030-х годах, прежде чем отправиться в межзвездную среду через нос гелиосферы. [119] [120] Среди их интересов на Кваваре - исчезающая атмосфера метана и криовулканизм . [119] Миссия, изученная Брандтом и его коллегами, будет запускаться с использованием SLS.и достичь 30 км / с, пролетев мимо Юпитера. В качестве альтернативы для орбитальной миссии исследование, опубликованное в 2012 году, показало, что Иксион и Хуя являются одними из наиболее возможных целей. [121] Например, авторы подсчитали, что орбитальный аппарат может достичь Иксиона через 17 лет полета, если он будет запущен в 2039 году.

В конце 2010-х годов Глен Костиган и его коллеги провели исследование дизайна, в котором обсуждались сценарии орбитального захвата и многоцелевые объекты для объектов пояса Койпера. [122] [123] Некоторые объекты пояса Койпера, изученные в этой конкретной статье, включали 2002 UX 25 , 1998 WW 31 и 47171 Lempo . [123] В другом исследовании проекта, проведенном Райаном МакГранаганом и его коллегами в 2011 году, был проведен космический обзор крупных транснептуновых объектов: Квавар, Седна, Макемаке, Хаумеа и Эрис. [124]

Межзвездные миссии оценивали, включая пролет объектов пояса Койпера как часть их миссии. [125]

Внесолнечные пояса Койпера [ править ]

Основная статья: Диск для мусора
Диски обломков вокруг звезд HD 139664 и HD 53143 - черный круг от камеры, скрывающей звезды, для отображения дисков.

К 2006 году астрономы разрешили пылевые диски, которые считались структурами, напоминающими пояс Койпера, вокруг девяти звезд, кроме Солнца. Похоже, они делятся на две категории: широкие пояса с радиусом более 50 а.е. и узкие пояса (примерно такие же, как у Солнечной системы) с радиусами от 20 до 30 а.е. и относительно резкими границами. [126] Помимо этого, 15–20% звезд солнечного типа имеют наблюдаемый избыток инфракрасного излучения, что свидетельствует о массивных структурах, подобных поясу Койпера. [127] Самые известные диски для мусоравокруг других звезд довольно молоды, но два изображения справа, полученные космическим телескопом Хаббла в январе 2006 года, достаточно старые (примерно 300 миллионов лет), чтобы сформировать стабильные конфигурации. Левое изображение - это «вид сверху» широкого ремня, а правое изображение - «вид сбоку» узкого ремня. [126] [128] Компьютерное моделирование пыли в поясе Койпера предполагает, что, когда она была моложе, она могла напоминать узкие кольца, наблюдаемые вокруг более молодых звезд. [129]

См. Также [ править ]

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


Заметки [ править ]

  1. ^ a b В литературе существуют противоречия в использовании терминов « рассеянный диск» и « пояс Койпера» . Для некоторых это отдельные группы населения; для других рассеянный диск является частью пояса Койпера. Авторы могут даже переключаться между этими двумя видами использования в одной публикации. [10] Поскольку Международный астрономический союз «s Minor Planet Center , орган , ответственный за каталогизацию малых планет в Солнечной системе, делает различие, [11]выбор редакции статей Википедии о транснептуновом регионе также должен делать это различие. В Википедии Эрида, самый крупный из известных транснептуновых объектов, не является частью пояса Койпера, и это делает Плутон самым массивным объектом пояса Койпера.

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Пояс Койпера | Определение пояса Койпера по Lexico" . Словари Lexico | Английский .
  2. ^ Стерн, Алан; Колуэлл, Джошуа Э. (1997). «Коллизионная эрозия в первичном поясе Эджворта-Койпера и генерация промежутка Койпера 30–50 а.е.» . Астрофизический журнал . 490 (2): 879–882. Bibcode : 1997ApJ ... 490..879S . DOI : 10.1086 / 304912 .
  3. ^ Б с д е е г Delsanti, Одри & Джевитт, Дэвид (2006). Солнечная система за пределами планет (PDF) . Институт астрономии. Гавайский университет. Bibcode : 2006ssu..book..267D . Архивировано из оригинального (PDF) 25 сентября 2007 года . Проверено 9 марта 2007 года .
  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. Bibcode : 2002Icar..158 ... 98K . DOI : 10.1006 / icar.2002.6837 .
  5. ^ Джонсон, Торренс V .; и Лунин, Джонатан I .; Спутник Сатурна Фиби как захваченное тело из внешней Солнечной системы , Nature, Vol. 435. С. 69–71.
  6. ^ Крейг Б. Агнор и Дуглас П. Гамильтон (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой» (PDF) . Природа . 441 (7090): 192–4. Bibcode : 2006Natur.441..192A . DOI : 10,1038 / природа04792 . PMID 16688170 . S2CID 4420518 . Архивировано из оригинального (PDF) 21 июня 2007 года . Проверено 20 июня 2006 года .   
  7. ^ a b c Джевитт, Дэвид; Луу, Джейн (1993). «Открытие кандидата пояса Койпера объекта 1992 QB1». Природа . 362 (6422): 730–732. Bibcode : 1993Natur.362..730J . DOI : 10.1038 / 362730a0 . S2CID 4359389 . 
  8. ^ "Перспектива ИП" . Новые горизонты . 24 августа 2012 года Архивировано из оригинала 13 ноября 2014 года.
  9. ^ a b c d Левисон, Гарольд Ф .; Доннес, Люк (2007). «Популяции комет и динамика комет» . В Люси Энн Адамс Макфадден; Пол Роберт Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Academic Press. С.  575–588 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  10. ^ Вайсман и Джонсон, 2007, Энциклопедия Солнечной системы , сноска, стр. 584
  11. ↑ IAU: Minor Planet Center (3 января 2011 г.). "Список кентавров и объектов рассеянного диска" . Центральное бюро астрономических телеграмм Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики . Проверено 3 января 2011 года .
  12. ^ Жерар ФОР (2004). «Описание системы астероидов по состоянию на 20 мая 2004 г.» . Архивировано из оригинального 29 мая 2007 года . Проверено 1 июня 2007 года .
  13. ^ "Где находится край Солнечной системы?" . Goddard Media Studios . Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. 5 сентября 2017 . Проверено 22 сентября 2019 .
  14. ^ a b Рэндалл, Лиза (2015). Темная материя и динозавры . Нью-Йорк: Издательство Ecco / HarperCollins. ISBN 978-0-06-232847-2.
  15. ^ «Что неправильного в термине« пояс Койпера »? (Или« Зачем называть вещь в честь человека, который не верил в его существование? »)» . International Comet Quarterly . Проверено 24 октября 2010 года .
  16. ^ Дэвис, Джон К .; McFarland, J .; Бейли, Марк Э .; Марсден, Брайан Дж .; ИП, Висконсин (2008). «Раннее развитие идей относительно Транснептунового региона» (PDF) . В М. Антониетте Бараччи; Герман Боенхардт; Дейл Круикчанк; Алессандро Морбиделли (ред.). Солнечная система за пределами Нептуна . Университет Аризоны Press. С. 11–23. Архивировано из оригинального (PDF) 20 февраля 2015 года . Проверено 5 ноября 2014 года .
  17. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q Дэвис, Джон К. (2001). За пределами Плутона: исследование внешних границ Солнечной системы . Издательство Кембриджского университета.
  18. ^ а б Дэвид Джуитт. "ПОЧЕМУ" KUIPER "ПОЯС?" . Гавайский университет . Проверено 14 июня 2007 года .
  19. Перейти ↑ Rao, MM (1964). «Разложение векторных мер» (PDF) . Труды Национальной академии наук . 51 (5): 771–774. Bibcode : 1964PNAS ... 51..771R . DOI : 10.1073 / pnas.51.5.771 . PMC 300359 . PMID 16591174 .   
  20. ^ CT Kowal; В. Лиллер; Б.Г. Марсден (1977). «Открытие и орбита / 2060 / Хирон». В кн .: Динамика Солнечной системы; Материалы симпозиума . Обсерватории Хейла, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. 81 : 245. Bibcode : 1979IAUS ... 81..245K .
  21. ^ СП Скотти; DL Rabinowitz; CS Shoemaker; Э.М. Сапожник; Д.Х. Леви; TM King; Э. Ф. Хелин; J Alu; К. Лоуренс; Р. Х. Макнот; L Фредерик; D Tholen; БЕА Мюллер (1992). «1992 г. н.э.». IAU Circ . 5434 : 1. Bibcode : 1992IAUC.5434 .... 1S .
  22. ^ Хорнер, Дж .; Эванс, Северо-Запад; Бейли, Марк Э. (2004). "Моделирование популяции кентавров I: массовая 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 . 
  23. ^ Дэвид Джевитт (2002). «От объекта пояса Койпера к ядру кометы: пропавшее ультракрасное вещество» . Астрономический журнал . 123 (2): 1039–1049. Bibcode : 2002AJ .... 123.1039J . DOI : 10.1086 / 338692 . S2CID 122240711 . 
  24. ^ Оорт, JH (1950). «Строение кометного облака, окружающего Солнечную систему, и гипотеза о его происхождении». Бык. Astron. Inst. Нет . 11 : 91. Bibcode : 1950BAN .... 11 ... 91O .
  25. ^ JA Фернандеса (1980). «О существовании кометного пояса за Нептуном» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 192 (3): 481–491. Bibcode : 1980MNRAS.192..481F . DOI : 10.1093 / MNRAS / 192.3.481 .
  26. ^ М. Дункан; Т. Куинн и С. Тремейн (1988). «Происхождение короткопериодических комет». Астрофизический журнал . 328 : L69. Bibcode : 1988ApJ ... 328L..69D . DOI : 10.1086 / 185162 .
  27. ^ Марсден, BS; Jewitt, D .; Марсден, Б.Г. (1993). "1993 FW". IAU Circ . Центр малых планет. 5730 : 1. Bibcode : 1993IAUC.5730 .... 1L .
  28. ^ Дайчес, Престон. «10 вещей, которые нужно знать о поясе Койпера» . НАСА Исследование Солнечной системы . Проверено 1 декабря 2019 .
  29. ^ а б «Пояс Койпера в 20 лет» . Журнал астробиологии . 1 сентября 2012 . Проверено 1 декабря 2019 .
  30. ^ Voosen, Павел (1 января 2019). «Пережив столкновение за Плутоном, зонд НАСА начинает передавать изображение объекта пояса Койпера» . Наука . AAAS . Проверено 1 декабря 2019 .
  31. ↑ Клайд Томбо, «Последнее слово», Письма в редакцию, Sky & Telescope , декабрь 1994 г., стр. 8
  32. ^ MC де Санктис; MT Capria и А. Корадини (2001). "Термическая эволюция и дифференциация объектов пояса Эджворта-Койпера" . Астрономический журнал . 121 (5): 2792–2799. Bibcode : 2001AJ .... 121.2792D . DOI : 10.1086 / 320385 .
  33. ^ «Открытие края Солнечной системы» . American Scientists.org . 2003. Архивировано из оригинала 15 марта 2009 года . Проверено 23 июня 2007 года .
  34. ^ Майкл Э. Браун; Маргарет Пэн (2004). "Плоскость пояса Койпера" (PDF) . Астрономический журнал . 127 (4): 2418–2423. Bibcode : 2004AJ .... 127.2418B . DOI : 10.1086 / 382515 . S2CID 10263724 .  
  35. ^ Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро; Вальсекки, Джованни Б. (1998). "Большие рассеянные планетезимали и возбуждение поясов малых тел" (PDF) . Икар . 141 (2): 367. Bibcode : 1999Icar..141..367P . DOI : 10.1006 / icar.1999.6166 . Архивировано из оригинального (PDF) 9 августа 2007 года . Проверено 23 июня 2007 года .
  36. ^ Lunine, J. (2003). «Пояс Койпера» (PDF) . Проверено 23 июня 2007 года .
  37. ^ Джевитт, D. (февраль 2000). «Классические объекты пояса Койпера (CKBO)» . Архивировано из оригинала 9 июня 2007 года . Проверено 23 июня 2007 года .
  38. ^ Murdin, P. (2000). «Кубевано». Энциклопедия астрономии и астрофизики . Bibcode : 2000eaa..bookE5403. . DOI : 10.1888 / 0333750888/5403 . ISBN 978-0-333-75088-9.
  39. ^ Эллиот, JL; и другие. (2005). «Исследование глубокой эклиптики: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция» (PDF) . Астрономический журнал . 129 (2): 1117–1162. Bibcode : 2005AJ .... 129.1117E . DOI : 10.1086 / 427395 .
  40. ^ a b «Именование астрономических объектов: малые планеты» . Международный астрономический союз . Проверено 17 ноября 2008 года .
  41. ^ Petit, J.-M .; Гладман, Б .; Кавелаарс, JJ; Джонс, Р.Л .; Паркер, Дж. (2011). «Реальность и происхождение ядра классического пояса Койпера» (PDF) . Совместное заседание EPSC-DPS (2–7 октября 2011 г.).
  42. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера путем переноса тел во время миграции Нептуна». Природа . 426 (6965): 419–421. Bibcode : 2003Natur.426..419L . DOI : 10,1038 / природа02120 . PMID 14647375 . S2CID 4395099 .  
  43. ^ Стивенс, Дениз С .; Нолл, Кейт С. (2006). "Обнаружение шести транснептуновых двоичных файлов с помощью NICMOS: высокая доля двоичных файлов в холодном классическом диске". Астрономический журнал . 130 (2): 1142–1148. arXiv : astro-ph / 0510130 . Bibcode : 2006AJ .... 131.1142S . DOI : 10.1086 / 498715 .
  44. ^ a b c d Фрейзер, Уэсли К.; Браун, Майкл Э .; Морбиделли, Алессандро; Паркер, Алекс; Батыгин, Константин (2014). «Абсолютное звездное распределение объектов пояса Койпера». Астрофизический журнал . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Bibcode : 2014ApJ ... 782..100F . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 782/2/100 . S2CID 2410254 . 
  45. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Стерн, С. Алан (2001). «О размерной зависимости распределения наклонений главного пояса Койпера». Астрономический журнал . 121 (3): 1730–1735. arXiv : astro-ph / 0011325 . Bibcode : 2001AJ .... 121.1730L . DOI : 10.1086 / 319420 . S2CID 14671420 . 
  46. ^ Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение и динамическое развитие комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph / 0512256 .
  47. ^ a b Паркер, Алекс Х .; Кавелаарс, JJ; Пети, Жан-Марк; Джонс, Линн; Глэдман, Бретт; Паркер, Джоэл (2011). «Характеристика семи сверхшироких транснептуновых бинарных систем». Астрофизический журнал . 743 (1): 159. arXiv : 1108.2505 . Bibcode : 2011AJ .... 141..159N . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 141/5/159 . S2CID 54187134 . 
  48. ^ a b c d Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаерховен, Криста; Гомес, Р. (2008). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode : 2008Icar..196..258L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 . 
  49. ^ «Список транснептуновых объектов» . Центр малых планет . Проверено 23 июня 2007 года .
  50. ^ а б Чан; Jordan, AB; Миллис, РЛ; Буйе, МВт; Вассерман, LH; Эллиот, JL; и другие. (2003). «Резонансная оккупация в поясе Койпера: примеры 5: 2 и троянских резонансов». Астрономический журнал . 126 (1): 430–443. arXiv : astro-ph / 0301458 . Bibcode : 2003AJ .... 126..430C . DOI : 10.1086 / 375207 . S2CID 54079935 . 
  51. ^ Wm. Роберт Джонстон (2007). «Транснептуновые объекты» . Проверено 23 июня 2007 года .
  52. Перейти ↑ EI Chiang & ME Brown (1999). «Кек-съемка карандашным лучом для слабых объектов пояса Койпера» (PDF) . Астрономический журнал . 118 (3): 1411. arXiv : astro-ph / 9905292 . Bibcode : 1999AJ .... 118.1411C . DOI : 10.1086 / 301005 . S2CID 8915427 . Проверено 1 июля 2007 года .  
  53. ^ а б Бернштейн, GM; Триллинг, Германия; Allen, RL; Браун, KE; Holman, M .; Малхотра Р. (2004). «Распределение транснептуновых тел по размерам». Астрономический журнал . 128 (3): 1364–1390. arXiv : astro-ph / 0308467 . Bibcode : 2004AJ .... 128.1364B . DOI : 10.1086 / 422919 . S2CID 13268096 . 
  54. ^ Майкл Брукс (2005). «13 бессмысленных вещей» . NewScientistSpace.com . Проверено 12 октября 2018 года .
  55. ^ Говерт Шиллинг (2008). «Тайна Планеты X» . Новый ученый . Проверено 8 февраля 2008 года .
  56. ^ "У Плутона могут быть ледяные вулканы, работающие на аммиаке" . Журнал "Астрономия" . 9 ноября 2015. Архивировано 4 марта 2016 года.
  57. ^ Cuzzi, Джеффри Н .; Хоган, Роберт С.; Боттке, Уильям Ф. (2010). «К начальным функциям массы астероидов и объектов пояса Койпера». Икар . 208 (2): 518–538. arXiv : 1004.0270 . Bibcode : 2010Icar..208..518C . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.03.005 . S2CID 31124076 . 
  58. ^ Johansen, A .; Jacquet, E .; Куцци, Дж. Н.; Morbidelli, A .; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы образования астероидов». В Michel, P .; DeMeo, F .; Боттке, W. (ред.). Астероиды IV . Серия космических наук. Университет Аризоны Press. п. 471. arXiv : 1505.02941 . Bibcode : 2015aste.book..471J . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch025 . ISBN 978-0-8165-3213-1. S2CID  118709894 .
  59. ^ Несворны, Дэвид; Юдин, Эндрю Н .; Ричардсон, Дерек С. (2010). "Формирование двойных систем пояса Койпера гравитационным коллапсом". Астрономический журнал . 140 (3): 785–793. arXiv : 1007,1465 . Bibcode : 2010AJ .... 140..785N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 140/3/785 . S2CID 118451279 . 
  60. ^ Хансен, К. (7 июня 2005 г.). «Орбитальная перестановка для ранней солнечной системы» . Geotimes . Проверено 26 августа 2007 года .
  61. ^ Циганис, К .; Gomes, R .; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы». Природа . 435 (7041): 459–461. Bibcode : 2005Natur.435..459T . DOI : 10,1038 / природа03539 . PMID 15917800 . S2CID 4430973 .  
  62. ^ Томмс, EW; Дункан, MJ; Левисон, Гарольд Ф. (2002). «Образование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал . 123 (5): 2862–2883. arXiv : astro-ph / 0111290 . Bibcode : 2002AJ .... 123.2862T . DOI : 10.1086 / 339975 . S2CID 17510705 . 
  63. ^ Паркер, Алекс Х .; Кавелаарс, Дж. Дж. (2010). «Разрушение двойных малых планет при рассеянии Нептуна». Письма в астрофизический журнал . 722 (2): L204 – L208. arXiv : 1009,3495 . Bibcode : 2010ApJ ... 722L.204P . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 722/2 / L204 . S2CID 119227937 . 
  64. ^ Ловетт, Р. (2010). «Пояс Койпера может быть рожден столкновениями». Природа . DOI : 10.1038 / news.2010.522 .
  65. ^ a b Несворны, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование ранней нестабильности Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Bibcode : 2012AJ .... 144..117N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 144/4/117 . S2CID 117757768 . 
  66. ^ Nesvorný, Дэвид (2015). «Свидетельства медленной миграции Нептуна из распределения наклонов объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Bibcode : 2015AJ .... 150 ... 73N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 150/3/73 . S2CID 119185190 . 
  67. ^ Nesvorný, Дэвид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Bibcode : 2015AJ .... 150 ... 68N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 150/3/68 . S2CID 117738539 . 
  68. ^ Фрейзер, Уэсли; и другие. (2017). «Все планетезимали, рожденные около пояса Койпера, образовались как двойные». Природа Астрономия . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Bibcode : 2017NatAs ... 1E..88F . DOI : 10.1038 / s41550-017-0088 . S2CID 118924314 . 
  69. ^ Вольф, Шайлер; Доусон, Ревекка I .; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Bibcode : 2012ApJ ... 746..171W . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 746/2/171 . S2CID 119233820 . 
  70. ^ Morbidelli, A .; Гаспар, HS; Несворный, Д. (2014). «Происхождение своеобразного распределения эксцентриситета внутреннего холодного пояса Койпера». Икар . 232 : 81–87. arXiv : 1312,7536 . Bibcode : 2014Icar..232 ... 81M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2013.12.023 . S2CID 119185365 . 
  71. ^ Б с д е е Brown, Michael E. (2012). "Композиции объектов пояса Койпера". Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 40 (1): 467–494. arXiv : 1112.2764 . Bibcode : 2012AREPS..40..467B . DOI : 10.1146 / annurev-earth-042711-105352 . S2CID 14936224 . 
  72. ^ a b c Дэвид К. Джуитт и Джейн Луу (2004). «Кристаллический водяной лед на объекте пояса Койпера (50000) Quaoar» (PDF) . Природа . 432 (7018): 731–3. Bibcode : 2004Natur.432..731J . DOI : 10,1038 / природа03111 . PMID 15592406 . S2CID 4334385 . Архивировано из оригинального (PDF) 21 июня 2007 года . Проверено 21 июня 2007 года .   
  73. ^ "Изгнанный астероид, обнаруженный во внешних областях Солнечной системы - телескопы ESO обнаружили первый подтвержденный богатый углеродом астероид в поясе Койпера" . www.eso.org . Проверено 12 мая 2018 .
  74. ^ a b Дэйв Джевитт (2004). «Поверхности объектов пояса Койпера» . Гавайский университет . Архивировано из оригинала 9 июня 2007 года . Проверено 21 июня 2007 года .
  75. ^ a b Джевитт, Дэвид; Луу, Джейн (1998). «Оптическое и инфракрасное спектральное разнообразие в поясе Койпера» (PDF) . Астрономический журнал . 115 (4): 1667–1670. Bibcode : 1998AJ .... 115.1667J . DOI : 10.1086 / 300299 . S2CID 122564418 .  
  76. ^ Джевитт, Дэвид С.; Луу, Джейн X. (2001). «Цвета и спектры объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 122 (4): 2099–2114. arXiv : astro-ph / 0107277 . Bibcode : 2001AJ .... 122.2099J . DOI : 10.1086 / 323304 . S2CID 35561353 . 
  77. ^ Браун, RH; Cruikshank, DP; Пендлтон, Y; Видер, GJ (1997). "Состав поверхности объекта пояса Койпера 1993SC" . Наука . 276 (5314): 937–9. Bibcode : 1997Sci ... 276..937B . DOI : 10.1126 / science.276.5314.937 . PMID 9163038 . S2CID 45185392 .  
  78. ^ Вонг, Ян; Браун, Майкл Э. (2017). «Бимодальное цветовое распределение малых объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 153 (4): 145. arXiv : 1702.02615 . Bibcode : 2017AJ .... 153..145W . DOI : 10.3847 / 1538-3881 / aa60c3 . S2CID 30811674 . 
  79. ^ Браун, Майкл Э .; Блейк, Джеффри А .; Кесслер, Жаклин Э. (2000). "Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне яркого объекта пояса Койпера 2000 EB173". Астрофизический журнал . 543 (2): L163. Bibcode : 2000ApJ ... 543L.163B . CiteSeerX 10.1.1.491.4308 . DOI : 10.1086 / 317277 . 
  80. ^ Ликандро; Олива; Ди Мартино (2001). «Инфракрасная спектроскопия НИКС-ТНГ транснептуновых объектов 2000 EB173 и 2000 WR106». Астрономия и астрофизика . 373 (3): L29. arXiv : astro-ph / 0105434 . Бибкод : 2001A & A ... 373L..29L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010758 . S2CID 15690206 . 
  81. ^ Глэдман, Бретт; и другие. (Август 2001 г.). «Строение пояса Койпера» . Астрономический журнал . 122 (2): 1051–1066. Bibcode : 2001AJ .... 122.1051G . DOI : 10.1086 / 322080 . S2CID 54756972 . 
  82. ^ Питьева, Е.В.; Питьев Н.П. (30 октября 2018 г.). «Массы Главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических аппаратов». Письма об астрономии . 44 (89): 554–566. arXiv : 1811.05191 . DOI : 10.1134 / S1063773718090050 . S2CID 119404378 . 
  83. ^ Несворны, Дэвид; Вокроухлицкий, Давид; Bottke, William F .; Нолл, Кейт; Левисон, Гарольд Ф. (2011). «Наблюдаемая бинарная фракция устанавливает пределы степени столкновительного измельчения в поясе Койпера». Астрономический журнал . 141 (5): 159. arXiv : 1102.5706 . Bibcode : 2011AJ .... 141..159N . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 141/5/159 . S2CID 54187134 . 
  84. ^ Морбиделли, Алессандро; Несворный, Давид (2020). «Пояс Койпера: становление 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 .
  85. ^ Shankman, C .; Кавелаарс, JJ; Глэдман, Б.Дж.; Александерсен, М .; Kaib, N .; Petit, J.-M .; Bannister, MT; Chen, Y.-T .; Gwyn, S .; Якубик, М .; Волк, К. (2016). "OSSOS. II. Резкий переход в распределении абсолютной величины рассеивающего населения пояса Койпера". Астрономический журнал . 150 (2): 31. arXiv : 1511.02896 . Bibcode : 2016AJ .... 151 ... 31S . DOI : 10.3847 / 0004-6256 / 151/2/31 . S2CID 55213074 . 
  86. ^ Александерсен, Майк; Глэдман, Бретт; Кавелаарс, JJ; Пети, Жан-Марк; Гвин, Стивен; Шанкман, Корк (2014). «Тщательно охарактеризованный и отслеживаемый транснептуновый обзор, распределение размеров Plutinos и количество нептуновых троянцев». Астрономический журнал . 152 (5): 111. arXiv : 1411.7953 . DOI : 10.3847 / 0004-6256 / 152/5/111 . S2CID 119108385 . 
  87. ^ "Хаббл находит самый маленький объект пояса Койпера, когда-либо виденный" . ХабблСайт. Декабрь 2009 . Проверено 29 июня 2015 года .
  88. ^ Schlichting, HE; Офек, ЭО; Wenz, M .; Sari, R .; Гал-Ям, А .; Ливио, М .; и другие. (Декабрь 2009 г.). «Единственный субкилометровый объект пояса Койпера от звездного затмения в архивных данных». Природа . 462 (7275): 895–897. arXiv : 0912.2996 . Bibcode : 2009Natur.462..895S . DOI : 10,1038 / природа08608 .
  89. ^ Schlichting, HE; Офек, ЭО; Wenz, M .; Sari, R .; Гал-Ям, А .; Ливио, М .; и другие. (Декабрь 2012 г.). «Измерение численности объектов пояса Койпера размером менее одного километра с помощью звездных затенений» . Астрофизический журнал . 761 (2): 10. arXiv : 1210,8155 . Bibcode : 2012ApJ ... 761..150S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 761/2/150 . S2CID 31856299 . 150. 
  90. ^ a b c «Список кентавров и объектов с разбросанным диском» . IAU: Центр малых планет . Проверено 27 октября 2010 года .
  91. ^ Дэвид Джевитт (2005). «КБО масштаба 1000 км» . Гавайский университет . Проверено 16 июля 2006 года .
  92. ^ Крейг Б. Агнор и Дуглас П. Гамильтон (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой» (PDF) . Природа . 441 (7090): 192. Bibcode : 2006Natur.441..192A . DOI : 10,1038 / природа04792 . PMID 16688170 . S2CID 4420518 . Архивировано из оригинального (PDF) 21 июня 2007 года . Проверено 29 октября 2007 года .   
  93. ^ Энкреназ, Тереза; Kallenbach, R .; Owen, T .; Сотин, К. (2004). ТРИТОН, ПЛУТО, КЕНТАВРЫ И ТРАНСНЕПТУНСКИЕ ТЕЛА . Исследовательский центр НАСА Эймса . Springer. ISBN 978-1-4020-3362-9. Проверено 23 июня 2007 года .
  94. ^ Майк Браун (2007). «Дисномия, луна Эриды» . Калтех . Проверено 14 июня 2007 года .
  95. ^ «Резолюция B5 и B6» (PDF) . Международный астрономический союз. 2006 г.
  96. ^ "Иксион" . 8planets.net . Архивировано из оригинального 2 -го мая 2012 года . Проверено 23 июня 2007 года .
  97. ^ Джон Стэнсберри; Уилл Гранди; Майк Браун; Дейл Круикшанк; Джон Спенсер; Дэвид Триллинг; Жан-Люк Марго (2007). Физические свойства пояса Койпера и объектов-кентавров: ограничения с космического телескопа Спитцер . arXiv : astro-ph / 0702538 . Bibcode : 2008ssbn.book..161S .
  98. ^ "Проект определения планеты МАС" . IAU . 2006. Архивировано из оригинального 27 августа 2008 года . Проверено 26 октября 2007 года .
  99. ^ Браун, Мэн ; Ван Дам, Массачусетс; Bouchez, AH; Le Mignant, D .; Кэмпбелл, РД; Чин, JCY; Конрад, А .; Хартман, СК; Johansson, EM; Lafon, RE; Rabinowitz, DL Rabinowitz; Stomski, PJ, Jr .; Саммерс, DM; Трухильо, Калифорния; Визинович, П.Л. (2006). "Спутники крупнейших объектов пояса Койпера" (PDF) . Астрофизический журнал . 639 (1): L43 – L46. arXiv : astro-ph / 0510029 . Bibcode : 2006ApJ ... 639L..43B . DOI : 10.1086 / 501524 . S2CID 2578831 . Проверено 19 октября 2011 года .  
  100. ^ Агнор, CB; Гамильтон, Д.П. (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой» (PDF) . Природа . 441 (7090): 192–4. Bibcode : 2006Natur.441..192A . DOI : 10,1038 / природа04792 . PMID 16688170 . S2CID 4420518 .   
  101. ^ "Программа New Frontiers: цели науки New Horizons" . НАСА - Программа новых границ . Архивировано из оригинала 15 апреля 2015 года . Проверено 15 апреля 2015 года .
  102. ^ "Команда Новых Горизонтов НАСА публикует первые научные результаты облета пояса Койпера" . НАСА. 16 мая 2019 . Дата обращения 16 мая 2019 .
  103. ^ «Телескоп Хаббла НАСА находит потенциальные цели пояса Койпера для миссии« Новые горизонты »Плутона» . пресс-релиз . Лаборатория прикладной физики Джона Хопкинса . 15 октября 2014. Архивировано из оригинала 16 октября 2014 года . Проверено 16 октября 2014 года .
  104. ^ Буи, Марк (15 октября 2014). «Результаты поиска New Horizons HST KBO: отчет о состоянии» (PDF) . Научный институт космического телескопа . п. 23.
  105. ^ a b Лакдавалла, Эмили (15 октября 2014 г.). «Наконец-то! У New Horizons есть вторая цель» . Блог планетарного общества . Планетарное общество . Архивировано 15 октября 2014 года . Проверено 15 октября 2014 года .
  106. ^ «Хаббл, чтобы приступить к полному поиску целей New Horizons» . Пресс-релиз HubbleSite . Научный институт космического телескопа . 1 июля 2014 . Проверено 15 октября 2014 года .
  107. ↑ Стромберг, Джозеф (14 апреля 2015 г.). «Зонд НАСА New Horizons посещал Плутон и только что прислал свои первые цветные фотографии» . Vox . Проверено 14 апреля 2015 года .
  108. ↑ Кори С. Пауэлл (29 марта 2015 г.). "Алан Стерн о чудесах Плутона, потерянном близнеце New Horizons и всей этой" вещи "карликовой планеты . Откройте для себя .
  109. ^ Портер, SB; Паркер, AH; Buie, M .; Спенсер, Дж .; Weaver, H .; Стерн, С.А.; Benecchi, S .; Зангари AM; Verbiscer, A .; Gywn, S .; Petit, J. -M .; Sterner, R .; Borncamp, D .; Noll, K .; Кавелаарс, JJ; Tholen, D .; Певица, КН; Шоуолтер, М .; Fuentes, C .; Bernstein, G .; Белтон, М. (2015). «Орбиты и доступность потенциальных новых целей для встреч с KBO» (PDF) . USRA-Houston (1832): 1301. Bibcode : 2015LPI .... 46.1301P . Архивировано 3 марта 2016 года из оригинального (PDF) .
  110. ↑ Маккиннон, Мика (28 августа 2015 г.). «Новые горизонты открывают путь к следующей цели: давайте исследуем пояс Койпера!» . Архивировано 31 декабря 2015 года.
  111. ^ Дуэйн Браун / Лори Кантильо (1 июля 2016 г.). «Новые горизонты получают продление миссии до пояса Койпера, рассвет остается на Церере» . НАСА . Дата обращения 15 мая 2017 .
  112. ^ New Horizons ловит блуждающий объект пояса Койпера недалеко от spacedaily.com Laurel MD (SPX). 7 декабря 2015 года.
  113. ↑ Corum, Jonathan (10 февраля 2019 г.). «New Horizons представляет уплощенную форму Ultima Thule - космический корабль NASA New Horizons пролетел мимо самого далекого объекта, который когда-либо посещался: крошечного фрагмента ранней Солнечной системы, известного как MU69 2014 года и получившего прозвище Ultima Thule. - Интерактивный» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 11 февраля 2019 .
  114. ↑ Холл, Лора (5 апреля 2017 г.). "Fusion-Enabled Pluto Orbiter и Lander" . НАСА . Проверено 13 июля 2018 .
  115. ^ "Глобальная аэрокосмическая корпорация представит НАСА концепцию посадочного модуля Плутона" . EurekAlert! . Проверено 13 июля 2018 .
  116. ^ Poncy, Джоэл; Фондекаба Байг, Хорди; Ферезин, Фред; Мартинот, Винсент (1 марта 2011 г.). «Предварительная оценка орбитального аппарата в системе Хаумеан: как быстро планетарный орбитальный аппарат может достичь столь далекой цели?». Acta Astronautica . 68 (5–6): 622–628. Bibcode : 2011AcAau..68..622P . DOI : 10.1016 / j.actaastro.2010.04.011 . ISSN 0094-5765 . 
  117. ^ «Хаумеа: техника и обоснование» . www.centauri-dreams.org . Проверено 13 июля 2018 .
  118. ^ «Драматическое путешествие New Horizons к Плутону раскрыто в новой книге» . Space.com . Проверено 13 июля 2018 .
  119. ^ a b TVIW (4 ноября 2017 г.), 22. Первый явный шаг человечества в достижении другой звезды: миссия межзвездного зонда , получено 24 июля 2018 г.
  120. ^ "Трехлетний Саммит Солнца Земли" . Проверено 24 июля 2018 года .
  121. ^ Гливс, Эшли; Аллен, Рэндалл; Тупис, Адам; Куигли, Джон; Луна, Адам; Роу, Эрик; Спенсер, Дэвид; Юст, Николас; Лайн, Джеймс (13 августа 2012 г.). Обзор возможностей полетов к транснептуновым объектам - Часть II, Орбитальный захват . Конференция специалистов по астродинамике AIAA / AAS . Рестон, Вирджиния: Американский институт аэронавтики и астронавтики. DOI : 10.2514 / 6.2012-5066 . ISBN 9781624101823. S2CID  118995590 .
  122. ^ Недорогая возможность для сближения и захвата нескольких транснептуновых объектов, AAS Paper 17-777.
  123. ^ a b "НИЗКАЯ ВОЗМОЖНОСТЬ AAS 17-777 ДЛЯ НЕСКОЛЬКИХ ТРАНСНЕПТУНСКИХ ОБЪЕКТОВ, ОТКРЫТЫХ И ОРБИТАЛЬНЫХ ЗАХВАТОВ" . ResearchGate . Проверено 23 сентября 2019 года .
  124. ^ «Обзор возможностей миссии к транснептуновым объектам» . ResearchGate . Проверено 23 сентября 2019 года .
  125. ^ ПЛАНЕТАРНАЯ НАУКА С МЕЖЗВЕЗДНЫМ ЗОНДОМ. https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2019/pdf/2709.pdf
  126. ^ a b Калас, Пол; Грэм, Джеймс Р .; Clampin, Mark C .; Фицджеральд, Майкл П. (2006). «Первые изображения в рассеянном свете дисков обломков вокруг HD 53143 и HD 139664». Астрофизический журнал . 637 (1): L57. arXiv : astro-ph / 0601488 . Bibcode : 2006ApJ ... 637L..57K . DOI : 10.1086 / 500305 . S2CID 18293244 . 
  127. ^ Триллинг, Германия; Bryden, G .; Бейхман, Калифорния; Rieke, GH; Вс, КЫЛ; Stansberry, JA; Blaylock, M .; Стапельфельдт, КР; Биман, JW; Haller, EE (февраль 2008 г.). «Диски обломков вокруг звезд, похожих на Солнце». Астрофизический журнал . 674 (2): 1086–1105. arXiv : 0710.5498 . Bibcode : 2008ApJ ... 674.1086T . DOI : 10.1086 / 525514 . S2CID 54940779 . 
  128. ^ «Пыльные планетные диски вокруг двух соседних звезд напоминают наш пояс Койпера» . 2006 . Проверено 1 июля 2007 года .
  129. ^ Kuchner, MJ; Старк, CC (2010). "Коллизионные модели очистки пылевого облака пояса Койпера". Астрономический журнал . 140 (4): 1007–1019. arXiv : 1008.0904 . Bibcode : 2010AJ .... 140.1007K . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 140/4/1007 . S2CID 119208483 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Страница Дэйва Джуитта @ UCLA
    • Название пояса
  • Список короткопериодических комет по семействам
  • Профиль пояса Койпера, проведенный НАСА по исследованию солнечной системы
  • Электронный бюллетень пояса Койпера
  • Wm. Страница Роберта Джонстона на TNO
  • Центр малых планет: график внешней Солнечной системы , иллюстрирующий разрыв Койпера.
  • Сайт Международного астрономического союза (обсуждение статуса ТНО)
  • XXVI Генеральная Ассамблея 2006 г.
  • Статья на сайте nature.com: диаграмма, показывающая внутреннюю часть Солнечной системы, пояс Койпера и Облако Оорта , взята из работы Алана Стерна, С. (2003). «Эволюция комет в облаке Оорта и поясе Койпера». Природа . 424 (6949): 639–42. DOI : 10,1038 / природа01725 . PMID 12904784 . S2CID 4363645 .  
  • SPACE.com: Намеки на открытие квадриллиона космических камней за пределами Нептуна (Сара Гударзи) 15 августа 2006 г., 06:13 по восточному времени
  • Эпизод № 64 телесериала « Астрономия Внешней Солнечной системы» включает полную расшифровку.
  • Пояс Койпера на 365daysofastronomy.org
  • Веб-страница Девяти планет о поясе Эджворта-Койпера и облаке Оорта
  • Список TNOS