Dysk rozproszony - Scattered disc
|
Dysk rozproszony (lub dysk rozproszony ) jest odległy circumstellar dysk w Układzie Słonecznym , który jest słabo zaludniony przez lodowate małych ciał układu słonecznego , które są podzbiorem szerszej rodziny trans-Neptunian obiektów . Przedmiotem rozproszone tarczowe (SDO) mają mimośrody orbitalnych sięgającymi 0,8 skłonności nawet 40 ° i perihelia większa niż 30 jednostek astronomicznych (4,5 x 10 9 m; 2,8 x 10 9 mil). Uważa się, że te ekstremalne orbity są wynikiem grawitacyjnego „rozpraszania” przez gazowe olbrzymy , a obiekty nadal podlegają perturbacji ze strony planety Neptun .
Chociaż najbliższe obiekty w postaci dysków rozproszonych zbliżają się do Słońca na około 30-35 ja, ich orbity mogą sięgać znacznie poza 100 ja. To sprawia, że rozproszone obiekty znajdują się wśród najzimniejszych i najbardziej odległych obiektów w Układzie Słonecznym. Najbardziej wewnętrzna część rozproszonego dysku pokrywa się z obszarem orbitujących obiektów w kształcie torusa , tradycyjnie nazywanym pasem Kuipera , ale jego zewnętrzne granice sięgają znacznie dalej od Słońca i wyżej i poniżej ekliptyki niż właściwy pas Kuipera.
Ze względu na swoją niestabilną naturę, astronomowie uważają obecnie rozproszony dysk za miejsce pochodzenia większości komet okresowych w Układzie Słonecznym, przy czym centaury , populacja ciał lodowych między Jowiszem a Neptunem, są pośrednim etapem migracji obiektu z planety. dysk do wewnętrznego Układu Słonecznego. W końcu perturbacje z gigantycznych planet wysyłają takie obiekty w kierunku Słońca, przekształcając je w okresowe komety. Uważa się, że wiele obiektów proponowanego obłoku Oorta pochodzi z rozproszonego dysku. Oderwane obiekty nie różnią się wyraźnie od rozproszonych obiektów w postaci dysków, a niektóre, takie jak Sedna, były czasami uważane za należące do tej grupy.
Odkrycie
Tradycyjnie w astronomii do wykrywania obiektów w Układzie Słonecznym używano urządzeń takich jak komparator mrugnięcia , ponieważ obiekty te poruszały się między dwiema ekspozycjami – wymagało to czasochłonnych czynności, takich jak naświetlanie i wywoływanie klisz fotograficznych lub filmów , a następnie używanie komparatora mrugnięcia do ręcznego wykrywania potencjalnych obiektów. W latach 80. zastosowanie kamer CCD w teleskopach umożliwiło bezpośrednie wytwarzanie obrazów elektronicznych, które można następnie łatwo zdigitalizować i przenieść na obrazy cyfrowe . Ponieważ CCD przechwyciło więcej światła niż klisza (około 90% w porównaniu do 10% światła wpadającego), a mruganie można było teraz wykonywać na regulowanym ekranie komputera, badania pozwoliły na wyższą przepustowość. Rezultatem była powódź nowych odkryć: w latach 1992-2006 wykryto ponad tysiąc obiektów transneptunowych.
Pierwszym rozpoznanym jako taki obiekt z dyskami rozproszonymi (SDO) był 1996 TL 66 , pierwotnie zidentyfikowany w 1996 roku przez astronomów z Mauna Kea na Hawajach. Trzy kolejne zostały zidentyfikowane w tym samym badaniu w 1999 r.: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 i 1999 CF 119 . Pierwszym obiektem obecnie sklasyfikowanym jako SDO do odkrycia był 1995 TL 8 , znaleziony w 1995 roku przez Spacewatch .
Od 2011 r. zidentyfikowano ponad 200 SDO, w tym Gǃkúnǁʼhòmdímà (odkryte przez Schwamb, Brown i Rabinowitz), 2002 TC 302 ( NEAT ), Eris (Brown, Trujillo i Rabinowitz), Sedna (Brown, Trujillo i Rabinowitz) oraz 2004 VN 112 ( Głębokie badanie ekliptyczne ). Chociaż przypuszcza się, że liczby obiektów w pasie Kuipera i dysku rozproszonym są w przybliżeniu równe, błąd obserwacyjny ze względu na ich większą odległość oznacza, że do tej pory zaobserwowano znacznie mniej SDO.
Podziały przestrzeni transneptunowej
Znane obiekty transneptunowe często dzieli się na dwie subpopulacje: pas Kuipera i dysk rozproszony. Postawiono hipotezę trzeciego rezerwuaru obiektów transneptunowych, obłoku Oorta , chociaż nie dokonano żadnych potwierdzonych bezpośrednich obserwacji obłoku Oorta. Niektórzy badacze sugerują ponadto przestrzeń przejściową między rozproszonym dyskiem a wewnętrznym obłokiem Oorta, zamieszkaną przez „ oddzielone obiekty ”.
Dysk rozproszony a pas Kuipera
Pas Kuipera jest stosunkowo grubym torusem (lub „pączkiem”) przestrzeni, rozciągającym się od około 30 do 50 jednostek astronomicznych, zawierającym dwie główne populacje obiektów Pasa Kuipera (KBO): klasyczne obiekty pasa Kuipera (lub „cubewanos”), które leżą na orbitach nietkniętych przez Neptuna, a obiekty rezonansowe Pasa Kuipera ; te, które Neptun zablokował w precyzyjnym stosunku orbitalnym, takim jak 2:3 (obiekt krąży dwa razy na każde trzy orbity Neptuna) i 1:2 (obiekt krąży raz na każde dwie orbity Neptuna). Te proporcje, zwane rezonansami orbitalnymi , pozwalają KBO utrzymywać się w regionach, w których grawitacyjny wpływ Neptuna zniknąłby z wiekiem Układu Słonecznego, ponieważ obiekty nigdy nie znajdują się na tyle blisko Neptuna, by mogły zostać rozproszone przez jego grawitację. Te w rezonansach 2:3 są znane jako " plutinos ", ponieważ Pluton jest największym członkiem ich grupy, podczas gdy te w rezonansach 1:2 są znane jako " twotinos ".
W przeciwieństwie do pasa Kuipera, populacja rozproszonych dysków może zostać zakłócona przez Neptuna. Obiekty z rozrzuconymi dyskami znajdują się w zasięgu grawitacyjnym Neptuna przy ich najbliższym zbliżeniu (~30 j.a.), ale ich najdalsze odległości osiągają wielokrotnie więcej. Trwające badania sugerują, że centaury , klasa lodowych planetoid krążących między Jowiszem a Neptunem, mogą być po prostu obiektami typu SDO wyrzuconymi przez Neptuna w wewnętrzne obszary Układu Słonecznego, co czyni je obiektami cis-neptunowymi, a nie transneptunowymi. Niektóre obiekty, jak (29981) 1999 TD 10 , zacierają rozróżnienie, a Centrum Minor Planet (MPC), które oficjalnie kataloguje wszystkie obiekty transneptunowe , obecnie wymienia centaury i SDO razem.
MPC dokonuje jednak wyraźnego rozróżnienia między pasem Kuipera a dyskiem rozproszonym, oddzielając te obiekty na stabilnych orbitach (pas Kuipera) od tych na orbitach rozproszonych (dysk rozproszony i centaury). Jednak różnica między pasem Kuipera a rozproszonym dyskiem nie jest jednoznaczna i wielu astronomów postrzega rozproszony dysk nie jako oddzielną populację, ale jako zewnętrzny obszar pasa Kuipera. Innym terminem używanym jest „rozproszony obiekt pasa Kuipera” (lub SKBO) dla ciał rozproszonego dysku.
Morbidelli i Brown twierdzą, że różnica między obiektami w Pasie Kuipera a obiektami z dyskami rozproszonymi polega na tym, że te ostatnie ciała „są transportowane w półosi wielkiej podczas bliskich i odległych spotkań z Neptunem”, ale te pierwsze nie doświadczyły takich bliskich spotkań. To nakreślenie jest nieadekwatne (jak zauważają) w wieku Układu Słonecznego, ponieważ ciała „uwięzione w rezonansach” mogą „wielokrotnie przechodzić z fazy rozpraszania do fazy nierozpraszania (i vice versa)”. Oznacza to, że obiekty transneptunowe mogą z czasem przemieszczać się tam i z powrotem między pasem Kuipera a rozproszonym dyskiem. Dlatego zdecydowali się zamiast tego zdefiniować regiony, a nie obiekty, definiując rozproszony dysk jako „obszar przestrzeni orbitalnej, który mogą być odwiedzane przez ciała, które spotkały Neptuna” w promieniu sfery Hilla , a pas Kuipera jako jego "uzupełnienie ... w regionie a > 30 AU"; region Układu Słonecznego zamieszkany przez obiekty z półosiami wielkimi większymi niż 30 AU.
Przedmioty wolnostojące
Centrum Minor Planet klasyfikuje obiekt transneptunowy 90377 Sedna jako obiekt z rozrzuconymi dyskami. Jego odkrywca, Michael E. Brown , zasugerował zamiast tego, że powinien być uważany za wewnętrzny obiekt chmury Oorta, a nie za członka rozproszonego dysku, ponieważ przy odległości peryhelium 76 AU jest zbyt odległy, aby mógł podlegać przyciąganiu grawitacyjnemu. planet zewnętrznych. Zgodnie z tą definicją obiekt o peryhelium większym niż 40 AU może być sklasyfikowany jako poza rozproszonym dyskiem.
Sedna nie jest jedynym takim obiektem: (148209) 2000 CR 105 (odkryty przed Sedną) i 2004 VN 112 mają peryhelium zbyt odległe od Neptuna, aby mogło na nie wpływać. Doprowadziło to do dyskusji wśród astronomów na temat nowego zbioru mniejszych planet, zwanego rozszerzonym dyskiem rozproszonym ( E-SDO ). 2000 CR 105 może być również wewnętrznym obiektem chmury Oorta lub (bardziej prawdopodobne) obiektem przejściowym między rozproszonym dyskiem a wewnętrzną chmurą Oorta. Ostatnio obiekty te były określane jako „oddzielone” lub odległe oderwane obiekty ( DDO ).
Nie ma wyraźnych granic między regionami rozproszonymi i oderwanymi. Gomes i in. definiują SDO jako posiadające „wysoce ekscentryczne orbity, peryhelia poza Neptunem i półosi wielkie poza rezonansem 1:2”. Zgodnie z tą definicją wszystkie odległe oderwane obiekty są obiektami SDO. Ponieważ orbity oderwanych obiektów nie mogą być wytworzone przez rozpraszanie Neptuna, zaproponowano alternatywne mechanizmy rozpraszania, w tym przelatującą gwiazdę lub odległy obiekt wielkości planety . Alternatywnie, sugerowano, że obiekty te zostały uchwycone z przelatującej gwiazdy.
Schemat wprowadzony przez raport z 2005 roku z Deep Ecliptic Survey autorstwa JL Elliotta i in. rozróżnia dwie kategorie: rozproszone-bliskie (tj. typowe obiekty SDO) i rozproszone-rozszerzone (tj. oderwane obiekty). Obiekty rozproszone bliskie to te, których orbity są nierezonansowe, nie przecinają się z orbitami planetarnymi i mają parametr Tisseranda (w stosunku do Neptuna) mniejszy niż 3. i mają uśredniony w czasie mimośród większy niż 0,2.
Alternatywna klasyfikacja, wprowadzona przez BJ Gladmana , BG Marsdena i C. Van Laerhovena w 2007 roku, wykorzystuje całkowanie orbity 10 milionów lat zamiast parametru Tisseranda. Obiekt kwalifikuje się jako SDO, jeśli jego orbita nie jest rezonansowa, ma wielką półoś nie większą niż 2000 AU, a podczas integracji jego wielka półoś wykazuje wychylenie 1,5 AU lub więcej. Gladman i in. zaproponuj termin dysk rozpraszający, aby podkreślić obecną mobilność. Jeśli obiekt nie jest SDO zgodnie z powyższą definicją, ale mimośród jego orbity jest większy niż 0,240, jest klasyfikowany jako oderwany TNO . (Obiekty o mniejszym ekscentryczności są uważane za klasyczne.) W tym schemacie dysk rozciąga się od orbity Neptuna do 2000 ja, obszar określany jako wewnętrzny obłok Oorta.
Orbity
Dysk rozproszony to bardzo dynamiczne środowisko. Ponieważ nadal mogą być zakłócone przez Neptuna, orbity SDO są zawsze zagrożone zakłóceniem; albo na zewnątrz, do obłoku Oorta, albo do wewnątrz, do populacji centaurów, a ostatecznie do rodziny komet Jowisza. Z tego powodu Gladman i in. wolą odnosić się do regionu jako dysku rozpraszającego, a nie rozproszonego. W przeciwieństwie do obiektów pasa Kuipera (KBO), orbity obiektów na dyskach rozproszonych mogą być nachylone nawet o 40° od ekliptyki .
SDO zazwyczaj charakteryzują się orbitami o średnich i wysokich mimośrodach z półosią wielką większą niż 50 AU, ale ich peryhelia powodują, że znajdują się pod wpływem Neptuna. Posiadanie peryhelium około 30 jednostek astronomicznych jest jedną z cech charakterystycznych obiektów rozproszonych, ponieważ pozwala Neptunowi wywierać wpływ grawitacyjny.
Obiekty klasyczne ( cubewanos ) bardzo różnią się od obiektów rozproszonych: ponad 30% wszystkich cubewanosów znajduje się na orbitach o małym nachyleniu, zbliżonych do kołowych, których mimośrody osiągają wartość 0,25. Obiekty klasyczne posiadają mimośrody od 0,2 do 0,8. Chociaż nachylenie rozproszonych obiektów jest podobne do bardziej ekstremalnych KBO, bardzo niewiele rozproszonych obiektów ma orbity tak blisko ekliptyki, jak większość populacji KBO.
Chociaż ruchy rozproszonego dysku są przypadkowe, mają tendencję do podążania podobnymi kierunkami, co oznacza, że SDO mogą zostać uwięzione w tymczasowych rezonansach z Neptunem. Przykłady możliwych orbit rezonansowych w rozproszonym dysku obejmują 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 i 4:79.
Tworzenie
Dysk rozproszony jest wciąż słabo poznany: nie zaproponowano jeszcze żadnego modelu powstawania pasa Kuipera i dysku rozproszonego, który wyjaśniałby wszystkie ich obserwowane właściwości.
Według współczesnych modeli, rozproszony dysk powstał, gdy obiekty pasa Kuipera (KBO) zostały „rozproszone” na ekscentryczne i nachylone orbity w wyniku oddziaływania grawitacyjnego z Neptunem i innymi planetami zewnętrznymi . Ilość czasu, przez którą ten proces zajdzie, pozostaje niepewna. Jedna hipoteza szacuje okres równy całemu wiekowi Układu Słonecznego; druga zakłada, że rozpraszanie nastąpiło stosunkowo szybko, we wczesnej epoce migracji Neptuna .
Modele ciągłej formacji przez cały wiek Układu Słonecznego pokazują, że przy słabych rezonansach w pasie Kuipera (takich jak 5:7 lub 8:1) lub na granicach silniejszych rezonansów, obiekty mogą rozwinąć słabe niestabilności orbitalne na poziomie milionów lat. W szczególności rezonans 4:7 charakteryzuje się dużą niestabilnością. KBO mogą być również przesuwane na niestabilne orbity przez bliskie przejście masywnych obiektów lub przez kolizje. Z biegiem czasu rozproszony dysk stopniowo uformował się z tych odosobnionych wydarzeń.
Symulacje komputerowe sugerują również szybsze i wcześniejsze tworzenie się dysku rozproszonego. Współczesne teorie wskazują, że ani Uran, ani Neptun nie mogły powstać in situ poza Saturnem, ponieważ w tym zakresie istniało zbyt mało pierwotnej materii, aby wytworzyć obiekty o tak dużej masie. Zamiast tego te planety i Saturn mogły uformować się bliżej Jowisza, ale zostały wyrzucone na zewnątrz podczas wczesnej ewolucji Układu Słonecznego, być może poprzez wymianę momentu pędu z rozproszonymi obiektami. Gdy orbity Jowisza i Saturna przesunęły się do rezonansu 2:1 (dwie orbity Jowisza na każdą orbitę Saturna), ich połączone przyciąganie grawitacyjne zakłóciło orbity Urana i Neptuna, wysyłając Neptuna w tymczasowy „chaos” proto-Kuipera. pasek. Gdy Neptun podróżował na zewnątrz, rozproszył wiele obiektów transneptunowych na wyższe i bardziej ekscentryczne orbity. Model ten stwierdza, że 90% lub więcej obiektów w rozproszonym dysku mogło zostać „wysuniętych na te ekscentryczne orbity przez rezonanse Neptuna w epoce migracji… [dlatego] rozproszony dysk może nie być tak rozproszony”.
Kompozycja
Obiekty rozproszone, podobnie jak inne obiekty transneptunowe, mają niską gęstość i składają się głównie z zamrożonych substancji lotnych, takich jak woda i metan . Analiza spektralna wybranych pasów Kuipera i rozproszonych obiektów ujawniła sygnatury podobnych związków. Na przykład zarówno Pluton, jak i Eris wykazują sygnatury metanu.
Astronomowie początkowo przypuszczali, że cała populacja transneptunowa miałaby podobny czerwony kolor powierzchni, ponieważ uważano, że pochodzą z tego samego regionu i podlegają tym samym procesom fizycznym. W szczególności oczekiwano, że SDO będą zawierać duże ilości metanu powierzchniowego, chemicznie zmienionego w tholiny przez światło słoneczne ze Słońca. To pochłonęłoby niebieskie światło, tworząc czerwonawy odcień. Większość klasycznych obiektów ma ten kolor, ale obiekty rozproszone nie; zamiast tego mają biały lub szarawy wygląd.
Jednym z wyjaśnień jest ekspozycja bielszych warstw podpowierzchniowych przez uderzenia; innym jest to, że większa odległość rozproszonych obiektów od Słońca tworzy gradient składu, analogiczny do gradientu składu ziemskich i gazowych olbrzymów. Michael E. Brown, odkrywca rozproszonego obiektu Eris, sugeruje, że jego bledszy kolor może wynikać z tego, że w obecnej odległości od Słońca jego atmosfera metanu jest zamrożona na całej jego powierzchni, tworząc grubą na cal warstwę jasnego białego lodu . I odwrotnie, Pluton, będąc bliżej Słońca, byłby na tyle ciepły, że metan zamarzałby tylko w chłodniejszych obszarach o wysokim albedo , pozostawiając obszary pokryte tolinem o niskim albedo bez lodu.
Komety
.jpg)
Początkowo uważano, że pas Kuipera jest źródłem komet ekliptycznych Układu Słonecznego . Jednak badania tego regionu od 1992 roku wykazały, że orbity w pasie Kuipera są stosunkowo stabilne, a komety ekliptyczne pochodzą z dysku rozproszonego, którego orbity są na ogół mniej stabilne.
Komety można luźno podzielić na dwie kategorie: krótkookresowe i długookresowe – uważa się, że te ostatnie pochodzą z obłoku Oorta. Dwie główne kategorie komet krótkookresowych to komety z rodziny Jowisza (JFC) i komety typu Halleya . Uważa się, że komety typu Halleya, których nazwa pochodzi od ich prototypu, Komety Halleya , pochodzą z obłoku Oorta, ale zostały wciągnięte do wewnętrznego Układu Słonecznego przez grawitację gigantycznych planet, podczas gdy uważa się, że JFC w rozproszonym dysku. Uważa się, że centaury są dynamicznie pośrednim etapem między rozproszonym dyskiem a rodziną Jowisza.
Istnieje wiele różnic między kometami SDO i JFC, mimo że wiele komet z rodziny Jowisza mogło pochodzić z rozproszonego dysku. Chociaż centaury mają czerwonawy lub neutralny kolor z wieloma SDO, ich jądra są bardziej niebieskie, co wskazuje na fundamentalną różnicę chemiczną lub fizyczną. Jedna z hipotez głosi, że jądra komet wynurzają się, gdy zbliżają się do Słońca, przez materię podpowierzchniową, która następnie zakopuje starszą materię.
Zobacz też
Uwagi
Bibliografia