Рассеянный диск - Scattered disc

Эрида , самый большой из известных объектов в виде рассеянного диска (в центре), и его спутник Дисномия (слева от объекта)

Рассеянный диск (или рассеянный диск ) является дальней околозвездной диской в Солнечной системе , которая является малонаселенной ледяными малыми телами Солнечной системы , которые являются подмножеством более широкого семейства транснептуновых объектов . Объекты с рассеянным диском (SDO) имеют эксцентриситет орбиты до 0,8, наклон до 40 ° и перигелии более 30 астрономических единиц (4,5 × 10 9  км; 2,8 × 10 9  миль). Считается, что эти экстремальные орбиты являются результатом гравитационного «рассеяния» газовыми гигантами , и объекты продолжают подвергаться возмущениям со стороны планеты Нептун .

Хотя ближайшие объекты в виде рассеянных дисков приближаются к Солнцу на расстоянии 30–35 а.е., их орбиты могут простираться далеко за пределы 100 а.е. Это делает разбросанные объекты одними из самых холодных и самых далеких объектов Солнечной системы. Самая внутренняя часть рассеянного диска перекрывается областью орбитальных объектов в форме тора, традиционно называемой поясом Койпера , но его внешние границы простираются намного дальше от Солнца и выше и ниже эклиптики, чем собственно пояс Койпера.

Из-за его нестабильного характера астрономы теперь считают рассеянный диск местом происхождения большинства периодических комет в Солнечной системе, при этом кентавры , совокупность ледяных тел между Юпитером и Нептуном, являются промежуточной стадией миграции объекта из диск во внутреннюю Солнечную систему. В конце концов, возмущения от планет-гигантов направляют такие объекты к Солнцу, превращая их в периодические кометы. Также считается, что многие объекты предлагаемого облака Оорта возникли из рассеянного диска. Обособленные объекты не сильно отличаются от рассеянных дисковых объектов, и некоторые, такие как Седна , иногда считаются включенными в эту группу.

Открытие

Традиционно в астрономии для обнаружения объектов в Солнечной системе использовались такие устройства, как моргающий компаратор , поскольку эти объекты перемещались между двумя экспозициями - это требовало затратных по времени шагов, таких как экспонирование и проявка фотопластинок или пленок , а затем люди использовали компаратор моргания. для ручного обнаружения перспективных объектов. В течение 80-х годов прошлого века использование в телескопах камер на основе ПЗС позволило напрямую создавать электронные изображения, которые затем можно было легко оцифровать и преобразовать в цифровые изображения . Поскольку ПЗС-матрица улавливала больше света, чем пленка (около 90% против 10% падающего света), и теперь мигание можно было выполнять на регулируемом экране компьютера, обследования позволили увеличить пропускную способность. Результатом стал поток новых открытий: в период с 1992 по 2006 год было обнаружено более тысячи транснептуновых объектов.

Первым объектом с рассеянным диском (SDO), который был признан таковым, был TL 66 1996 года , первоначально идентифицированный в 1996 году астрономами из Мауна-Кеа на Гавайях. Еще три были выявлены в ходе того же опроса в 1999 году: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 и 1999 CF 119 . Первым объектом, который в настоящее время классифицируется как SDO, был обнаружен TL 8 1995 года , обнаруженный в 1995 году компанией Spacewatch .

По состоянию на 2011 год было выявлено более 200 SDO, включая Gǃkúnǁʼhòmdímà (обнаруженный Швамбом, Брауном и Рабиновицем), 2002 TC 302 ( NEAT ), Eris (Браун, Трухильо и Рабинович), Sedna (Браун, Трухильо и Рабиновиц). и 2004 VN 112 ( Deep Ecliptic Survey ). Хотя количество объектов в поясе Койпера и рассеянном диске предполагается примерно одинаковым, смещение наблюдений из-за их большего расстояния означает, что на сегодняшний день наблюдалось гораздо меньше SDO.

Подразделения транснептунового пространства

Эксцентриситет и наклон населения рассеянного диска по сравнению с классическим и резонансным 5: 2 объектами пояса Койпера

Известные транснептуновые объекты часто делятся на две субпопуляции: пояс Койпера и рассеянный диск. Была выдвинута гипотеза о третьем резервуаре транснептуновых объектов, облаке Оорта , хотя никаких подтвержденных прямых наблюдений за облаком Оорта сделано не было. Некоторые исследователи также предполагают переходное пространство между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта, заполненное « отдельными объектами ».

Рассеянный диск против пояса Койпера

Пояс Койпера представляет собой относительно толстый тор (или "бублик") пространства, простирающийся от 30 до 50 а.е., состоящий из двух основных популяций объектов пояса Койпера (KBO): классических объектов пояса Койпера (или "кубевано"), которые лежат на орбитах, не затронутых Нептуном, и резонансными объектами пояса Койпера ; те, которые Нептун зафиксировал в точном орбитальном соотношении, таком как 2: 3 (объект обращается дважды на каждые три орбиты Нептуна) и 1: 2 (объект обращается один раз на каждые две орбиты Нептуна). Эти соотношения, называемые орбитальными резонансами , позволяют КБО существовать в регионах, которые гравитационное влияние Нептуна в противном случае исчезло бы с течением времени Солнечной системы, поскольку объекты никогда не бывают достаточно близко к Нептуну, чтобы быть рассеяны его гравитацией. Те, которые находятся в резонансах 2: 3, известны как « плутино », потому что Плутон является самым большим членом их группы, тогда как те, которые находятся в резонансах 1: 2, известны как « двойники ».

В отличие от пояса Койпера, популяция рассеянного диска может быть нарушена Нептуном. Объекты с рассеянным диском попадают в гравитационный диапазон Нептуна при их самом близком приближении (~ 30 а.е.), но их самые дальние расстояния достигают во много раз больше. Текущие исследования показывают, что кентавры , класс ледяных планетоидов, которые вращаются между Юпитером и Нептуном, могут быть просто SDO, брошенными Нептуном во внутренние пределы Солнечной системы, что делает их «цис-нептуновыми», а не транснептуновыми рассеянными объектами. Некоторые объекты, такие как (29981) 1999 TD 10 , размывают различия, а Центр малых планет (MPC), который официально каталогизирует все транснептуновые объекты , теперь объединяет кентавров и SDO.

Однако MPC проводит четкое различие между поясом Койпера и рассеянным диском, отделяя объекты на стабильных орбитах (пояс Койпера) от объектов на рассеянных орбитах (рассеянный диск и кентавры). Однако разница между поясом Койпера и рассеянным диском не очевидна, и многие астрономы рассматривают рассеянный диск не как отдельную популяцию, а как внешнюю область пояса Койпера. Другой используемый термин - «рассеянный объект пояса Койпера» (или SKBO) для тел рассеянного диска.

Морбиделли и Браун предполагают, что разница между объектами в поясе Койпера и объектами рассеянного диска заключается в том, что последние тела «переносятся по большой полуоси при близких и далеких столкновениях с Нептуном», но первые не испытывали таких близких столкновений. Это разграничение неадекватно (как они отмечают) относительно возраста Солнечной системы, поскольку тела, «захваченные резонансами», могут «переходить из фазы рассеяния в фазу без рассеяния (и наоборот) много раз». То есть транснептуновые объекты могут перемещаться между поясом Койпера и рассеянным диском с течением времени. Поэтому они решили вместо этого определять регионы, а не объекты, определяя рассеянный диск как «область орбитального пространства, которую могут посещать тела, столкнувшиеся с Нептуном» в пределах радиуса сферы Хилла , а пояс Койпера - как его «дополнение ... в районе а > 30 а. е.»; область Солнечной системы, населенная объектами с большой полуосью более 30 а.е.

Отдельные объекты

Центр малых планет классифицирует транснептуновый объект 90377 Седна как объект с рассеянным диском. Его первооткрыватель Майкл Э. Браун предложил вместо этого рассматривать его как внутренний объект облака Оорта, а не как часть рассеянного диска, потому что с расстоянием в перигелии 76 а.е. он слишком удален, чтобы на него могло повлиять гравитационное притяжение. внешних планет. Согласно этому определению, объект с перигелием более 40 а.е. можно классифицировать как находящийся за пределами рассеянного диска.

Седна - не единственный такой объект: (148209) 2000 CR 105 (обнаружено до Седны) и 2004 VN 112 имеют перигелий слишком далеко от Нептуна, чтобы на него влиять. Это привело к дискуссии среди астрономов о новом наборе малых планет, названном расширенным рассеянным диском ( E-SDO ). 2000 CR 105 также может быть внутренним объектом облака Оорта или (что более вероятно) переходным объектом между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта. В последнее время эти объекты стали называть «отсоединенными» или удаленными отсоединенными объектами ( DDO ).

Четких границ между рассеянными и оторванными областями нет. Gomes et al. определяют SDO как имеющие «сильно эксцентричные орбиты, перигелии за Нептуном и большие полуоси за пределами резонанса 1: 2». Согласно этому определению, все удаленные обособленные объекты являются SDO. Поскольку орбиты оторвавшихся объектов не могут быть созданы рассеянием Нептуна, были предложены альтернативные механизмы рассеяния, включая проходящую звезду или далекий объект размером с планету . В качестве альтернативы было высказано предположение, что эти объекты были сняты с проходящей звезды.

Схема, представленная в отчете Deep Ecliptic Survey 2005 г., сделанном JL Elliott et al. различает две категории: рассеянно-близкое (т. е. типичные SDO) и рассеянно-расширенное (т. е. отдельные объекты). Рассеянные близкие объекты - это те, чьи орбиты нерезонансны, не пересекают планетарные орбиты и имеют параметр Тиссерана (относительно Нептуна) менее 3. Рассеянные протяженные объекты имеют параметр Тиссерана (относительно Нептуна) более 3 и имеют усредненный по времени эксцентриситет более 0,2.

Альтернативная классификация, представленная Б. Дж. Гладманом , Б. Г. Марсденом и К. Ван Лаерховеном в 2007 г., использует интеграцию орбиты за 10 миллионов лет вместо параметра Тиссерана. Объект квалифицируется как SDO, если его орбита не является резонансной, его большая полуось не превышает 2000 а.е., а во время интегрирования его большая полуось показывает отклонение на 1,5 а.е. или более. Gladman et al. предложите термин " рассеивающий диск", чтобы подчеркнуть нынешнюю подвижность. Если объект не является SDO согласно приведенному выше определению, но эксцентриситет его орбиты больше 0,240, он классифицируется как отдельный TNO . (Объекты с меньшим эксцентриситетом считаются классическими.) В этой схеме диск простирается от орбиты Нептуна до 2000 а.е., области, называемой внутренним облаком Оорта.

Орбиты

Распределение транснептуновых объектов с большой полуосью по горизонтали и наклоном по вертикальной оси. Рассеянные дисковые объекты показаны серым цветом, объекты, находящиеся в резонансе с Нептуном, - красным. Классические объекты пояса Койпера (кубевано) и седноиды окрашены в синий и желтый цвета соответственно.

Разбросанный диск - очень динамичная среда. Поскольку они все еще могут быть возмущены Нептуном, орбиты SDO всегда находятся в опасности нарушения; либо быть отправленным наружу, в облако Оорта, либо внутрь, в популяцию кентавров и, в конечном итоге, в семейство комет Юпитера. По этой причине Gladman et al. предпочитают называть эту область диском рассеяния, а не рассеянным. В отличие от объектов пояса Койпера (KBO), орбиты объектов с рассеянным диском могут быть наклонены до 40 ° от эклиптики .

SDO обычно характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом с большой полуосью, превышающей 50 а.е., но их перигелии приводят к тому, что они попадают под влияние Нептуна. Перигелий около 30 а.е. является одной из определяющих характеристик рассеянных объектов, поскольку позволяет Нептуну оказывать свое гравитационное влияние.

Классические объекты ( кубевано ) сильно отличаются от рассеянных объектов: более 30% всех кубевано находятся на мало наклонных, почти круглых орбитах, эксцентриситеты которых достигают максимума 0,25. Классические предметы обладают эксцентриситетом от 0,2 до 0,8. Хотя наклоны рассеянных объектов аналогичны наклонам более экстремальных KBO, очень немногие рассеянные объекты имеют орбиты, столь же близкие к эклиптике, как большая часть населения KBO.

Хотя движения в рассеянном диске случайны, они имеют тенденцию следовать схожим направлениям, а это означает, что SDO могут попасть во временные резонансы с Нептуном. Примеры возможных резонансных орбит внутри рассеянного диска включают 1: 3, 2: 7, 3:11, 5:22 и 4:79.

Формирование

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: а) перед резонансом 2: 1 Юпитер / Сатурн б) рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после орбитального сдвига Нептуна в) после выброса тел пояса Койпера Юпитером

Рассеянный диск все еще плохо изучен: еще не предложена модель образования пояса Койпера и рассеянного диска, объясняющая все их наблюдаемые свойства.

Согласно современным моделям, рассеянный диск образовался, когда объекты пояса Койпера (KBO) были «рассеяны» на эксцентрические и наклонные орбиты в результате гравитационного взаимодействия с Нептуном и другими внешними планетами . Время, в течение которого должен произойти этот процесс, остается неопределенным. Одна гипотеза оценивает период, равный всему возрасту Солнечной системы; второй утверждает, что рассеяние произошло относительно быстро, в эпоху ранней миграции Нептуна .

Модели непрерывного образования на протяжении всего периода существования Солнечной системы показывают, что при слабых резонансах в пределах пояса Койпера (например, 5: 7 или 8: 1) или на границах более сильных резонансов объекты могут развивать слабую орбитальную нестабильность на протяжении миллионов годы. В частности, резонанс 4: 7 имеет большую нестабильность. KBO также могут быть переведены на нестабильные орбиты при близком прохождении массивных объектов или в результате столкновений. Со временем из этих разрозненных событий постепенно образовался бы рассеянный диск.

Компьютерное моделирование также позволило предположить более быстрое и раннее формирование рассеянного диска. Современные теории показывают, что ни Уран, ни Нептун не могли образоваться in situ за пределами Сатурна, поскольку на этом расстоянии существовало слишком мало первичной материи, чтобы производить объекты такой большой массы. Вместо этого эти планеты и Сатурн, возможно, сформировались ближе к Юпитеру, но были выброшены наружу во время ранней эволюции Солнечной системы, возможно, в результате обмена угловым моментом с рассеянными объектами. Как только орбиты Юпитера и Сатурна сместились в резонанс 2: 1 (две орбиты Юпитера для каждой орбиты Сатурна), их объединенное гравитационное притяжение нарушило орбиты Урана и Нептуна, отправив Нептун во временный «хаос» прото-Койпера. пояс. По мере того, как Нептун путешествовал наружу, он разбрасывал многие транснептуновые объекты на более высокие и эксцентричные орбиты. Эта модель утверждает, что 90% или более объектов в рассеянном диске могли быть «продвинуты на эти эксцентрические орбиты резонансами Нептуна во время эпохи миграции ... [поэтому] рассеянный диск мог быть не таким рассеянным».

Состав

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

Рассеянные объекты, как и другие транснептуновые объекты, имеют низкую плотность и состоят в основном из замороженных летучих веществ, таких как вода и метан . Спектральный анализ отдельных поясов Койпера и рассеянных объектов выявил признаки подобных соединений. И Плутон, и Эрида, например, показывают метан.

Первоначально астрономы предполагали, что все транснептуновое население будет иметь такой же красный цвет поверхности, поскольку считалось, что они произошли в одном регионе и подверглись одним и тем же физическим процессам. В частности, ожидалось, что SDO будут иметь большие количества поверхностного метана, химически преобразованного в толины под действием солнечного света от Солнца. Это поглотит синий свет, создав красноватый оттенок. Большинство классических объектов отображают этот цвет, но рассеянные объекты - нет; вместо этого они имеют белый или сероватый оттенок.

Одно из объяснений - обнажение более белых подповерхностных слоев в результате ударов; во-вторых, большее расстояние рассеянных объектов от Солнца создает градиент состава, аналогичный градиенту состава планет земной группы и газовых гигантов. Майкл Э. Браун, первооткрыватель рассеянного объекта Эрис, предполагает, что его более бледный цвет мог быть вызван тем, что на его текущем расстоянии от Солнца атмосфера метана заморожена по всей его поверхности, создавая слой яркого белого льда толщиной в несколько дюймов. . Плутон, напротив, находясь ближе к Солнцу, будет достаточно теплым, чтобы метан замерзал только в более прохладных областях с высоким альбедо , оставляя области, покрытые толином с низким альбедо, голыми.

Кометы

Изначально считалось, что пояс Койпера является источником эклиптических комет Солнечной системы . Однако исследования региона с 1992 года показали, что орбиты внутри пояса Койпера относительно стабильны и что эклиптические кометы происходят от рассеянного диска, где орбиты обычно менее стабильны.

Кометы условно можно разделить на две категории: короткопериодические и долгопериодические, причем считается, что последние происходят из облака Оорта. Две основные категории короткопериодических комет - это кометы семейства Юпитера (JFC) и кометы типа Галлея . Кометы типа Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , как полагают, возникли в облаке Оорта, но были втянуты во внутреннюю часть Солнечной системы гравитацией планет-гигантов, тогда как считается, что возникли JFC. в рассыпанном диске. Кентавры считаются динамически промежуточным звеном между рассеянным диском и семейством Юпитера.

Есть много различий между SDO и JFC, хотя многие из комет семейства Юпитера, возможно, возникли в рассеянном диске. Хотя кентавры имеют красноватую или нейтральную окраску со многими SDO, их ядра более голубые, что указывает на фундаментальное химическое или физическое различие. Одна из гипотез состоит в том, что ядра комет всплывают на поверхность по мере приближения к Солнцу из подповерхностных материалов, которые впоследствии хоронят более старый материал.

Смотрите также

Примечания

использованная литература