Пояс Койпера - Kuiper belt

«КБО» перенаправляется сюда. Для использования в других целях см. KBOS (значения).

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

  Кентавры		   Нептун трояны
  Резонансный пояс Койпера
  Классический пояс Койпера
  Рассеянный диск
Расстояния, но не размеры, масштабируются
Источник: Центр малых планет, www.cfeps.сеть и другие
Виды далекие малые планеты

В Пояс Койпера (/ˈkаɪпər,ˈkʊɪ-/),[1] иногда звонил Пояс Эджворта-Койпера, это околозвездный диск во внешнем Солнечная система, начиная с орбита из Нептун (в 30Австралия ) примерно до 50 а.е. от солнце.[2] Это похоже на пояс астероидов, но гораздо больше - в 20 раз шире и в 20–200 раз больше массивный.[3][4] Как и пояс астероидов, он состоит в основном из маленькие тела или остатки того, когда Солнечная система сформировалась. Хотя многие астероиды состоят в основном из камень и металла, большинство объектов пояса Койпера состоят в основном из замороженных летучие вещества (называемые «льдом»), например метан, аммиак и воды. В поясе Койпера три официально признанных карликовые планеты: Плутон, Хаумеа и Makemake. Некоторые из луны, например, Нептуна Тритон и Сатурн с Фиби, возможно, возникли в этом регионе.[5][6]

Пояс Койпера был назван в честь голландско-американского астронома. Джерард Койпер, хотя и не предсказывал его существования. В 1992 г. малая планета (15760) Альбион был обнаружен, первый объект пояса Койпера (KBO) со времен Плутона и Харон.[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] Пояс Койпера изначально считался главным хранилищем периодические кометы, 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] разбросанные дисковые объекты, такие как Эрис иметь чрезвычайно эксцентричный орбиты, которые уносят их на расстояние 100 а.е. от Солнца.[а]

Пояс Койпера отличается от теоретический Облако Оорта, который находится в тысячу раз дальше и по большей части имеет сферическую форму. Объекты в поясе Койпера, вместе с членами рассеянного диска и любой потенциальной Облако холмов или облачные объекты Оорта, вместе именуются транснептуновые объекты (TNOs).[12] Плутон - самый большой и самый массивный член пояса Койпера, а также самый большой и второй по величине из известных TNO, уступающий только Эриде по рассеянному диску.[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 KBO, известных как в качестве "Plutinos ", которые имеют одинаковое соотношение 2: 3 резонанс с Нептуном.

Пояс Койпера и Нептун можно рассматривать как маркер протяженности Солнечной системы. гелиопауза и расстояние, на котором гравитационное влияние Солнца сопоставимо с влиянием других звезд (по оценкам, между 50000 Австралия и около 2 световых лет ).[13]

История

Плутон и Харон

После открытия Плутон в 1930 году многие предполагали, что он может быть не один. О регионе, который сейчас называется поясом Койпера, на протяжении десятилетий выдвигались различные гипотезы. Лишь в 1992 году были найдены 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 предложил его.[14](p106)

Гипотезы

Первый астроном предполагать существование транснептуновой популяции было Фредерик С. Леонард. Вскоре после открытия Плутона Клайд Томбо в 1930 году Леонард задумался о том, «маловероятно, что в Плутоне обнаружился первый из серии ультранаптуновых тел, остальные члены которых все еще ждут открытия, но которым суждено в конечном итоге быть обнаруженными ".[15] В том же году астроном Армин О. Лойшнер предположил, что Плутон «может быть одним из многих долгопериодических планетных объектов, которые еще предстоит открыть».[16]

Астроном Джерард Койпер, в честь которого назван пояс Койпера

В 1943 г. в г. Журнал Британской астрономической ассоциации, Кеннет Эджворт предположили, что в регионе за пределами Нептун, материал в изначальный солнечная туманность был слишком широко расположен, чтобы конденсироваться в планеты, и поэтому скорее сконцентрировался в мириады более мелких тел. Из этого он сделал вывод, что «внешняя область Солнечной системы, за пределами орбит планет, занята очень большим количеством сравнительно небольших тел»[17](pxii) и что время от времени один из них «покидает свою сферу и появляется как случайный гость во внутренней солнечной системе»,[17](p2) становясь комета.

В 1951 г. в статье в Астрофизика: тематический симпозиум, Джерард Койпер предположил, что подобный диск сформировался в начале эволюции Солнечной системы, но он не думал, что такой пояс существует до сих пор. Койпер исходил из распространенного в его время предположения, что Плутон был размером с Землю и поэтому разбросал эти тела в сторону Облако Оорта или вне 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 г. физик Аль Г.В. Кэмерон постулировал существование «огромной массы небольшого материала на окраинах Солнечной системы».[17](стр. 14) В 1964 г. Фред Уиппл, популяризировавший знаменитые "грязный снежок «гипотеза кометной структуры», предполагала, что «кометный пояс» может быть достаточно массивным, чтобы вызвать предполагаемые расхождения в орбите Уран это вызвало поиск Планета X или, по крайней мере, достаточно массивные, чтобы повлиять на орбиты известных комет.[19] Наблюдение исключило эту гипотезу.[17](стр. 14)

В 1977 г. Чарльз Коваль обнаруженный 2060 Хирон, ледяной планетоид с орбитой между Сатурном и Ураном. Он использовал мигающий компаратор, то же устройство, которое позволило Клайд Томбо открыть Плутон почти 50 лет назад.[20] В 1992 году еще один объект, 5145 Pholus, был обнаружен на аналогичной орбите.[21] Сегодня целая популяция кометоподобных тел, называемых кентавры, как известно, существует в области 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. Когда они приближаются к Солнцу, его тепло вызывает их летучий поверхности возгонять в космос, постепенно рассеивая их. Чтобы кометы оставались видимыми в течение всего возраста Солнечной системы, их необходимо часто пополнять.[23] Одной из таких областей пополнения является облако Оорта, сферический рой комет, простирающийся за 50000 а.е. от Солнца, впервые высказанный голландским астрономом. Ян Оорт в 1950 г.[24] Считается, что облако Оорта является источником долгопериодические кометы, которые такие, как Хейл – Бопп, орбиты которых существуют тысячи лет.[14](p105)

Есть еще одна популяция комет, известная как короткий период или же периодические кометы, состоящий из тех комет, которые, как и Комета Галлея, имеют орбитальные периоды менее 200 лет. К 1970-м годам скорость открытия короткопериодических комет становилась все более несовместимой с их появлением исключительно из облака Оорта.[17](стр39) Чтобы объект облака Оорта стал короткопериодической кометой, он должен быть сначала захвачен планетами-гигантами. В статье, опубликованной в Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества в 1980 году уругвайский астроном Хулио Фернандес заявил, что для того, чтобы каждая короткопериодическая комета была отправлена ​​во внутреннюю часть Солнечной системы из облака Оорта, 600 должны быть выброшены в межзвездное пространство. Он предположил, что 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 Скотт Тремейн провела 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](p191)

Открытие

Множество телескопов наверху Мауна-Кеа, с которым был открыт пояс Койпера

В 1987 году астроном Дэвид Джуитт, затем на Массачусетский технологический институт, был все более озадачен «кажущейся пустотой внешней Солнечной системы».[7] Он поощрял тогдашнего аспиранта Джейн Луу чтобы помочь ему в его усилиях найти другой объект за пределами Плутон орбиты, потому что, как он ей сказал: «Если мы этого не сделаем, никто не будет».[17](p50) Использование телескопов на Национальная обсерватория Китт-Пик в Аризоне и Межамериканская обсерватория Серро Тололо в Чили Джуитт и Луу проводили свои поиски примерно так же, как Клайд Томбо и Чарльз Коваль, с помощью мигающий компаратор.[17](p50) Первоначально осмотр каждой пары пластин занимал около восьми часов,[17](p51) но процесс ускорился с появлением электронных устройства с зарядовой связью или ПЗС-матрицы, которые, хотя их поле зрения было более узким, не только более эффективно собирали свет (они сохраняли 90% падающего на них света, а не 10%, достигаемые фотографиями), но и позволяли выполнять процесс мигания 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 в Гавайский университет. Позже Луу присоединился к нему, чтобы работать на 2,24-метровом телескопе Гавайского университета в Мауна-Кеа.[17](стр. 57, 62) В конце концов, поле зрения ПЗС-матриц увеличилось до 1024 на 1024 пикселей, что позволило проводить поиск гораздо быстрее.[17](p65) Наконец, после пяти лет поисков, Джевитт и Луу объявили 30 августа 1992 г. об "обнаружении кандидата в пояс Койпера. 1992 QB1".[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]

За двадцать лет (1992–2012 гг.) В поясе было найдено более тысячи тел. 1992 QB1 (назван в 2018 году, 15760 Альбион), показывая 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 беспилотный космический корабль пролетел мимо двух КБО, что обеспечило более точные наблюдения за системой Плутона и еще одним КБО.[30]

Исследования, проведенные после того, как был впервые нанесен на карту транснептуновый регион, показали, что регион, который сейчас называется поясом Койпера, не является местом происхождения короткопериодических комет, а вместо этого происходит от связанной популяции, называемой рассеянный диск. Рассеянный диск был создан, когда Нептун мигрировал за границу 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 влияла его орбита (собственно пояс Койпера), и популяцию, чья перигелия находятся 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

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 видим, 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", название, предложенное Клайд Томбо.[31] Период, термин "транснептуновый объект "(TNO) рекомендуется для объектов в поясе несколькими научными группами, потому что этот термин менее противоречив, чем все другие - это не точный синоним хотя, поскольку TNO включают в себя все объекты, вращающиеся вокруг Солнца за орбитой Нептун, а не только в поясе Койпера.

Структура

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 принято считать, что основная часть ремня выходит из резонанса среднего движения 2: 3 (Смотри ниже ) на 39,5 а.е. до резонанса 1: 2 примерно на 48 а.е.[32] Пояс Койпера довольно толстый, с основной концентрацией, простирающейся на десять градусов за пределы плоскость эклиптики и более размытое распределение предметов, простирающихся в несколько раз дальше. В целом это больше похоже на тор или пончик, чем пояс.[33] Его среднее положение наклонено к эклиптике на 1,86 градуса.[34]

Наличие Нептун оказывает сильное влияние на структуру пояса Койпера из-за орбитальные резонансы. 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 за ее пределы. рассеянный диск или межзвездное пространство. Это приводит к тому, что пояс Койпера имеет ярко выраженные пробелы в его нынешней структуре, аналогичные Пробелы Кирквуда в пояс астероидов. Например, в области между 40 и 42 а.е. 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

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, а его члены составляют примерно две трети наблюдаемых на сегодняшний день ОКБ.[36][37] Поскольку первое современное КБО обнаружило (Альбион, но долго коллировал (15760) 1992 QB1), считается прообразом этой группы, классические КБО часто называют Cubewanos («Q-B-1-os»).[38][39] В руководящие указания установленный IAU требовать, чтобы классическим КБО были даны имена мифологических существ, связанных с творением.[40]

Классический пояс Койпера, по-видимому, состоит из двух отдельных популяций. Первое, известное как «динамически холодное» население, имеет орбиты, очень похожие на орбиты планет; почти круглый, с орбитальный эксцентриситет менее 0,1, и с относительно небольшими наклонами, примерно до 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] Вторая, «динамически горячая» популяция, имеет орбиты, намного более наклоненные к эклиптике, до 30 °. Эти две популяции были названы так не из-за большой разницы в температуре, а из-за аналогии с частицами в газе, которые увеличивают свою относительную скорость по мере того, как нагреваются.[42] Мало того, что две популяции находятся на разных орбитах, холодная популяция также различается по цвету и альбедо, будучи краснее и ярче, имеет большую долю двоичных объектов,[43] имеет другое распределение размеров,[44] и не хватает очень крупных объектов.[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 горячая популяция сформировалась вблизи первоначальной орбиты Нептуна и была рассеяна во время миграция планет-гигантов.[3][46] С другой стороны, было высказано предположение, что холодная популяция сформировалась более или менее в своем нынешнем положении, потому что свободные двойные системы вряд ли переживут встречи с Нептуном.[47] Хотя модель Ниццы, по-видимому, может хотя бы частично объяснить разницу в составе, также было высказано предположение, что разница в цвете может отражать различия в эволюции поверхности.[48]

Резонансы

Основная статья: Резонансный транснептуновый объект
Распределение Cubewanos (синий), Резонансные транснептуновые объекты (красный), Седноиды (желтый) и разбросанные предметы (серый)
Классификация орбиты (схема полуглавные оси )

Когда орбитальный период объекта является точным соотношением периода обращения Нептуна (ситуация, называемая резонанс среднего движения ), то он может синхронизироваться с Нептуном и избежать возмущений, если их относительное выравнивание является подходящим. Если, например, объект вращается вокруг Солнца дважды на каждые три орбиты 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 он начался, потому что он будет завершен1 1⁄2 орбиты в то же время. Это известно как резонанс 2: 3 (или 3: 2), и он соответствует характеристике большая полуось около 39,4 AU. Этот резонанс 2: 3 населен примерно 200 известными объектами,[49] включая Плутон вместе с его луны. В знак признания этого члены этой семьи 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 требуют, чтобы все плутоны, как и Плутон, были названы в честь божеств подземного мира.[40] Резонанс 1: 2 (объекты которого завершают половину орбиты каждого из Нептуна) соответствует большой полуоси ~ 47,7 а.е. и малонаселен.[51] Его жителей иногда называют двое. Другие резонансы также существуют в форматах 3: 4, 3: 5, 4: 7 и 2: 5.[17](p104) Нептун имеет ряд троянские объекты, которые занимают Лагранжевые точки, 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](p107)

Утес Койпера

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

В 1: 2 резонанс 47,8 а.е., кажется, является границей, за которой известно немного объектов. Неясно, действительно ли это внешний край классического пояса или только начало широкой щели. Объекты были обнаружены в резонансе 2: 5 на расстоянии примерно 55 а.е., что далеко за пределами классического пояса; предсказания большого количества тел на классических орбитах между этими резонансами не были подтверждены наблюдениями.[50]

На основании оценок первичной массы, необходимой для образования Уран и Нептун, а также тела размером с Плутон (видеть § Распределение масс и размеров ), более ранние модели пояса Койпера предполагали, что количество крупных объектов увеличится в два раза после 50 а.е.,[52] поэтому этот внезапный резкий спад, известный как Утес Койпера, было неожиданным, и на сегодняшний день его причина неизвестна. Бернштейн, Триллинг и др. (2003) обнаружили доказательства того, что быстрое уменьшение количества объектов с радиусом 100 км и более за пределами 50 а.е. действительно реально, а не из-за систематическая ошибка наблюдений. Возможные объяснения включают в себя то, что материал на таком расстоянии был слишком редким или слишком рассеянным, чтобы срастаться с большими объектами, или что последующие процессы удалили или уничтожили те, которые образовались.[53] Патрик Ликавка из Университет Кобе утверждал, что гравитационное притяжение невидимый большой планетарный объект, возможно размером с Землю или Марс, может быть ответственным.[54][55]

Источник

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: (а) перед резонансом 1: 2 Юпитер / Сатурн, (б) рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после орбитального сдвига 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 строительства нескольких обзорных телескопов с широким полем зрения, таких как Пан-СТАРРС и будущее LSST, который должен выявить многие в настоящее время неизвестные KBO. Эти опросы предоставят данные, которые помогут определить ответы на эти вопросы.[3]

Считается, что пояс Койпера состоит из планетезимали, фрагменты из оригинала протопланетный диск 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 кратера рассчитаны на Плутон и Харон 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, сконцентрированных между водоворотами в турбулентном протопланетном диске.[47][57] или в потоковая нестабильность.[58] Эти схлопывающиеся облака могут фрагментироваться, образуя двойные системы.[59]

Современное компьютерное моделирование показать, что пояс Койпера находился под сильным влиянием Юпитер и Нептун, а также предполагаем, что ни Уран ни Нептун не мог 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 миграция орбит планет-гигантов: Сатурн, Уран и Нептун ушли наружу, а Юпитер - внутрь. В конце концов, орбиты сместились к точке, где Юпитер и Сатурн достигли точного резонанса 1: 2; Юпитер вращался вокруг Солнца дважды 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 сильно 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 большим 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 неправильные спутники, вращающиеся вокруг планет-гигантов, и как астероиды внешнего пояса. Остальные были снова рассеяны Юпитером и в большинстве случаев выброшены из Солнечной системы, что уменьшило изначальную популяцию пояса Койпера на 99% или более.[48]

Оригинальная версия самой популярной в настоящее время модели "Хорошая модель ", воспроизводит многие характеристики пояса Койпера, такие как" холодное "и" горячее "население, резонансные объекты и рассеянный диск, но все же не учитывает некоторые характеристики их распределений. Модель предсказывает более высокое среднее Эксцентриситет на классических орбитах KBO, чем наблюдается (0,10–0,13 против 0,07), и его 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 на его нынешнем месте, представляя единственное действительно местное население малых тел в Солнечной системе.[64]

А недавняя модификация в модели Ниццы Солнечная система начинается с пяти планет-гигантов, включая дополнительную 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 встречается с Сатурном, 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 истощится небольшими частями, остающимися в различных местах.[65]

Как и в исходной 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. на 30 а.е. на временной шкале 30 млн лет.[66] Когда Нептун мигрирует на 28 а.е., он вступает в гравитационное столкновение с дополнительным ледяным гигантом. Объекты, захваченные из холодного пояса в резонанс среднего движения 1: 2 с Нептуном, остаются позади как локальная концентрация на 44 а.е., когда это столкновение заставляет большую полуось Нептуна выпрыгивать наружу.[67] Объекты, отложенные 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 устранена и изначальный холодный пояс сохранится.[69] На более поздних этапах миграции Нептуна медленное движение резонансов среднего движения удаляет объекты с более высоким эксцентриситетом из холодного пояса, усекая его распределение эксцентриситета.[70]

Сочинение

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

Предполагается, что объекты пояса Койпера, удаленные от Солнца и крупных 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 небольших размеров и удаленности от Земли химический состав КБО 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 спектр. Разные вещества поглощают свет с разной длиной волны, и когда спектр для определенного объекта распутывается, темные линии (называемые линии поглощения ) появляются там, где вещества внутри него поглощают свет определенной длины волны. Каждый элемент или же сложный 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 ремня всего около 50 K,[72] так много соединений, 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 высокого разрешения, такого как Космический телескоп Хаббла, по срокам затмение когда объект проходит перед звездой или, как правило, с помощью 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 колеблется от менее 0,4 до 2,6 г / см.3. Считается, что наименее плотные объекты состоят в основном из льда и имеют значительную пористость. Самые плотные объекты, вероятно, состоят из камня с тонкой коркой льда. Существует тенденция низкой плотности для небольших объектов и высокой плотности для самых крупных объектов. Одно из возможных объяснений этой тенденции состоит в том, что лед исчез с поверхностных слоев, когда дифференцированные объекты столкнулись, чтобы сформировать самые большие объекты.[71]

Впечатление художника от плутино и возможного бывшего Астероид C-типа (120216) 2004 EW95[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 поверхности состоят из самых разных соединений, от грязного льда до углеводороды.[75] Это разнообразие было поразительным, поскольку астрономы ожидали, что объекты KBO будут равномерно темными, поскольку они потеряли большую часть летучих льдов со своих поверхностей из-за воздействия солнечного света. космические лучи.[17](p118) Для устранения этого несоответствия были предложены различные решения, в том числе восстановление поверхности путем ударов или дегазация.[74] Спектральный анализ известных объектов пояса Койпера, проведенный в 2001 году Джуиттом и Луу, показал, что изменение цвета слишком велико, чтобы его можно было легко объяснить случайными ударами.[76] Считается, что солнечное излучение химически изменило метан на поверхности KBO, производя такие продукты, как толины. Makemake было показано, что он содержит ряд углеводородов, полученных в результате радиационной обработки метана, в том числе этан, этилен и ацетилен.[71]

Хотя на сегодняшний день большинство KBO по-прежнему кажутся спектрально невыразительными из-за своей слабости, был достигнут ряд успехов в определении их состава.[72] В 1996 году Роберт Х. Браун и др. полученные спектроскопические данные на KBO 1993 SC, которые показали, что его поверхностный состав заметно похож на состав поверхности Плутон, а также луна Нептуна Тритон, 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 цветах и ​​альбедо связана с сохранением или потерей сероводород (ЧАС2S) на поверхности этих объектов, с поверхностями тех, которые сформировались достаточно далеко от Солнца, чтобы сохранить H2Покраснение S из-за облучения.[78]

Крупнейшие КБО, такие как Плутон и Quaoar, имеют поверхности, богатые летучими соединениями, такими как метан, азот и монооксид 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 поверхностная сила тяжести и температура окружающей среды, которая определяет, что они могут удерживать.[71] Водяной лед был обнаружен в нескольких КБО, включая членов семьи Хаумеа, таких как 1996 TO66,[79] объекты среднего размера, такие как 38628 Huya и 20000 Варуна,[80] а также на некоторых мелких предметах.[71] Наличие кристаллического льда на крупных и средних объектах, в том числе 50000 Quaoar куда аммиак гидрат также был обнаружен,[72] может указывать на прошлую тектоническую активность, чему способствовало снижение температуры плавления из-за присутствия аммиака.[71]

Распределение массы и размеров

Несмотря на свои огромные размеры, коллектив масса пояса Койпера относительно низок. Общая масса динамически горячего населения оценивается в 1% от масса 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 сформировалось в том месте, где она сейчас находится. По последним оценкам, общая масса пояса Койпера составляет (1.97±0.30)×10−2 Массы Земли основаны на влиянии, которое она оказывает на движение планет.[82]

Малая общая масса динамически холодного населения представляет некоторые проблемы для моделей Формирование 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 крупные объекты просто не могли бы образоваться в результате столкновения и слияния более мелких планетезималей.[3] Более того, эксцентриситет и наклон текущих орбит делают столкновения довольно «жестокими», приводя к разрушению, а не к аккреции. Считается, что удаление значительной части массы динамически холодного населения маловероятно. 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 столкновений более мелких планетезималей, более крупный объект мог образоваться непосредственно в результате обрушения облаков из гальки.[84]

Иллюстрация степенного закона

Распределение размеров объектов пояса Койпера следует ряду законы власти. Степенной закон описывает отношения между N(D) (количество предметов диаметром больше D) и D, и называется наклоном яркости. Количество объектов обратно пропорционально некоторой степени диаметра. D:

что дает (предполагая 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, нашли значение q = 4 ± 0,5,[53] из чего следует, что имеется 8 (= 23) раз больше объектов в диапазоне 100–200 км, чем в диапазоне 200–400 км.

Недавние исследования показали, что распределения по размерам 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. Для холодных объектов наклон q = 8,2 на больших диаметрах и q = 2,9 на малых диаметрах 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 разрыв, резкое уменьшение количества объектов ниже определенного размера. Предполагается, что это пятно связано либо со столкновительной эволюцией популяции, либо с тем, что популяция образовалась без объектов меньшего размера, а более мелкие объекты являются фрагментами исходных объектов.[85][86]

Самые маленькие известные объекты пояса Койпера с радиусом менее 1 км были обнаружены только звездные затмения, так как они слишком тусклые (величина 35), чтобы их можно было увидеть прямо 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 обнаружении небольшого объекта пояса Койпера с субкилометровым радиусом в архиве Хаббл фотометрия с марта 2007 года. Ориентировочный радиус 520±60 м или диаметром 1040±120 кв.м., объект обнаружил Хабблс система слежения за звездами, когда она ненадолго закрыла звезду на 0,3 секунды.[88] В последующем исследовании, опубликованном в декабре 2012 года, Schlichting et al. провели более тщательный анализ архивных Хаббл фотометрии и сообщил о другом событии затмения объектом пояса Койпера размером менее километра, который оценивается как 530±70 кв.м. в радиусе или 1060±140 кв.м. в диаметре. Из событий затмения, обнаруженных в 2009 и 2012 годах, Schlichting et al. определили наклон распределения объектов пояса Койпера по размерам как q = 3,6 ± 0,2 или q = 3,8 ± 0,2, с допущениями единого степенного закона и однородного эклиптическая широта распределение. 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 предметы

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] Предполагается, что из-за своей нестабильной природы рассеянный диск является местом происхождения многих короткопериодических комет Солнечной системы. Их динамические орбиты иногда вынуждают их проникать внутрь Солнечной системы, сначала становясь кентавры, а затем короткопериодические кометы.[9]

Согласно Центр малых планет, который официально каталогизирует все транснептуновые объекты, KBO, строго говоря, - это любой объект, который вращается исключительно в пределах определенной области пояса Койпера, независимо от происхождения или состава. Предметы, обнаруженные за пределами пояса, классифицируются как разбросанные 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 на протяжении большей части истории Солнечной системы находилась за пределами Пояс Койпера (например, в области рассеянного диска). Они часто описывают рассеянные дисковые объекты как «рассеянные объекты пояса Койпера».[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

Основная статья: Тритон (луна)
Нептун луна Тритон

Считается, что в период миграции Нептун захватил большое КВО, Тритон, который является единственной большой луной в Солнечной системе с ретроградная орбита (он вращается по орбите, противоположной вращению Нептуна). Это говорит о том, что, в отличие от большого спутники Юпитера, Сатурн и Уран, 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 - непростая задача: для этого требуется некоторый механизм, замедляющий объект настолько, чтобы он мог быть захвачен гравитацией более крупного объекта. Возможное объяснение состоит в том, что Тритон был частью двоичного файла, когда столкнулся с Нептуном. (Многие KBO являются членами двоичных файлов. См. ниже.) Изгнание Нептуном другого члена двойной системы 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 монооксид углерода. Все это указывает на вывод, что Тритон когда-то был КБО, захваченным Нептуном во время его внешняя миграция.[93]

Крупнейшие КБО

Смотрите также: Список самых ярких объектов пояса Койпера
земной шарЛунаХаронХаронNixNixKerberosСтиксГидраГидраПлутонПлутонДисномияДисномияЭрисЭрисНамакаНамакаHi'iakaHi'iakaХаумеаХаумеаMakemakeMakemakeMK2MK2СянлюСянлюГонгунГонгунWeywotWeywotQuaoarQuaoarСеднаСеднаVanthVanthОркусОркусActaeaActaeaСалацияСалация2002 MS42002 MS4Файл: EightTNOs.png
Художественное сравнение Плутон, Эрис, Хаумеа, Makemake, Гонгун, Quaoar, Седна, Оркус, Салация, 2002 MS4, и земной шар вместе с Луна
[ ]

С 2000 года было обнаружено несколько КБО диаметром от 500 до 1500 км (932 мили), что более чем вдвое меньше диаметра Плутона (диаметр 2370 км). 50000 Quaoar Классическое КБО, обнаруженное в 2002 году, имеет диаметр более 1200 км. Makemake и Хаумеа оба, объявленные 29 июля 2005 г., еще больше. Другие объекты, такие как 28978 Иксион (обнаружено в 2001 г.) и 20000 Варуна (обнаружен в 2000 году), его диаметр составляет примерно 500 км (311 миль).[3]

Плутон

Основная статья: Плутон

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

Проблема была поставлена ​​на острие открытия Эрис, объект в рассеянный диск далеко за пределами пояса Койпера, который, как теперь известно, на 27% массивнее Плутона.[94] (Первоначально считалось, что Эрида больше Плутона по объему, но Новые горизонты миссия обнаружила, что это не так.) В ответ Международный астрономический союз (IAU) был вынужден определить, что такое планета впервые, и при этом включили в их определение, что планета должна иметь "очистил окрестности вокруг своей орбиты ".[95] Поскольку Плутон делит свою орбиту со многими другими крупными объектами, считалось, что он не очистил свою орбиту, и поэтому был переклассифицирован с планеты на планету. карликовая планета, что делает его членом пояса Койпера.

Хотя Плутон в настоящее время является самым крупным из известных 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 объяснено выше, вероятно, является захваченным KBO).

По состоянию на 2008 год только пять объектов в Солнечной системе (Церера, Эрида и Плутон, Makemake и Хаумеа ) внесены в список МАС как карликовые планеты. 90482 Оркус, 28978 Иксион и многие другие объекты пояса Койпера достаточно велики, чтобы находиться в гидростатическом равновесии; большинство из них, вероятно, будут соответствовать требованиям, когда о них станет больше известно.[96][97][98]

Спутники

Шесть крупнейших ТНО (Эрис, Плутон, Гонгун, Makemake, Хаумеа и Quaoar ), у всех есть спутники, а у двух из них больше одного. Более высокий процент более крупных объектов KBO имеет спутники, чем более мелкие объекты в поясе Койпера, что позволяет предположить, что причиной этого был другой механизм образования.[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

Основная статья: Новые горизонты
КБО 486958 Аррокот (зеленые кружки), выбранная цель для Новые горизонты Миссия объекта пояса Койпера

19 января 2006 г. первый космический аппарат, исследовавший пояс Койпера, Новые горизонты, был запущен, который пролетел Плутон 14 июля 2015 года. За пределами пролета Плутона целью миссии было обнаружение и исследование других, более удаленных объектов в поясе Койпера.[101]

Схема, показывающая местоположение 486958 Аррокот и траекторию встречи
Новые горизонты цветное составное изображение Аррокота, показывающее его красный цвет, предполагающее наличие органических соединений.[102] Пока 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 как PT1 («потенциальная цель 1»), PT2 и PT3. Новые горизонты команда.[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 предполагаемая вероятность того, что эти объекты были достижимы в пределах Новые горизонты' топливный бюджет составлял 100%, 7% и 97% соответственно.[105] Все были членами «холодных» (низко-склонность, низкий-эксцентриситет ) классический пояс Койпера и поэтому сильно отличается от Плутона. PT1 (с временным обозначением "1110113Y" на сайте HST[106]), наиболее удачно расположенный объект, имел величину 26,8, диаметр 30–45 км и был обнаружен в январе 2019 г.[107] Как только была предоставлена ​​достаточная информация об орбите, Центр малых планет дала официальные обозначения трем целевым КБО: 2014 MU69 (PT1), ОС 2014 г.393 (PT2) и 2014 PN70 (PT3). К осени 2014 г. возможная четвертая цель, 2014 МТ69, были исключены последующими наблюдениями. PT2 не участвовал в работе перед пролетом Плутона.[108][109]

26 августа 2015 г. первая цель, 2014 MU69 (прозванный "Ultima Thule", а затем названный 486958 Аррокот ), был выбран. Корректировка курса проводилась в конце октября и начале ноября 2015 года, что привело к облету в январе 2019 года.[110] 1 июля 2016 года НАСА одобрило дополнительное финансирование для Новые горизонты посетить объект.[111]

2 декабря 2015 г. Новые горизонты обнаружил то, что тогда называлось 1994 младший1 (позже названный 15810 Араун) от 270 миллионов километров (170×10^6 миль) вдали, а фотографии показывают форму объекта и одну или две детали.[112]

1 января 2019 г. Новые горизонты успешно пролетел мимо Аррокота, вернув данные, показывающие, что Аррокот был контакт двоичный 32 км в длину и 16 км в ширину.[113] В Ральф инструмент на борту Новые горизонты подтвердил красный цвет Аррокота. Данные о пролетах будут продолжать загружаться в течение следующих 20 месяцев.

Нет последующих миссий для Новые горизонты запланированы, хотя были изучены как минимум две концепции миссий, которые вернутся на орбиту или приземлятся на Плутоне.[114][115] За пределами Плутона существует множество крупных KBO, которые нельзя посетить с Новые горизонты, например, карликовые планеты Makemake и Хаумеа. Новые миссии будут направлены на изучение и изучение этих объектов в деталях. Thales Alenia Space изучил 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] Новые горизонты Главный исследователь Алан Стерн неофициально предложил миссии, которые будут пролетать мимо планет Уран или Нептун перед посещением новых целей KBO,[118] тем самым способствуя исследованию пояса Койпера, одновременно посещая эти ледяной гигант планет впервые со времен Вояджер 2 облетов в 1980-х.

Дизайн-исследования и концептуальные миссии

Разработка передовой концепции зонда с 1999 г.

Quaoar рассматривался как цель облета для зонда, которому поручено исследовать межзвездная среда, поскольку в настоящее время он находится рядом с гелиосферный нос; Понтус Брандт в Джонс Хопкинс Лаборатория прикладной физики 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 - его вероятная исчезающая метановая атмосфера 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 Глен Костиган и его коллеги провели исследование дизайна, в котором обсуждались орбитальный захват и сценарии нескольких целей для объектов пояса Койпера.[122][123] Некоторые объекты пояса Койпера, изученные в этой конкретной статье, включали 2002 UX25, 1998 WW31, и 47171 Лемпо.[123] Другое проектное исследование, проведенное Райаном МакГранаганом и его коллегами в 2011 году, было посвящено космическому исследованию крупных транснептуновых объектов: Квавар, Седна, Макемаке, Хаумеа и Эрис.[124]

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

Внесолнечные пояса Койпера

Основная статья: Диск для мусора
Диски мусора вокруг звезд HD 139664 и HD 53143 - черный круг из камера скрытие звездочек 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 наблюдаемые избыток инфракрасного излучения это наводит на мысль о массивных структурах, подобных поясу Койпера.[127] Самый известный диски для мусора вокруг других звезд довольно молоды, но два изображения справа, сделанные космическим телескопом Хаббл в январе 2006 года, достаточно старые (примерно 300 миллионов лет), чтобы сформировать устойчивые 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]

Смотрите также


Примечания

  1. ^ а б В литературе используются противоречивые термины рассеянный диск и Пояс Койпера. Для некоторых это отдельные группы населения; для других рассеянный диск является частью пояса Койпера. Авторы могут даже переключаться между этими двумя видами использования в одной публикации.[10] Поскольку Международный астрономический союз с Центр малых планет, орган, ответственный за каталогизацию малые планеты в Солнечной системе, делает различие,[11] Выбор редакции статей в 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.

Рекомендации

  1. ^ "Пояс Койпера | Определение пояса Койпера от Lexico". Словари Lexico | английский.
  2. ^ Стерн, Алан; Колвелл, Джошуа Э. (1997). «Коллизионная эрозия в изначальном поясе Эджворта-Койпера и формирование промежутка Койпера 30–50 а.е.». Астрофизический журнал. 490 (2): 879–882. Bibcode:1997ApJ ... 490..879S. Дои:10.1086/304912.
  3. ^ а б c d е ж грамм Делсанти, Одри и Джевитт, Дэвид (2006). Солнечная система за пределами планет (PDF). Институт астрономии. Гавайский университет. Bibcode:2006ссу..книга..267D. Архивировано из оригинал (PDF) 25 сентября 2007 г.. Получено 9 марта 2007.
  4. ^ Красинский, Г.А.; Питьева, Э.В.; Васильев, М.В .; Ягудина, Е. (Июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар. 158 (1): 98–105. Bibcode:2002Icar..158 ... 98K. Дои:10.1006 / icar.2002.6837.
  5. ^ Джонсон, Торренс В .; и Лунин, Джонатан I .; Спутник Сатурна Фиби как захваченное тело из внешней Солнечной системы, Природа, 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:2006Натура.441..192А. Дои:10.1038 / природа04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано из оригинал (PDF) 21 июня 2007 г.. Получено 20 июн 2006.
  7. ^ а б c Джевитт, Дэвид; Луу, Джейн (1993). «Открытие кандидата пояса Койпера объект 1992 QB1». Природа. 362 (6422): 730–732. Bibcode:1993Натура.362..730J. Дои:10.1038 / 362730a0. S2CID  4359389.
  8. ^ "Перспектива ИП". Новые горизонты. 24 августа 2012. Архивировано с оригинал 13 ноября 2014 г.
  9. ^ а б 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. стр.575–588. ISBN  978-0-12-088589-3.
  10. ^ Вайсман и Джонсон, 2007 г., Энциклопедия солнечной системы, сноска стр. 584
  11. ^ МАС: Центр малых планет (3 января 2011 г.). "Список кентавров и объектов рассеянного диска". Центральное бюро астрономических телеграмм, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Получено 3 января 2011.
  12. ^ Жерар ФОР (2004). «Описание системы астероидов по состоянию на 20 мая 2004 г.». Архивировано из оригинал 29 мая 2007 г.. Получено 1 июня 2007.
  13. ^ "Где находится край Солнечной системы?". Goddard Media Studios. Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. 5 сентября 2017 г.. Получено 22 сентября 2019.
  14. ^ а б Рэндалл, Лиза (2015). Темная материя и динозавры. Нью-Йорк: Ecco / HarperCollins Publishers. ISBN  978-0-06-232847-2.
  15. ^ «Что неуместного в термине« пояс Койпера »? (Или, зачем называть вещь в честь человека, который не верил в его существование?)». International Comet Quarterly. Получено 24 октября 2010.
  16. ^ Дэвис, Джон К .; McFarland, J .; Бейли, Марк Э .; Марсден, Брайан Дж .; ИП, В. И. (2008). «Раннее развитие идей по поводу 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 оригинал (PDF) 20 февраля 2015 г.. Получено 5 ноября 2014.
  17. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п 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. Получено 14 июн 2007.
  19. ^ Рао, М. М. (1964). «Разложение векторных мер» (PDF). Труды Национальной академии наук. 51 (5): 771–774. Bibcode:1964ПНАС ... 51..771Р. Дои:10.1073 / пнас.51.5.771. ЧВК  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 год нашей эры». IAU Circ. 5434: 1. Bibcode:1992IAUC.5434 .... 1S.
  22. ^ Хорнер, Дж .; Evans, N.W .; Бейли, Марк Э. (2004). "Моделирование популяции кентавров I: массовая статистика". MNRAS. 354 (3): 798–810. arXiv:Astro-ph / 0407400. Bibcode:2004МНРАС.354..798Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08240.x. S2CID  16002759.
  23. ^ Дэвид Джуитт (2002). «От объекта пояса Койпера к ядру кометы: пропавшее ультракрасное вещество». Астрономический журнал. 123 (2): 1039–1049. Bibcode:2002AJ .... 123.1039J. Дои:10.1086/338692. S2CID  122240711.
  24. ^ Оорт, Дж. Х. (1950). «Строение кометного облака, окружающего Солнечную систему, и гипотеза о его происхождении». Бык. Astron. Inst. Neth. 11: 91. Bibcode:1950 БАН .... 11 ... 91O.
  25. ^ J.A. Фернандес (1980). «О существовании кометного пояса за Нептуном». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 192 (3): 481–491. Bibcode:1980МНРАС.192..481Ф. Дои:10.1093 / мнрас / 192.3.481.
  26. ^ М. Дункан; Т. Куинн и С. Тремейн (1988). «Происхождение короткопериодических комет». Астрофизический журнал. 328: L69. Bibcode:1988ApJ ... 328L..69D. Дои:10.1086/185162.
  27. ^ Marsden, B.S .; Jewitt, D .; Марсден, Б.Г. (1993). "1993 FW". IAU Circ. Центр малых планет. 5730: 1. Bibcode:1993IAUC.5730 .... 1л.
  28. ^ Дайчес, Престон. «10 вещей, которые нужно знать о поясе Койпера». НАСА Исследование Солнечной системы. Получено 1 декабря 2019.
  29. ^ а б «Пояс Койпера в 20 лет». Журнал Astrobiology. 1 сентября 2012 г.. Получено 1 декабря 2019.
  30. ^ Воозен, Пол (1 января 2019 г.). «Пережив столкновение за Плутоном, зонд НАСА начинает передавать изображение объекта пояса Койпера». Наука. AAAS. Получено 1 декабря 2019.
  31. ^ Клайд Томбо, «Последнее слово», Письма в редакцию, Небо и телескоп, Декабрь 1994 г., стр. 8
  32. ^ М. К. де Санктис; М. Т. Каприя и А. Корадини (2001). «Тепловая эволюция и дифференциация объектов пояса Эджворта-Койпера». Астрономический журнал. 121 (5): 2792–2799. Bibcode:2001AJ .... 121.2792D. Дои:10.1086/320385.
  33. ^ «Открытие края Солнечной системы». American Scientists.org. 2003. Архивировано с оригинал 15 марта 2009 г.. Получено 23 июн 2007.
  34. ^ Майкл Э. Браун; Маргарет Пэн (2004). "Самолет пояса Койпера" (PDF). Астрономический журнал. 127 (4): 2418–2423. Bibcode:2004AJ .... 127.2418B. Дои:10.1086/382515. S2CID  10263724.
  35. ^ Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро; Вальсекки, Джованни Б. (1998). «Крупные рассеянные планетезимали и возбуждение поясов малых тел» (PDF). Икар. 141 (2): 367. Bibcode:1999Icar..141..367P. Дои:10.1006 / icar.1999.6166. Архивировано из оригинал (PDF) 9 августа 2007 г.. Получено 23 июн 2007.
  36. ^ Лунин, Дж. (2003). «Пояс Койпера» (PDF). Получено 23 июн 2007.
  37. ^ Джевитт, Д. (февраль 2000 г.). «Классические объекты пояса Койпера (CKBO)». Архивировано из оригинал 9 июня 2007 г.. Получено 23 июн 2007.
  38. ^ Мурдин, П. (2000). «Кубевано». Энциклопедия астрономии и астрофизики. Bibcode:2000eaa..bookE5403.. Дои:10.1888/0333750888/5403. ISBN  978-0-333-75088-9.
  39. ^ Elliot, J. L .; 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. Дои:10.1086/427395.
  40. ^ а б «Именование астрономических объектов: малые планеты». Международный астрономический союз. Получено 17 ноября 2008.
  41. ^ Petit, J.-M .; Гладман, Б .; Kavelaars, J.J .; Jones, R.L .; 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:2003Натура 426..419л. Дои: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. Дои:10.1086/498715.
  44. ^ а б c d Фрейзер, Уэсли С.; 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. Дои: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. Дои:10.1086/319420. S2CID  14671420.
  46. ^ Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение и динамическое развитие комет и их резервуаров». arXiv:astro-ph / 0512256.
  47. ^ а б Паркер, Алекс Х .; Kavelaars, J.J .; Пети, Жан-Марк; Джонс, Линн; Глэдман, Бретт; Паркер, Джоэл (2011). "Характеристика семи сверхшироких транснептуновых двойных систем". Астрофизический журнал. 743 (1): 159. arXiv:1108.2505. Bibcode:2011AJ .... 141..159N. Дои:10.1088/0004-6256/141/5/159. S2CID  54187134.
  48. ^ а б c d Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаерховен, Криста; Гомес, Р. (2008). «Происхождение структуры пояса Койпера при динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  49. ^ «Список транснептуновых объектов». Центр малых планет. Получено 23 июн 2007.
  50. ^ а б Чан; Jordan, A.B .; Millis, R.L .; Buie, M. W .; Вассерман, Л. Х .; Elliot, J. L .; 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. Дои:10.1086/375207. S2CID  54079935.
  51. ^ Wm. Роберт Джонстон (2007). «Транснептуновые объекты». Получено 23 июн 2007.
  52. ^ Э. Чан и М.Э. Браун (1999). "Кек карандашный луч исследования для слабых объектов пояса Койпера" (PDF). Астрономический журнал. 118 (3): 1411. arXiv:Astro-ph / 9905292. Bibcode:1999AJ .... 118.1411C. Дои:10.1086/301005. S2CID  8915427. Получено 1 июля 2007.
  53. ^ а б Бернштейн, Г. М .; Trilling, D.E .; Allen, R.L .; Brown, K. E .; Holman, M .; Малхотра, Р. (2004). «Распределение транснептуновых тел по размерам». Астрономический журнал. 128 (3): 1364–1390. arXiv:Astro-ph / 0308467. Bibcode:2004AJ .... 128.1364B. Дои:10.1086/422919. S2CID  13268096.
  54. ^ Майкл Брукс (2005). «13 бессмысленных вещей». NewScientistSpace.com. Получено 12 октября 2018.
  55. ^ Говерт Шиллинг (2008). «Тайна Планеты X». Новый ученый. Получено 8 февраля 2008.
  56. ^ «У Плутона могут быть ледяные вулканы, работающие на аммиаке». Журнал Astronomy. 9 ноября 2015. В архиве из оригинала от 4 марта 2016 г.
  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. Дои:10.1016 / j.icarus.2010.03.005. S2CID  31124076.
  58. ^ Johansen, A .; Jacquet, E .; Cuzzi, J. N .; Morbidelli, A .; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы образования астероидов». В Michel, P .; DeMeo, F .; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV. Серия космических наук. Университет Аризоны Press. п. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015aste.book..471J. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN  978-0-8165-3213-1. S2CID  118709894.
  59. ^ Несворны, Давид; 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. Дои:10.1088/0004-6256/140/3/785. S2CID  118451279.
  60. ^ Хансен, К. (7 июня 2005 г.). "Орбитальная перестановка для ранней солнечной системы". Geotimes. Получено 26 августа 2007.
  61. ^ Циганис, К .; Gomes, R .; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы». Природа. 435 (7041): 459–461. Bibcode:2005Натура.435..459Т. Дои:10.1038 / природа03539. PMID  15917800. S2CID  4430973.
  62. ^ Thommes, E.W .; Дункан, M.J .; Левисон, Гарольд Ф. (2002). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал. 123 (5): 2862–2883. arXiv:Astro-ph / 0111290. Bibcode:2002AJ .... 123.2862T. Дои: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. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 722/2 / L204. S2CID  119227937.
  64. ^ Ловетт, Р. (2010). «Пояс Койпера может быть рожден столкновениями». Природа. Дои:10.1038 / новости.2010.522.
  65. ^ а б Несворны, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование неустойчивости ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал. 144 (4): 117. arXiv:1208.2957. Bibcode:2012AJ .... 144..117N. Дои:10.1088/0004-6256/144/4/117. S2CID  117757768.
  66. ^ Несворны, Давид (2015). «Свидетельства медленной миграции Нептуна из распределения наклонов объектов пояса Койпера». Астрономический журнал. 150 (3): 73. arXiv:1504.06021. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 73N. Дои:10.1088/0004-6256/150/3/73. S2CID  119185190.
  67. ^ Несворны, Давид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». Астрономический журнал. 150 (3): 68. arXiv:1506.06019. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 68N. Дои: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:2017НатАс ... 1E..88F. Дои: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..171Вт. Дои:10.1088 / 0004-637X / 746/2/171. S2CID  119233820.
  70. ^ Morbidelli, A .; Gaspar, H.S .; Несворный, Д. (2014). «Происхождение своеобразного распределения эксцентриситета внутреннего холодного пояса Койпера». Икар. 232: 81–87. arXiv:1312.7536. Bibcode:2014Icar..232 ... 81M. Дои:10.1016 / j.icarus.2013.12.023. S2CID  119185365.
  71. ^ а б c d е ж Браун, Майкл Э. (2012). "Композиции объектов пояса Койпера". Ежегодный обзор наук о Земле и планетах. 40 (1): 467–494. arXiv:1112.2764. Bibcode:2012AREPS..40..467B. Дои:10.1146 / аннурьев-земля-042711-105352. S2CID  14936224.
  72. ^ а б c Дэвид С. Джуитт и Джейн Луу (2004). "Кристаллический водяной лед на объекте пояса Койпера (50000) Quaoar" (PDF). Природа. 432 (7018): 731–3. Bibcode:2004Натура.432..731J. Дои:10.1038 / природа03111. PMID  15592406. S2CID  4334385. Архивировано из оригинал (PDF) 21 июня 2007 г.. Получено 21 июн 2007.
  73. ^ «Изгнанный астероид обнаружен во внешних областях Солнечной системы - телескопы ESO обнаружили первый подтвержденный богатый углеродом астероид в поясе Койпера». www.eso.org. Получено 12 мая 2018.
  74. ^ а б Дэйв Джуитт (2004). «Поверхности объектов пояса Койпера». Гавайский университет. Архивировано из оригинал 9 июня 2007 г.. Получено 21 июн 2007.
  75. ^ а б Джевитт, Дэвид; Луу, Джейн (1998). «Оптико-инфракрасное спектральное разнообразие в поясе Койпера» (PDF). Астрономический журнал. 115 (4): 1667–1670. Bibcode:1998AJ .... 115.1667J. Дои: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. Дои:10.1086/323304. S2CID  35561353.
  77. ^ Brown, R.H .; Крукшанк, Д.П .; Пендлтон, Y; Видер, GJ (1997). "Состав поверхности объекта пояса Койпера 1993SC". Наука. 276 (5314): 937–9. Bibcode:1997Sci ... 276..937B. Дои: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..145Вт. Дои: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. Дои: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. Bibcode:2001A & A ... 373L..29L. Дои: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. Дои:10.1086/322080. S2CID  54756972.
  82. ^ Питьева, Э. 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. Дои:10.1134 / S1063773718090050. S2CID  119404378.
  83. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Bottke, William F .; Нолл, Кейт; Левисон, Гарольд Ф. (2011). «Наблюдаемая двоичная фракция устанавливает пределы степени столкновительного измельчения в поясе Койпера». Астрономический журнал. 141 (5): 159. arXiv:1102.5706. Bibcode:2011AJ .... 141..159N. Дои: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. Дои:10.1016 / B978-0-12-816490-7.00002-3. ISBN  9780128164907. S2CID  102351398.
  85. ^ Shankman, C .; Kavelaars, J. J .; Gladman, B.J .; Александерсен, М .; Kaib, N .; Petit, J.-M .; Bannister, M. T .; 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. Дои:10.3847/0004-6256/151/2/31. S2CID  55213074.
  86. ^ Александерсен, Майк; Глэдман, Бретт; Kavelaars, J.J .; Пети, Жан-Марк; Гвин, Стивен; Шанкман, Корк (2014). «Тщательно изученный и отслеживаемый транснептуновый обзор, распределение размеров Plutinos и количество нептуновых троянцев». Астрономический журнал. 152 (5): 111. arXiv:1411.7953. Дои:10.3847/0004-6256/152/5/111. S2CID  119108385.
  87. ^ «Хаббл обнаружил самый маленький из когда-либо виденных объектов пояса Койпера». ХабблСайт. Декабрь 2009 г.. Получено 29 июн 2015.
  88. ^ Schlichting, H.E .; Офек, Э. О .; Wenz, M .; Sari, R .; Гал-Ям, А .; Ливио, М .; и другие. (Декабрь 2009 г.). «Единственный субкилометровый объект пояса Койпера от звездного затенения в архивных данных». Природа. 462 (7275): 895–897. arXiv:0912.2996. Bibcode:2009Натура.462..895S. Дои:10.1038 / природа08608.
  89. ^ Schlichting, H.E .; Офек, Э. О .; Wenz, M .; Sari, R .; Гал-Ям, А .; Ливио, М .; и другие. (Декабрь 2012 г.). «Измерение обилия объектов пояса Койпера размером менее одного километра с помощью звездных затенений». Астрофизический журнал. 761 (2): 10. arXiv:1210.8155. Bibcode:2012ApJ ... 761..150S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 761/2/150. S2CID  31856299. 150.
  90. ^ а б c "Список кентавров и объектов рассеянного диска". IAU: Центр малых планет. Получено 27 октября 2010.
  91. ^ Дэвид Джуитт (2005). «КБО масштаба 1000 км». Гавайский университет. Получено 16 июля 2006.
  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:2006Натура.441..192А. Дои:10.1038 / природа04792. PMID  16688170. S2CID  4420518. Архивировано из оригинал (PDF) 21 июня 2007 г.. Получено 29 октября 2007.
  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. Получено 23 июн 2007.
  94. ^ Майк Браун (2007). "Дисномия, луна Эриды". Калтех. Получено 14 июн 2007.
  95. ^ «Резолюция B5 и B6» (PDF). Международный астрономический союз. 2006 г.
  96. ^ «Иксион». 8planets.net. Архивировано из оригинал 2 мая 2012 г.. Получено 23 июн 2007.
  97. ^ Джон Стэнсберри; Уилл Гранди; Майк Браун; Дейл Крукшанк; 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 с оригинал 27 августа 2008 г.. Получено 26 октября 2007.
  99. ^ Браун, М.Э.; Van Dam, M. A .; Bouchez, A.H .; Le Mignant, D .; Кэмпбелл, Р. Д .; Chin, J. C. Y .; Конрад, А .; Hartman, S.K .; Johansson, E.M .; Lafon, R.E .; Рабиновиц, Д. Л. Рабинович; Stomski, P. J., Jr .; Саммерс, Д. М .; Trujillo, C.A .; Визинович, П. Л. (2006). «Спутники крупнейших объектов пояса Койпера» (PDF). Астрофизический журнал. 639 (1): L43 – L46. arXiv:astro-ph / 0510029. Bibcode:2006ApJ ... 639L..43B. Дои:10.1086/501524. S2CID  2578831. Получено 19 октября 2011.
  100. ^ Agnor, C.B .; Гамильтон, Д. (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой» (PDF). Природа. 441 (7090): 192–4. Bibcode:2006Натура.441..192А. Дои:10.1038 / природа04792. PMID  16688170. S2CID  4420518.
  101. ^ «Программа New Frontiers: научные цели New Horizons». НАСА - Программа новых границ. Архивировано из оригинал 15 апреля 2015 г.. Получено 15 апреля 2015.
  102. ^ «Команда NASA New Horizons опубликовала первые научные результаты облета пояса Койпера». НАСА. 16 мая 2019. Получено 16 мая 2019.
  103. ^ «Телескоп НАСА Хаббл обнаружил потенциальные цели пояса Койпера для миссии« Новые горизонты »Плутона». пресс-релиз. Джонс Хопкинс Лаборатория прикладной физики. 15 октября 2014 г. Архивировано с оригинал 16 октября 2014 г.. Получено 16 октября 2014.
  104. ^ Буйе, Марк (15 октября 2014 г.). «Результаты поиска New Horizons HST KBO: отчет о состоянии» (PDF). Научный институт космического телескопа. п. 23.
  105. ^ а б Лакдавалла, Эмили (15 октября 2014 г.). «Наконец-то! У New Horizons есть вторая цель». Блог планетарного общества. Планетарное общество. В архиве из оригинала 15 октября 2014 г.. Получено 15 октября 2014.
  106. ^ «Хаббл приступит к полному поиску целей New Horizons». Пресс-релиз HubbleSite. Научный институт космического телескопа. 1 июля 2014 г.. Получено 15 октября 2014.
  107. ^ Стромберг, Джозеф (14 апреля 2015 г.). «Зонд НАСА New Horizons посещал Плутон - и только что прислал свои первые цветные фотографии». Vox. Получено 14 апреля 2015.
  108. ^ Кори С. Пауэлл (29 марта 2015 г.). "Алан Стерн о чудесах Плутона, потерянном близнеце New Horizons и обо всем этом", "Вещь" карликовой планеты. Обнаружить.
  109. ^ Портер, С. Б .; Паркер, А. Х .; Buie, M .; Спенсер, Дж .; Weaver, H .; Stern, S. A .; Benecchi, S .; Зангари, А. М .; Verbiscer, A .; Gywn, S .; Petit, J. -M .; Sterner, R .; Borncamp, D .; Noll, K .; Kavelaars, J. J .; Tholen, D .; Певица, К. Н .; Шоуолтер, М .; Fuentes, C .; Bernstein, G .; Белтон, М. (2015). "Орбиты и доступность потенциальных целей для встреч с КБО" Новые горизонты " (PDF). USRA-Хьюстон (1832): 1301. Bibcode:2015ЛПИ .... 46.1301П. Архивировано из оригинал (PDF) 3 марта 2016 г.
  110. ^ Маккиннон, Мика (28 августа 2015 г.). «Новые горизонты открывают путь к следующей цели: давайте исследуем пояс Койпера!». В архиве с оригинала 31 декабря 2015 года.
  111. ^ Дуэйн Браун / Лори Кантильо (1 июля 2016 г.). «New Horizons получает продление миссии до пояса Койпера, рассвет остается на Церере». НАСА. Получено 15 мая 2017.
  112. ^ Недалеко от New Horizons обнаружен блуждающий объект пояса Койпера spacedaily.com Лорел, доктор медицины (SPX). 7 декабря 2015 года.
  113. ^ Корум, Джонатан (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 2014 MU69 и получившего прозвище Ultima Thule. - Интерактивный».. Нью-Йорк Таймс. Получено 11 февраля 2019.
  114. ^ Холл, Лура (5 апреля 2017 г.). "Орбитальный аппарат" Плутон "и посадочный модуль с поддержкой термоядерного синтеза. НАСА. Получено 13 июля 2018.
  115. ^ «Глобальная аэрокосмическая корпорация представит НАСА концепцию посадочного модуля« Плутон »». EurekAlert!. Получено 13 июля 2018.
  116. ^ Понси, 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. Дои:10.1016 / j.actaastro.2010.04.011. ISSN  0094-5765.
  117. ^ «Хаумеа: техника и обоснование». www.centauri-dreams.org. Получено 13 июля 2018.
  118. ^ "Драматическое путешествие New Horizons к Плутону раскрыто в новой книге". Space.com. Получено 13 июля 2018.
  119. ^ а б TVIW (4 ноября 2017 г.), 22. Первый явный шаг человечества на пути к другой звезде: миссия межзвездного зонда., получено 24 июля 2018
  120. ^ "Трехлетний Саммит Солнца Земли". Получено 24 июля 2018.
  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. Дои:10.2514/6.2012-5066. ISBN  9781624101823. S2CID  118995590.
  122. ^ Недорогая возможность для сближения и захвата нескольких транснептуновых объектов, AAS Paper 17-777.
  123. ^ а б «НИЗКАЯ ВОЗМОЖНОСТЬ AAS 17-777 ДЛЯ НЕСКОЛЬКИХ ТРАНСНЕПТУНИСКИХ ОБЪЕКТОВ, ВОЗВРАЩЕННЫХ И ОРБИТАЛЬНОГО ЗАХВАТА». ResearchGate. Получено 23 сентября 2019.
  124. ^ "Обзор возможностей миссий к транснептуновым объектам". ResearchGate. Получено 23 сентября 2019.
  125. ^ ПЛАНЕТАРНАЯ НАУКА С МЕЖЗВЕЗДНЫМ ЗОНДОМ. https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2019/pdf/2709.pdf
  126. ^ а б 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. Дои:10.1086/500305. S2CID  18293244.
  127. ^ Trilling, D.E .; Bryden, G .; Beichman, C.A .; Rieke, G.H .; Su, K. Y. L .; Stansberry, J. A .; Blaylock, M .; Stapelfeldt, K. R .; Биман, Дж. В .; Халлер, Э. Э. (февраль 2008 г.). «Диски обломков вокруг звезд, похожих на Солнце». Астрофизический журнал. 674 (2): 1086–1105. arXiv:0710.5498. Bibcode:2008ApJ ... 674.1086T. Дои:10.1086/525514. S2CID  54940779.
  128. ^ «Пыльные планетные диски вокруг двух ближайших звезд напоминают наш пояс Койпера». 2006. Получено 1 июля 2007.
  129. ^ Kuchner, M. J .; Старк, К. С. (2010). "Коллизионные модели очистки пылевого облака пояса Койпера". Астрономический журнал. 140 (4): 1007–1019. arXiv:1008.0904. Bibcode:2010AJ .... 140.1007K. Дои:10.1088/0004-6256/140/4/1007. S2CID  119208483.

внешняя ссылка