Kuiperův pás

Kuiperův pás
(nebo Edgeworth-Kuiper)
Ilustrační obrázek článku Kuiperův pás
Známé předměty z Kuiperova pásu. Obrázek pořízený z dat z Centra menších planet . Objekty v hlavním Kuiperově pásu jsou zelené (tvoří kruh s průměrem poloviny obrazu) a oranžové rozptýlené objekty (většina rozptýlených teček bez štítků). Čtyři vnější planety jsou modře (s názvem); že Trojané s Neptunem v žluté, ty Jupiteru v růžové. Měřítko je v astronomických jednotkách .
Hlavní
Příjmení slunce
Spektrální typ G2 V
Zdánlivá velikost -26,74
Disk
Typ Disk trosek
Orbitální charakteristiky
Půl hlavní osa (a) 30-55   AU
Fyzikální vlastnosti
Objev
Datováno První člen ( Pluto ) objeven v roce 1930
dodatečné informace

Kuiper pás (někdy se nazývá pás Edgeworth-Kuiper , výrazné v holandštině  : / k œ y í ə r / ) je oblast sluneční soustavy probíhající za dráhu Neptun , mezi 30 a 55 astronomických jednotek (AU). Tato prstencová plocha je podobná pásu asteroidů , ale větší, 20krát širší a 20 až 200krát masivnější. Stejně jako pás asteroidů se skládá hlavně z malých těles , zbytků formování sluneční soustavy a nejméně tří trpasličích planet , Pluta , Makemake a Hauméa ( Eris je rozptýlený objekt , který se nachází za Kuiperovým pásem). Naproti tomu, zatímco pás asteroidů je většinou tvořen kamennými a kovovými tělesy, objekty v Kuiperově pásu jsou většinou tvořeny zmrzlými těkavými sloučeninami, jako je metan , amoniak nebo voda .

Kromě Pluta , který byl spatřen v roce 1930, a jeho dvojitého Charona , který byl objeven v roce 1978, byl první Kuiperův objekt objeven v roce 1992. Byl by to hlavní rezervoár periodických komet, jejichž doba revoluce je kratší než 200 let . The Centaur a rozptýlené objekty , takže Eris by být produkován. Triton , největší Neptunův satelit, by mohl být objekt Kuiperova pásu, který planeta zachytila. (134340) Pluto je největší známý objekt v Kuiperově pásu.

Kuiperův pás by neměl být zaměňován s Oortovým mrakem , oblastí, která je stále teoretická a má být tisíckrát dál. Objekty Kuiperova pásu, stejně jako rozptýlené objekty a jakékoli potenciální členy mraků Hills a Oort , jsou souhrnně označovány jako transneptunské objekty .

Historický

Po objevu Pluta v roce 1930 mnoho astronomů předpokládalo, že ve stejné oblasti sluneční soustavy mohou být umístěna další tělesa. Byly předloženy různé teorie týkající se existence regionu nyní známého jako Kuiperův pás během následujících desetiletí. Avšak až v roce 1992 bylo provedeno první přímé pozorování jednoho z jejích členů. Je však obtížné připsat autorství vynálezu astronomovi vzhledem k počtu a rozmanitosti navrhovaných teorií.

Prvním astronomem, který naznačil existenci transneptunské populace, byl Frederick C. Leonard . V roce 1930, krátce po objevu Pluta, vyslovil hypotézu, že Pluto bylo teprve první ze série „ultra-Neptunianů“.

V roce 1943 v Journal of britské astronomické asociace , Kenneth Edgeworth předpokládal, že v této oblasti za Neptunem, materiál ze sluneční mlhoviny byl příliš daleko od sebe, abyste kondenzovat do planet, a tak místo toho vytvořili nesčetné množství malých těles. Došel k závěru, že „vnější oblast sluneční soustavy, za oběžnou dráhou planet, je obsazena velmi velkým počtem malých těles srovnatelné velikosti“ a že se čas od času jeden z objektů „odchyluje od svých vlastní sféra a objevuje se jako příležitostný návštěvník vnitřní sluneční soustavy, “objekt nyní označovaný jako kometa.

V roce 1951, v článku publikovaném v časopise Astrophysics , Gerard Kuiper předložil myšlenku disku, který se vytvořil na počátku vývoje sluneční soustavy a který by již neexistoval. Kuiperova práce byla založena na předpokladu, že Pluto má velikost Země, v té době běžný předpoklad; v tomto případě by Pluto poté rozptýlilo malá tělesa směrem k Oortovu mraku nebo mimo sluneční soustavu. Podle Kuiperovy formulace by již neexistoval žádný Kuiperův pás.

Hypotéza měla v následujících desetiletích různé podoby: v roce 1962 předpokládal fyzik Alastair Cameron existenci „enormní masy malých materiálů na hranicích sluneční soustavy“ , zatímco v roce 1964 Fred Whipple odhadoval, že „kometární pás“ může být dostatečně masivní na to, aby byli na počátku anomálií pozorovaných na oběžné dráze Uranu na počátku hledání planety X , nebo alespoň aby ​​upravili oběžnou dráhu známých komet. Pozorování vyvrátili tuto hypotézu.

V roce 1977 objevil Charles Kowal Chiron , ledový planetoid obíhající mezi Saturnem a Uranem. V roce 1992 byl Pholos objeven na podobné oběžné dráze. V současné době je v této oblasti mezi Jupiterem a Neptunem známa celá populace kometovitých těl, kentaurů . Jejich oběžné dráhy jsou nestabilní déle než sto milionů let, což je krátká životnost ve srovnání s věkem sluneční soustavy. Astronomové věří, že tato poloha by měla být často zásobována externím rezervoárem.

Studium komet poskytlo další důkazy o existenci pásu. Komety mají konečnou životnost, přístup Slunce sublimuje jejich povrch a postupně je zmenšuje: jejich populace musí být často doplňována, protože jinak by komety ze sluneční soustavy zmizely. Pokud je původem komet s dlouhou periodou Oortův oblak , byla existence komet s krátkou periodou (méně než 200 let ) vysvětlena méně dobře, až na to, že se jednalo o komety s dlouhou periodou odchýlené plynovými obry. V 70. letech se rychlost objevování takových komet stala neslučitelnou s hypotézou, že všechny komety pocházely z Oortova oblaku: objekt v Oortově oblaku musí být obřími planetami zachycen, aby se v krátkém období stal kometou. V roce 1980 Julio Fernandez tvrdil, že pro každou kometu odchýlenou do vnitřní sluneční soustavy z Oortova mraku musí být 600 vyhozeno do mezihvězdného prostoru. Spekuloval, že kometární pás mezi 35 a 50 AU bude odpovídat počtu pozorovaných komet. V roce 1988 provedli Martin Duncan, Tom Quinn a Scott Tremaine sadu počítačových simulací, aby zjistili, zda všechny pozorované komety mohly pocházet z Oortova mraku. Došli k závěru, že to nemohlo být původem krátkodobých komet, zejména proto, že se nacházejí poblíž roviny ekliptiky, zatímco komety Oortova mraku pocházejí z celé oblohy. Simulace odpovídaly pozorování, když byl do modelu zahrnut pás podobný tomu, který popsal Fernandez. Zdá se, že právě proto, že se výrazy „Kuiper“ a „kometární pás“ objevily v první větě Fernandezova příspěvku, pojmenoval Tremaine tento region „Kuiperův pás“.

V roce 1987 astronom David Jewitt , poté na MIT , zpochybnil „zjevnou prázdnotu vnější sluneční soustavy“. Zavázal se pracovat s Jane Luu , jednou z jeho studentů, aby našel objekt mimo oběžnou dráhu Pluta. Pomocí dalekohledů z observatoře Kitt Peak v Arizoně a meziamerického observatoře Cerro Tololo v Chile a poté od roku 1988 na 2,24m dalekohledu Mauna Kea provedli Jewitt a Luu svůj výzkum pomocí blikajícího komparátoru , jako byli Clyde Tombaugh a Charles Kowal . Po pěti letech výzkumu se30. srpna 1992, Jewitt a Luu oznámili „objev kandidáta na objekt Kuiperova pásu 1992 QB 1  “. O šest měsíců později objevili v oblasti druhý objekt, 1993 FW .

Původ

Předpokládá se, že Kuiperův pás je tvořen planetesimály , fragmenty protoplanetárního disku, který původně obklopoval Slunce a který nedokázal vytvořit planety, ale pouze malá tělesa, největší o průměru menším než 3000  km .

Původ a složitá struktura Kuiperova pásu zůstávají špatně pochopeny. Současné modely nedokážou přesně vysvětlit rozložení objektů v Kuiperově pásu a tento problém „nadále selhává v analytických technikách i v nejrychlejších počítačích a simulačním softwaru.“ Budoucí dalekohled Pan-STARRS by mohl umožnit prohloubení otázky.

Formační modely sluneční soustavy předpovídají hmotnost asi 30 hmotností Země, která je nezbytná k vyvolání narůstání objektů o průměru větším než 100 km . V současné době je pozorováno pouze 1% této hmoty, hustota příliš nízká na to, aby jednoduše vysvětlila existenci těchto objektů. Navíc díky výstřednosti a sklonu očních důlků v Kuiperově pásu jsou setkání destruktivnější než kreativní.

Moderní počítačové simulace ukazují, že Kuiperův pás byl silně ovlivněn Jupiterem a Neptunem . Rovněž naznačují, že Uran a Neptun nebyly vytvořeny na jejich současných drahách, protože hmota nebyla na těchto drahách v dostatečném množství, aby umožňovala vzhled předmětů takové hmotnosti. Tyto planety by se formovaly blíže k Jupiteru a potom by migrovaly na začátku vývoje sluneční soustavy. Studie Fernandeze a Ip z roku 1984 předpokládají, že původ migrace by mohl být fenomén výměny momentu hybnosti mezi rozptýlenými objekty a planetami. V určitém okamžiku vývoje sluneční soustavy mohly oběžné dráhy Jupitera a Saturnu skončit rezonancí 2: 1, takže Jupiter udělal přesně dvě otáčky Slunce, když Saturn udělal jednu. Taková rezonance by silně narušila oběžné dráhy Uranu a Neptunu, což by způsobilo výměnu jejich oběžné dráhy a vnější migraci Neptuna v proto-pásu Kuiper, což by silně narušilo druhého. Tato migrace Neptunu by přesunula mnoho transneptunských objektů na vzdálenější a excentrické oběžné dráhy.

Samotný vliv Neptunu se však zdá příliš slabý na to, aby vysvětlil tak velkou ztrátu hmotnosti. Další navrhované hypotézy zahrnují průchod blízké hvězdy nebo rozpad drobných předmětů srážkami na prach jemný natolik, aby byl ovlivněn slunečním zářením.

Struktura

Kuiperův pás se rozprostírá mezi 30 a 55 AU , včetně jeho vnějších oblastí. Hlavní část pásu by se však rozkládala mezi orbitální rezonancí 2: 3 s Neptunem při 39,5 AU a rezonancí 1: 2 kolem 48 AU . Kuiperův pás je poměrně silný, jeho hlavní koncentrace se rozprostírá až na 10 ° na obou stranách roviny ekliptiky a rozptýlenější rozložení předmětů až do několika desítek stupňů. Vypadá tedy spíše jako torus než pás. Jeho průměrná poloha je vzhledem k ekliptice skloněna o 1,86 ° .

Přítomnost Neptunu měla významný vliv na Kuiperův pás kvůli orbitálním rezonancím . V obdobích srovnatelných s věkem sluneční soustavy gravitační vliv Neptunu destabilizuje oběžné dráhy jakéhokoli objektu v určitých oblastech, a to buď jejich odesláním směrem k vnitřní sluneční soustavě, nebo k rozptýlenému disku nebo mezihvězdnému prostoru. Tento vliv je zodpovědný za výrazné mezery ve struktuře Kuiperova pásu, které jsou analogické s mezerami Kirkwood v pásu asteroidů . Například mezi 40 a 42 AU nemůže žádný objekt udržovat stabilní oběžnou dráhu po tak dlouhou dobu a ty, které tam byly vidět, migrovaly relativně nedávno.

Klasický opasek

Mezi 42 a 48 AU je gravitační vliv Neptunu zanedbatelný a objekty mohou existovat bez úpravy jejich oběžné dráhy. Tato oblast je označována jako klasické objekty Kuiperova pásu (zkráceně CKBO) a dvě třetiny objektů Kuiperova pásu známých v roce 2007 jsou jeho součástí. První pozorovaný KBO (15760) Albion (prozatímní označení 1992 QB 1 ) je považován za prototyp této skupiny a CKBO jsou často označovány jako „  cubewanos  “ (po anglické výslovnosti QB1). Z cubewanos můžeme uvést trpasličí planetu Makemake ( průměr mezi 1300 a 1900  km ), Quaoar ( průměr 1280  km ), Ixion nebo Lempo (binární systém, který má satelit).

Zdá se, že klasický Kuiperův pás je tvořen dvěma odlišnými populacemi. První, nazývaná „dynamicky chladná“ populace, má stejně jako planety téměř kruhové oběžné dráhy s excentricitou menší než 0,1 a sklonem menším než 10 °. Druhá, „dynamicky horká“, má oběžné dráhy výrazně více nakloněné k ekliptice, a to až do 30 °. Tyto dvě populace nebyly pojmenovány tedy kvůli své teplotě, ale analogicky s částicemi plynu, jejichž relativní rychlost se s teplotou zvyšuje. Tyto dvě populace mají také různá složení; studená populace je výrazně červenější než teplá, což naznačuje výrazný původ. Žhavá populace by se vytvořila poblíž Jupitera a byla by vyhozena plynovými obry. Studená populace by se vytvořila víceméně na svém současném místě, i když by ji potom mohl Neptun během migrace této planety vyhodit ven.

Rezonance

Mnoho předmětů v Kuiperově pásu je v orbitální rezonanci s Neptunem  ; poměr jejich oběžné doby k Neptunu je celočíselný zlomek. Je známo více než 200 objektů v rezonanci 2: 3 (to znamená, že dělají přesně 2 otáčky kolem Slunce, když Neptun provede 3), mezi nimiž je Pluto a jeho měsíce. Členům této rodiny se říká plutinos a mají poloviční hlavní osu přibližně 39,4  AU .

Mezi největšími plutiny najdeme Orcus a Ixion, které lze označit jako trpasličí planety, pokud budou jejich fyzikální vlastnosti přesněji stanoveny. Mnoho plutin, včetně Pluta, má oběžnou dráhu, která protíná Neptun. Je však nepravděpodobné, že by kolidovaly s planetou kvůli rezonanci oběžných drah. Plutinos mají vysokou výstřednost , což naznačuje, že neobsazují svou původní oběžnou dráhu, ale byli během migrace Neptuna vysídleni.

Rezonance 1: 2 (jejíž objekty cestují polovinu oběžné dráhy pro každého Neptuna) odpovídá polovičním osám asi 47,7  AU a je řídce osídlena.

Objekty, které ji obývají, se někdy nazývají twotinos . Jiné menší rezonance existují v poměru 3: 4, 3: 5, 4: 7 a 2: 5. Kromě toho má Neptun řadu trojských koní, které zabírají jeho L 4 a L 5 Lagrangeovy body , gravitačně stabilní oblasti před a za na své oběžné dráze. Tyto trojské koně jsou někdy popisovány jako rezonance 1: 1 s Neptunem. Oběžná dráha těchto trojských koní je pozoruhodně stabilní a je nepravděpodobné, že by je zajal Neptun. Vytvořili by se současně s planetou.

Existuje relativně málo objektů se střední poloosou menší než 39 AU , což je jev, který nelze vysvětlit aktuálními rezonancemi.

Běžně přijímaná hypotéza je, že oblast byla během migrace Neptuna vystavena nestabilním orbitálním rezonancím a že přítomné objekty byly přesunuty nebo vysunuty z pásu.

Kuiper Cliff

Rezonance 1: 2 se jeví jako limit na Kuiperově pásu, za kterým je známo jen málo objektů. Není známo, zda se jedná o vnější okraj klasického pasu, nebo jen o začátek velmi široké mezery. Objekty byly objeveny v rezonanci 2: 5, kolem 55 AU , daleko za klasickým pásem; předpovědi týkající se existence velkého počtu objektů umístěných mezi těmito rezonancemi však pozorování nepotvrdilo.

Historicky nejstarší modely Kuiperova pásu naznačovaly, že počet velkých objektů by se zvýšil o faktor dva za 50 AU . Prudký pokles počtu objektů mimo tuto vzdálenost, známý jako „Kuiperův útes“, byl zcela neočekávaný a zůstává nevysvětlený v roce 2008. Podle Bernsteina, Trilling et al., Rychlý pokles počtu objektů s poloměrem větším než 100 km nad 50 AU je skutečné a neodpovídá pozorovacímu zkreslení.

Jedním z možných vysvětlení by bylo, že materiály jsou příliš rozptýlené nebo v nedostatečném množství, aby se agregovaly do velkých objektů. Je také možné, že se vytvořily velké objekty, ale byly z neznámých důvodů přesunuty nebo zničeny. Příčinou může být gravitační interakce z velké neznámé planetárního objektu , velikosti Marsu nebo Země, podle Alan Stern z Southwest Research Institute .

Tento limit neznamená, že žádný předmět neexistuje dále, ani nevylučuje existenci druhého Kuiperova pásu ve větší vzdálenosti. Ve skutečnosti v roce 2004 objev Sedny potvrdil existenci objektů mezi Kuiperovým pásem a vzdáleným a hypotetickým Oortovým mrakem .

Objekty

Od objevu prvního objektu v roce 1992 bylo v Kuiperově pásu objeveno více než tisíc dalších objektů a údajně obsahuje více než 70 000 těl o průměru přes 100 km .

V roce 2007 bylo Pluto největším známým objektem v Kuiperově pásu o průměru 2300  km . Od roku 2000 bylo objeveno několik objektů Kuiperova pásu o průměru mezi 500 a 1 200  km . Quaoar , klasický objekt objevený v roce 2002, má průměr větší než 1200  km . Makémaké a Hauméa, jejichž objevy byly oznámeny současně29. července 2005jsou ještě větší. Další objekty, například Ixion (objevené v roce 2001) a Varuna (objevené v roce 2000), mají průměr asi 500 km .

Přestože je Pluto jedním z největších těles v Kuiperově pásu, několik objektů mimo Kuiperův pás, které z něj ale mohly vzniknout, je větší než tato trpasličí planeta. Eris , rozptýlený objekt , je asi o 27% hmotnější, i když o něco menší, stejně jako Triton (17%), satelit Neptunu.

V roce 2015 se za trpasličí planety oficiálně považuje pouze pět objektů sluneční soustavy, Ceres , Pluto , Hauméa , Makemake a Eris , přičemž poslední čtyři jsou plutoidy . Několik dalších objektů Kuiperova pásu je však dostatečně velké, aby bylo sférické, a v budoucnu je lze klasifikovat jako trpasličí planety.

Navzdory svému velkému rozsahu je celková hmotnost Kuiperova pásu poměrně malá, odhaduje se na zhruba desetinu hmotnosti Země. Většina objektů je slabě světelná, což je v souladu s modely formování akrece , protože pouze část objektů určité velikosti se dokázala více zvětšit. Obecně je počet objektů určité velikosti N nepřímo úměrný určité síle q průměru D  : N ~ D -q . Tento vztah proporcionality je potvrzen pozorováním a hodnota q se odhaduje na 4 ± 0,5 . Za současného stavu poznání (2008) je známa pouze velikost objektů; jejich velikost je odvozena z předpokladu jejich stálého albeda .

Dva ze tří největších objektů v Kuiperově pásu mají satelity: Pluto má pět a Hauméa dva. Kromě toho má Eris , rozptýlený objekt, o kterém se říká, že se vytvořil v Kuiperově pásu. Podíl objektů Kuiperova pásu se satelitem je vyšší u velkých objektů než u malých, což naznačuje odlišný mechanismus formování. Kromě toho by 1% (tj. Vysoké procento) objektů byly binární systémy, to znamená dva objekty s relativně blízkou hmotou na oběžné dráze kolem sebe. Nejznámějším příkladem jsou Pluto a Charon .

Celková hmotnost Kuiper pásu byla odhadnuta z dalekohledu sčítání objektů, na základě počtu a velikosti, odhad střední albedo 0,04 a střední hustoty při 1 g / cm 3 . To dává hmotnost zhruba ekvivalentní pouze 1% hmotnosti Země.

Složení předmětů

Studie provedené na Kuiperově pásu od jeho objevu zjistily, že jeho končetiny jsou složeny převážně z ledu: jsou tvořeny směsí lehkých uhlovodíků (jako je methan ), amoniaku a vodního ledu. , Složení je stejné jako u komet . Teplota pásu je kolem 50  K neboli -223  ° C  : sloučeniny jsou proto přítomny v pevném stavu.

Díky vzdálenosti a malé velikosti objektů v Kuiperově pásu je extrémně obtížné určit jejich chemické složení spektroskopií . Některé úspěchy přesto byly dosaženy. V roce 1996 byla získána spektrografická data z (15789) 1993 SC a ukázala, že jeho povrch měl složení podobné složení Pluta nebo Neptunova měsíce, Tritonu  ; bylo zjištěno velké množství metanového ledu. Vodní led byl detekován na několika objektech, včetně (19308) 1996 TO 66 , Huya a Varuna . V roce 2004 byla na Quaoaru založena existence křišťálově čistého vodního ledu a hydrátu amoniaku . Tyto dvě látky by byly zničeny, kdyby existovaly od počátku sluneční soustavy, což naznačuje, že se objevily na povrchu Quaoaru nedávno, buď vnitřní tektonickou aktivitou, nebo v důsledku dopadů meteoritů.

Barva objektů Kuiperova pásu byla jednou z prvních charakteristik, které bylo možné určit. Tato časná data naznačovala velkou rozmanitost barev, od šedé až po tmavě červenou, což naznačuje, že jejich povrchy jsou tvořeny velkým množstvím různých materiálů, od špinavého ledu až po uhlovodíky. Tato různorodost barev překvapila astronomy, kteří očekávali, že budou pozorovat rovnoměrně tmavé objekty, kvůli ztrátě jejich zmrazených těkavých sloučenin, kvůli kosmickým paprskům. Byla předložena různá vysvětlení, včetně doplňování zásob povrchů nárazem nebo odplyněním. Podle analýzy známých objektů Kuiperova pásu v roce 2001, kterou provedli Jewitt a Luu, jsou tyto barevné variace příliš extrémní, než aby se to dalo vysvětlit pouhými náhodnými dopady.

Starověké objekty Kuiperova pásu

Předpokládá se, že zde byla vytvořena řada objektů sluneční soustavy, i když nejsou součástí Kuiperova pásu.

Rozptýlené objekty

Tyto rozptýlené objekty tvoří řídkou populaci, která přesahuje Kuiperově pásu, nejméně 100 AU . Mají silně eliptické dráhy, které jsou nakloněny vzhledem k rovině ekliptiky. Většina modelů formování sluneční soustavy obsahuje ledové planetoidy, které se zpočátku formovaly v Kuiperově pásu a poté byly gravitačními interakcemi přemístěny na disk rozptýlených objektů, zejména těch Neptunových. Eris , největší známý transneptunianský objekt (v roce 2007), nebo (15874) 1996 TL 66, jsou dva příklady.

Podle Centra malých planet , které oficiálně katalogizuje všechny transneptunické objekty, je objekt Kuiperova pásu (KBO) podle definice objektem, jehož oběžná dráha se nachází výhradně v oblasti zvané Kuiperův pás , bez ohledu na jeho původ nebo složení. Předměty mimo pás jsou klasifikovány jako rozptýlené předměty . V některých vědeckých kruzích se však termín Objekt Kuiperova pásu používá k označení jakéhokoli ledového planetoidu pocházejícího z vnější sluneční soustavy, který by byl součástí pásu, i když se jeho oběžná dráha následně posunula za - za Kuiperův pás (směrem oblast disků s rozptýlenými objekty). Často popisují rozptýlené objekty ve jménu opaskových předmětů rozptýlených Kuiper . Eris je tedy často považován za objekt Kuiperova pásu (KBO), i když technicky jde o rozptýlený objekt (SDO). V roce 2007 neexistovala mezi astronomy shoda ohledně omezující definice Kuiperova pásu.

Tyto kentauři , které nejsou normálně považovány za část Kuiper pásu, by také rozptýlené objekty v tomto pásu, ale které by přeneseny do vnitřní sluneční soustavy, spíše než směrem ven. Centrum drobných planet seskupuje kentaury a rozptýlené objekty pod pojem objekty rozptýleného Kuiperova pásu.

Triton

Během jeho období stěhování Neptun údajně zachytil jeden z největších objektů v Kuiperově pásu, aktuální měsíc Triton . Triton je největší měsíc ve sluneční soustavě s retrográdní oběžnou dráhou , což naznačuje samostatný původ od velkých měsíců Jupitera a Saturnu, o nichž se předpokládá, že se vytvořily narůstáním ve stejnou dobu jako planeta, kolem které jsou na oběžné dráze. Triton by proto byl Neptunem zajat, již vytvořen. Proces zachycení zůstává nevysvětlený, ale naznačuje, že Triton by se vytvořil ve velké populaci objektů, jejichž gravitace by dostatečně zpomalila jeho pohyb, aby umožnila jeho zachycení.

Spektrální analýzy Tritonu a Pluta ukazují, že jsou vytvořeny ze stejných materiálů, jako je methan a oxid uhelnatý . Tyto různé argumenty naznačují, že Triton byl původně členem Kuiperova pásu, zachyceného během migrace Neptuna.

Komety

Komety ve sluneční soustavě lze zhruba rozdělit do dvou kategorií na základě jejich oběžné doby.

Dlouhodobé komety by pocházely z Oortova mraku . Mezi krátkodobými kometami rozlišujeme komety rodiny Jupiter a Halley . Druhá skupina, pojmenovaná po svém prototypu, Halleyova kometa , se předpokládá, že pochází z Oortova mraku, ale byla přesunuta do nitra sluneční soustavy přitažlivostí plynných gigantů. Druhá skupina, rodina Jupitera, by pocházela z Kuiperova pásu: drtivá většina komet v této rodině by pocházela z disku rozptýlených objektů, které jsou samy o sobě bývalými členy Kuiperova pásu. Kentauri by byli dynamicky mezistupněm mezi rozptýlenými objekty a rodinou Jupitera.

Navzdory jejich pravděpodobnému společnému původu mají komety v rodině Jupiterů a objekty v Kuiperově pásu mnoho rozdílů. Ačkoli kentauri sdílejí načervenalé zabarvení mnoha objektů v Kuiperově pásu, jádra komet jsou modřejší, což naznačuje odlišný chemický nebo fyzický vzhled. Nejčastěji přijímanou hypotézou je, že povrch komet je pokryt materiálem zevnitř, když se blíží ke Slunci, který pohřbívá starší červený materiál.

Extrasolární Kuiperovy pásy

Struktury podobné Kuiperovu pásu byly pozorovány kolem dvaceti hvězd. Pozorování identifikovala široké pásy s poloměrem větším než 50 AU a úzké pásy (například Kuiperův pás Slunce) o průměru mezi 20 a 30 AU a relativně dobře vymezenými hranicemi. Většina známých disků trosek kolem jiných hvězd je docela mladá. Ti, kteří byli objeveni kolem hvězd HD 53143  a HD 139664 (in), jsou však dostatečně staří (asi 300 milionů let), aby byli ve stabilní konfiguraci. Obrázek vlevo je polárním pohledem na široký pás a obrazem vpravo je rovníkový pohled na úzký pás (centrální černý kruh je dán koronografem dalekohledu).

Průzkum

Kuiperův pás dosud vesmírná sonda nikdy neprozkoumala. Mise New Horizons však byla zahájena dne19. ledna 2006, který přeletěl nad Plutem 14. července 2015, musí následně letět nad jiným objektem Kuiperova pásu, o jehož výběru ještě nebylo rozhodnuto během průletu. Druhý objekt by měl mít průměr mezi 40 a 90  km a v ideálním případě by měl být bílý nebo šedý, na rozdíl od červeného zbarvení Pluta. Podle Johna Spencera, astronoma z týmu New Horizons , nebyl druhý objekt vybrán hned, protože vědecký tým čeká na data z Pan-STARRS , aby měl co nejširší výběr. Tento projekt je určen k detekci velkého počtu malých těles ve sluneční soustavě, včetně objektů v Kuiperově pásu, a měl být plně funkční od roku 2009, tři roky po spuštění sondy. the31. srpna 2015NASA oznámila, že sonda navštíví 2014 MU 69 , na přeletu je plánováno na leden 2019. V listopadu 2015 do dubna 2016, sonda trvá několik dálkových fotografií z Pluta kvazisatelit (15810) Arawn .

Létání nad 2014 MU 69 je držen na 1. st ledna 2019, New Horizons pak je 43,4 AU od Slunce v souhvězdí Střelce. Sonda projede necelých 3500  km od 2014 MU 69 , nebo třikrát méně, než je minimální vzdálenost od Pluta . Provádí měření teploty, vyhledává přítomnost atmosféry, geologickou aktivitu, měsíce a prstence a odesílá zpět snímky s rozlišením až 70  m (proti 183  m pro Pluto ).

Po 2014 MU 69 , New Horizons bude mezi 2019 a 2021 návštěvy více než dvaceti dalšími orgány v Kuiperově pásu, studovat jejich povrchové vlastnosti a tvar a vzhled na přítomnost satelitů. Bude také studovat vesmírné prostředí Kuiperova pásu: hélium, sluneční vítr a nabité částice.

Poznámky a odkazy

  1. Kuiperova výslovnost v holandštině , „  stránka představující výslovnost Kuiper v holandštině  “ (přístup k 16. červnu 2015 ) .
  2. (in) SA Stern , „  kolizní eroze v pravoúhlém pásu Edgeworth-Kuiperova pásu a generace Kuiperovy mezery AT 30-50  “ , The Astrophysical Journal , sv.  490,1997, str.  879 ( DOI  10.1086 / 304912 , shrnutí ).
  3. (en) A. Delsanti , D. Jewitt , „  Sluneční soustava za planetami  “ , The Astronomical Journal , sv.  109,1995, str.  1867-1876 ( shrnutí , číst online ).
  4. (cs) GA Krasinsky, EV Pitjeva, V. Vasilyev, EI Yagudina , „  Skrytá mše v pásu asteroidů  “ , Icarus , sv.  158, n o  1,2002, str.  98-105 ( souhrn ).
  5. (en) D. Jewitt, „  Stránka Kuiperova pásu  “ (přístup k 20. říjnu 2007 ) .
  6. (in) CB Agnor, DP Hamilton , „  Neptunovo zachycení Ict Moon Triton v gravitačním setkání binární planety  “ , Nature , sv.  441, n O  7090,11. května 2006, str.  192-194 ( souhrn ).
  7. „  Pluto: Co jsme objevili, co zbývá objevit  “ (přístup 15. července 2015 ) .
  8. Gérard Faure, „  Popis systému asteroidů k ​​20. květnu 2004  “ ,2004(zpřístupněno 20. října 2007 ) .
  9. (in) „  Co je nesprávného na termínu„ Kuiperův pás “? (aneb proč pojmenovat věc po muži, který nevěřil jeho existenci?)  “ , Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (přístupné 7. listopadu 2007 ) .
  10. (in) John Davies, Za Plutem: zkoumání vnějších hranic sluneční soustavy , Cambridge, Cambridge University Press,2001, 233  s. ( ISBN  0-521-80019-6 ) , xii.
  11. Volný překlad: „  vnější oblast sluneční soustavy, za oběžnými dráhami planet, je obsazena velmi velkým počtem poměrně malých těles  “. (en) John Davies, Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system , Cambridge University Press,2001, xii  str..
  12. Volný překlad: „  bloudí ze své vlastní sféry a jeví se jako příležitostný návštěvník vnitřní sluneční soustavy  “. Davies (2001), str.  3 .
  13. (in) D. Jewitt , „  Proč pás„ Kuiper “?  » University of Hawaii (přístup ke dni 7. března 2008 ) .
  14. (in) A. Cameron , „  Formace slunce a planet  “ , Icarus , sv.  1,1962, str.  13-69 ( DOI  doi: 10.1016 / 0019-1035 (62) 90005-2 , shrnutí ).
  15. (in) FL Whipple, „  Evidence for a Comet Belt beyond Neptun  ,“ Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America , vol.  51, n o  5,Květen 1964, str.  711-718 ( číst online ).
  16. Davies (2001), str.  14 .
  17. (in) CT Kowal , W. Liller, BG Marsden , „  Objev a oběžná dráha (2060) Chirónu  “ , Dynamika sluneční soustavy; Sborník ze sympozia, Tokio ,1979( shrnutí , číst online ).
  18. (en) Scotti JV a kol. , "  1992 AD  " , UAI kruhový n ° 5434, 1 ,1992( shrnutí , číst online ).
  19. Davies (2001), str.  38 .
  20. [PDF] (en) D. Jewitt , „  Od objektu Kuiperova pásu k kometárnímu jádru: chybějící ultrafialová hmota  “ , The Astronomical Journal , sv.  123,2002, str.  1039-1049 ( shrnutí , číst online ).
  21. Davies (2001), str.  39 .
  22. (in) JA Fernandez , „  O existenci pásu komet za Neptunem  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  192,Srpna 1980, str.  481-491 ( shrnutí , číst online ).
  23. (in) Duncan, T. Quinn, S. Tremaine , „  Původ komet krátkého období  “ , The Astrophysical Journal , Part 2 - Letters (ISSN 0004-637X) , sv.  328,1988, str.  L69-L73 ( shrnutí , číst online ).
  24. Davies (2001), str.  191 .
  25. (en) D. Jewitt, J. Luu , „  Objev kandidátského objektu Kuiperova pásu 1992 QB1  “ , Nature] , sv.  362, n O  6422,1993, str.  730-732 ( souhrn ).
  26. Davies (2001), str.  50 .
  27. Davies (2001), str.  57-62 .
  28. (en) J. Luu a kol. , „  1993 FW  “ , UAI Kruhová n ° 5730 ,1993( shrnutí , číst online ).
  29. Bezplatný překlad: „  Pokračujte ve výzvách analytických technik a nejrychlejšího hardwaru a softwaru pro numerické modelování . „  Nelineární rezonance ve sluneční soustavě  “ (přístup 3. června 2007 ) .
  30. JM Hahn, R. Malhotra, „  Neptunova migrace do zamíchaného Kuiperova pásu: Podrobné srovnání simulací s pozorováními  “, The Astronomical Journal , sv.  130, n o  5,listopadu 2005, str.  2392-2414 ( DOI  10.1086 / 452638 ).
  31. Kathryn Hansen, „  Orbitální míchání pro ranou sluneční soustavu  “ , Geotimes,7. června 2005(přístup 4. listopadu 2007 ) .
  32. EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison, „  Formace Uranu a Neptunu mezi Jupiterem a Saturnem  “, The Astronomical Journal , sv.  123, n o  5,Květen 2002, str.  2862-2883 ( DOI  10.1086 / 339975 ).
  33. (in) A. Morbidelli '  Původ a dynamický vývoj komet a jejich tanků  ", verze 1,2005. .
  34. CA Trujillo, „  Objevování hran sluneční soustavy,  “ americký vědec , sv.  91, n o  5,Září-říjen 2003, str.  424 ( DOI  10.1511 / 2003.5.424 ).
  35. ME Brown, M. Pan, „  Rovina Kuiperova pásu  “, The Astronomical Journal , sv.  127, n O  4,Duben 2004, str.  2418-2423 ( DOI  10.1086 / 382515 ).
  36. J.-M. Petit, A. Morbidelli, GB Valsecchi, „  Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts  “, Icarus , sv.  141,Říjen 1999, str.  367-387 ( DOI  10.1006 / icar.1999.6166 ).
  37. J. Lunine, „  Kuiperův pás  “ ,2003(zpřístupněno 20. října 2007 ) .
  38. D. Jewitt, „  Klasické objekty Kuiperova pásu (CKBO)  “ ,2000(zpřístupněno 20. října 2007 ) .
  39. P. Murdin, „  Cubewano  “, Encyklopedie astronomie a astrofyziky ,2001( DOI  10.1888 / 0333750888/5403 ).
  40. JL Elliot, SD Kern, KB Clancy, AAS Gulbis, RL Millis, MW Buie, LH Wasserman, EI Chiang, AB Jordan, DE Trilling a KJ Meech, „  The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamická klasifikace, rovina Kuiperova pásu a základní populace  “, The Astronomical Journal , sv.  129, n O  2Únor 2005, str.  1117-1162 ( DOI  10.1086 / 427395 ).
  41. HF Levison, A. Morbidelli, „  Tvorba Kuiperova pásu vnějším transportem těl během migrace Neptuna  “, Nature , sv.  426,27. listopadu 2003, str.  419-421 ( DOI  10.1038 / nature02120 , číst online ).
  42. (in) A. Morbidelli „  Původ a vývoj dynamických komet a jejich tanků  “ verze 9. prosince 20052006. .
  43. „  Seznam transneptunských objektů  “ , Centrum planetek (přístup k 30. říjnu 2007 ) .
  44. „  Ixion  “ , eightplanets.net (přístup 30. října 2007 ) .
  45. (in) J. Stansberry, W. Grundy, Mr. Brown, D. Cruikshank, J. Spencer D. Trilling, JL Margot „  Fyzikální vlastnosti Kuiperova pásu a kentaurů: Omezení ze Spitzerova kosmického dalekohledu  “, verze 20. února 2007 ,2007. .
  46. E. I. Chiang, AB Jordan, RL Millis, MW Buie, LH Wasserman, JL Elliot, SD Kern, DE Trilling, KJ Meech a RM Wagner, „  Rezonanční okupace v Kuiperově pásu: příklady 5: 2 a trojské rezonance  “, The Astronomical Journal , sv.  126, n o  1,Červenec 2003, str.  430-443 ( DOI  10.1086 / 375207 ).
  47. Wm. Robert Johnston, „  Trans-Neptunian Objects  “ ,1 st 10. 2007(zpřístupněno 28. října 2007 ) .
  48. Davies (2001), str.  104 .
  49. Davies (2001), str.  107 .
  50. EI Chiang, ME Brown, „  Keckův paprskový průzkum slabých objektů Kuiperova pásu  “, The Astronomical Journal , sv.  118, n o  3,Září 1999, str.  1411-1422 ( DOI  10.1086 / 301005 ) „  Astro-ph / 9905292  “ , text ve volném přístupu, na arXiv ..
  51. GM Bernstein, DE Trilling, RL Allen, ME Brown, M. Holman a R. Malhotra, „  Distribuce velikosti transneptunských těl  “, The Astrophysical Journal ,2004( číst online ).
  52. Michael Brooks, „  13 věcí, které nedávají smysl  “ , NewScientistSpace.com,2007(zpřístupněno 23. června 2007 ) .
  53. (in) Mr. Buie et al. , „  Orbits and Photometry of Pluto's Satellites: Charon, S / 2005 P1, and S / 2005 P2  “, Astronomical Journal , sv.  132, n o  1,července 2006, str.  290-298 ( číst online ).
  54. „  Návrh definice planety IAU  “ , IAU ,2006(zpřístupněno 26. října 2007 ) .
  55. GM Bernstein, DE Trilling, RL Allen, KE Brown, M. Holman, R. Malhotra, „  The Distribuce velikosti transneptunských těles  “, The Astronomical Journal , sv.  128, n o  3,Září 2004, str.  1364–1390 ( DOI  10.1086 / 422919 ).
  56. (in) ME Brown, A. van Dam, AH Bouchez, D. Mignant, RD Campbell, JCY Chin, A. Conrad, SK Hartman, EM Johansson RE Lafon, DL Rabinowitz, PJ Stomski, Jr., MD Summers CA Trujillo „PL Wizinowich, „  Satelity největších objektů Kuiperova pásu  “ , The Astrophysical Journal , sv.  639, n o  1,Březen 2006, str.  L43-L46 ( DOI  10.1086 / 501524 ).
  57. D. Jewitt, „  Objekty binárního Kuiperova pásu  “ ,2005(zpřístupněno 5. listopadu 2007 ) .
  58. Garry Bernstein An HST / ACS Survey of the Kuiper Belt .
  59. K. Altwegg, H. Balsiger, J. Geiss, „ Složení těkavých látek v Halleyově kómatu  z měření in situ  “, Space Science Reviews , sv.  90, n kost  1-2,Říjen 1999, str.  3-18 ( DOI  10.1023 / A: 1005256607402 ).
  60. D. C. Jewitt, J. Luu, „  Krystalický vodní led na objektu Kuiperova pásu (50 000) Quaoar  “, Nature , sv.  432,9. prosince 2004, str.  731-733 ( DOI  10.1038 / nature03111 ).
  61. RH Brown, DP Cruikshank, Y. Pendleton, GJ Veeder, „  Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC  “, Science , sv.  280,9. května 1997, str.  1430-1432 ( DOI  10.1126 / science.276.5314.937 ).
  62. ME Brown, GA Blake, JE Kessler, „  Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000 EB173  “, The Astrophysical Journal , sv.  543, n O  2listopadu 2000, str.  L163-L165 ( DOI  10.1086 / 317277 ).
  63. Předběžné označení 2000 WR 106  ; J. Licandro, E. Oliva a M. Di Martino, „  NICS-TNG infračervená spektroskopie transneptunických objektů 2000 EB173 a 2000 WR106  “, Astronomy & Astrophysics , sv.  373,Červenec 2001, str.  29-32L "  Astro-ph / 0105434  " , text ve volném přístupu, na arXiv ..
  64. D. Jewitt, „  Povrchy objektů Kuiperova pásu  “ , Havajská univerzita,2004(zpřístupněno 2. listopadu 2007 ) .
  65. (in) DC Jewitt, Luu JX, „  Optická infračervená spektrální diverzita v Kuiperově pásu  “ , The Astronomical Journal , sv.  115, n O  4,Dubna 1998, str.  1667-1670 ( DOI  10.1086 / 300299 ).
  66. Davies (2001), str.  118 .
  67. DC Jewitt, JX Luu, „  Barvy a spektra objektů Kuiperova pásu  “, The Astronomical Journal , sv.  122, n O  4,Říjen 2001, str.  2099-2114 ( DOI  10.1086 / 323304 ).
  68. "  Seznam kentaurů a rozptýleného disku objekty  " , IAU: Minor Planet Center (přístupné 2. dubna 2007 ) .
  69. David Jewitt, „  KBO s měřítkem 1000 km  “ , University of Hawaii ,2005(zpřístupněno 16. července 2006 ) .
  70. Craig B. Agnor a Douglas P. Hamilton, „  Neptunovo zachycení měsíce Tritona v gravitačním setkání binární planety  “ , Nature ,2006(přístup 29. října 2007 ) .
  71. (in) DP Cruikshank, „  Triton, Pluto, Centaurs a Trans-Neptunian Bodies  “ , Space Science Reviews , roč.  116, n kost  1-2,ledna 2005, str.  421-439 ( DOI  10.1007 / s11214-005-1964-0 ).
  72. (in) Harold E. Levison a Luke Dones, „  Kometa kometární populace a dynamika  “ , Encyklopedie sluneční soustavy ,2007, str.  575-588.
  73. J. Horner, NW Evans, ME Bailey, DJ Asher, „  Populace kometovitých těles ve sluneční soustavě  “, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  343, n O  4,srpna 2003, str.  1057-1066 ( DOI  10.1046 / j.1365-8711.2003.06714.x ).
  74. (in) P. Kalas, JR Graham Clampin MC, MP Fitzgerald , „  First Light Images of Scattered Debris Disks Around And HD 53143 HD 139664  “ , The Astrophysical Journal , sv.  637,ledna 2006, str.  L57-L60 ( souhrn ).
  75. „  Časová osa mise New Horizons  “ , NASA (zpřístupněno 12. srpna 2007 ) .
  76. (in) Cal Fussman, „  Muž, který najde planety  “ , časopis Discover ,2006(zpřístupněno 13. srpna 2007 ) .
  77. "  Pan-Starrs: Havajská univerzita  " ,2005(zpřístupněno 13. srpna 2007 ) .
  78. (in) E. Magnier, „  Kalibrace průzkumu Pan-STARRS 3π  “ , Pacifická astronomická společnost ,2007(zpřístupněno 13. srpna 2007 ) .
  79. "  Manévr posouvá kosmickou loď New Horizons k dalšímu potenciálnímu cíli  " ,23. října 2015(zpřístupněno 5. listopadu 2015 )
  80. „  New Horizons pokračuje směrem k potenciálnímu cíli Kuiperova pásu  “ ,26. října 2015(zpřístupněno 5. listopadu 2015 )
  81. "  Na cestě: New Horizons provádí třetí manévr cílení na KBO  " ,29. října 2015(zpřístupněno 5. listopadu 2015 )
  82. „  Asteroid 2014 MU69  “ , The Sky Live (zpřístupněno 11. listopadu 2015 )
  83. Alan Stern, "  skrytých tvářích Pluta  ," pro vědu , n O  483,ledna 2018, str.  43-51.
  84. „  Letový plán New Horizons Files pro 2019 Flyby  “ , Laboratoř aplikované fyziky Univerzity Johna Hopkinse ,6. září 2017

Podívejte se také

Bibliografie

Související články

externí odkazy