Класичний об'єкт поясу Койпера Зміст Орбіти | Майбутнє...
Пояс КойпераКласичний об'єкт Поясу Койпера
англ.пояса КойпераорбітаНептунаорбітальному резонансіВелика піввісьа. е.Плутона(15760) 1992 QB1Карликова планета Хаумеаплутоїдорбітальним резонансомплутіноКваварекліптікиперигеліїСонцяексцентриситетомDeep Ecliptic Surveyрезонансні транснептунові об'єктиа. о.розсіяного дискаДж. Л. ЕлліотХаумеа2002 TX300толінівмкмінфрачервоному діапазоні
Порівняння орбіт найбільших к'юбівано (сині) і найбільших плутіно (червоні) (з h<4,5). Горизонтальна вісь — велика піввісь орбіти. Ексцентриситети орбіт представлені відрізками (від перігелія до афелія), нахили представлені положенням відрізків по вертикалі.
Класичний об'єкт поясу Койпера, або К'юбівано (англ. cubewano) — об'єкт пояса Койпера, орбіта якого розташована за орбітою Нептуна і не перебуває у чітко вираженому орбітальному резонансі з цією планетою. Велика піввісь орбіти класичних об'єктів поясу Койпера лежить у діапазоні 40—50 а. е., і, на відміну від Плутона, вони не перетинають орбіти Нептуна.
Назву «к'юбівано» утворено від тимчасової назви першого виявленого об'єкту цього класу(15760) 1992 QB1 («QB1» вимовляється як «к'ю-бі-ван»). Відомі об'єкти, які було ідентифіковано як к'юбівано:
- (15760) 1992 QB1
(136472) Макемаке — найбільший з відомих к'юбівано та один з найбільших транснептунових об'єктів
Квавар і Варуна — обидва вважалися найбільшими транснептуновими об'єктами на час їх відкриття
2002 TX300, 2002 AW197, 2002 UX25
Карликова планета Хаумеа спочатку теж була зарахована до к'юбівано[1], проте згодом була виключена з цього списку й класифікована як плутоїд[2].
Зміст
1 Орбіти
1.1 Розподіл
2 Майбутнє формальне визначення терміну
3 Сімейства
4 Примітки
5 Посилання
Орбіти |
Орбіти більшості к'юбівано за своїми характеристиках займають проміжне положення між орбітальним резонансом 2:3 із Нептуном, який є характерним для плутіно, і резонансом 1:2. Типовий к'юбівано, Квавар, рухається практично круговою орбітою, близькою до площини екліптіки. Плутіно ж рухаються більш ексцентричними орбітами, деякі з них у перигелії опиняються ближче до Сонця, ніж Нептун.
Більшість об'єктів (так звана «холодна популяція») мають малі кути нахилу орбіти, форма яких близька до кола. Інша (менша) частина («гаряча популяція») характеризується великими кутами нахилу й орбітами з більшим ексцентриситетом[3].
Згідно з результатами проекту Deep Ecliptic Survey, є наступний розподіл цих двох популяцій: одна з нахилом у середньому 4,6° (так звана Центральна) й інша з нахилами, що сягає й перевершує 30° (Гало)[4].
Розподіл |
Цей графік показує розподіл к'юбівано і плутіно. Гістограми показують розподіл нахилів орбіт, ексцентриситетів і великий піввісей орбіт. Вставки зліва показують порівняння населеності к'юбівано й плутіно залежно від ексцентриситету й нахилу орбіт.
Переважна більшість об'єктів поясу Койпера (більше двох третин) має нахил менший за 5° й ексцентриситети менші 0,1. Великі півосі їх орбіт тяжіють до середини основної хмари; ймовірно, дрібні об'єкти, які були розташовані близько до резонансів, були або спіймані в резонанс, або їх орбіти змінилися під дією сили тяжіння Нептуна.
«Гаряча» та «холодна» популяції дуже відрізняються: понад 30% усіх кюбівано мають малі кути нахилу й близькі до кіл орбіти. Параметри орбіт плутіно розподілені більш рівномірно, з ексцентриситетами, що мають локальний максимум в інтервалі 0,15—0,2, і невеликі нахили у 5—10°.
Вигляд з полюса і з площини екліптики орбіт класичних об'єктів (сині), плутіно (червоні) і Нептуна (жовтий).
Якщо порівняти ексцентриситети орбіт к'юбівано й плутіно, можна побачити, що к'юбівано формують рівну «хмару» за орбітою Нептуна, тоді як плутіно наближаються до орбіти Нептуна або навіть перетинають її. Якщо порівняти нахили орбіт, «гарячі» к'юбівано можуть бути легко визначені за високими кутами нахилу, тоді як нахили орбіт плутіно, здебільшого, становлять менше 20°.
Майбутнє формальне визначення терміну |
Поки відсутнє офіційне визначення для термінів «к'юбівано» або «класичний об'єкт поясу Койпера». Проте, ці терміни зазвичай використовуються для вказівки на об'єкти, на які тяжіння Нептуна майже не впливає, таким чином відокремлюючи їх від інших об'єктів пояса Койпера, які перебувають в орбітальному резонансі з Нептуном (резонансні транснептунові об'єкти). Крім того, є відомості, що пояс Койпера має зовнішню межу, оскільки спостерігається помітна нестача об'єктів із малими нахилами орбіт далі 47—49 а. о., що було передбачено ще 1998 року, і було підтверджено новими даними 2001[5]. У результаті, традиційне використання цих термінів ґрунтується на розмірі великої півосі орбіти, і стосується об'єктів, які розташовані між орбітами з відношенням резонансів 2:3 і 1:2, тобто між 39,4 і 47,8 а. е. (не включаючи самі ці межі та невелику кількість об'єктів поблизу них)[3].
Проте такі визначення недостатньо чіткі: зокрема, межа між класичними об'єктами поясу Койпера й об'єктами розсіяного диска залишається розмитою. У новій класифікації, яку запропонував Дж. Л. Елліот зі співавторами, натомість застосовуються формальні критерії, основою яких є середні орбітальні параметри. Якщо говорити простіше, визначення включає лише ті об'єкти, які ніколи не перетнуть орбіту Нептуна. Згідно з цим визначенням, об'єкт є класичним об'єктом поясу Койпера, якщо:
- він не є резонансним
- він має критерій Тіссерана, що перевищує 3
- його середній ексцентриситет менше 0,2
Це визначення вперше з'явилося у звіті Deep Ecliptic Survey[4], воно визнане у більшості сучасних видань[6].
Сімейства |
Виявлено перше сімейство осколків — групу об'єктів, що вірогідно раніше була одним тілом. Воно включає Хаумеа, її супутники, 2002 TX300 і чотири менших тіла[7]. Об'єкти не лише рухаються схожими орбітами, але й мають схожі фізичні характеристики. На відміну від багатьох інших об'єктів поясу Койпера, на їх поверхні виявлено велику кількість водяного льоду, а також дуже мало (або зовсім немає) толінів. Висновок про склад поверхні зроблено на підставі її нейтрального кольору (на відміну від звичайного червоного) і потужного поглинання на довжинах хвиль 1,5 і 2 мкм в інфрачервоному діапазоні[8].
Примітки |
↑ MPEC 2006-X45 : DISTANT MINOR PLANETS (2006 DEC. 21.0 TT) // IAU Minor Planet Center (англ.)
↑ MPEC 2010-B62 : DISTANT MINOR PLANETS (2010 FEB. 13.0 TT) // IAU Minor Planet Center (англ.)
↑ аб D. Jewitt, A. Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences, Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006). Preprint of the article (pdf)
↑ аб
J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech
The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population.
The Astronomical Journal, 129 (2006), pp.
preprint
↑ Chadwick A. Trujillo and Michael E. Brown
The Radial Distribution of the Kuiper Belt, The Astrophysical Journal, 554 (2001), pp. L95-L98 pdf
↑ E. Chiang, Y. Lithwick, M. Buie, W. Grundy, M. Holman A Brief History of Trans-Neptunian Space. to appear in Protostars and Planets V (August 2006) Final preprint on arXiv
↑ Чотири найяскравіших об'єкти сімейства позначені на діаграмах у середині кола, яке позначає Хаумеа.
↑ Michael E. Brown, Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, A collisional family of icy objects in the Kuiper belt, Nature, 446, (March 2007), pp 294–296.
Посилання |
- David Jewitt's Kuiper Belt site @ University of Hawaii
- The Kuiper Belt Electronic Newsletter
- Minor Planet Center List of Trans-Neptunian objects
- TNO pages at johnstonarchive
- Plot of the current positions of bodies in the Outer Solar System
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
