Пояс Койпера

Материал из РУВИКИ — свободной энциклопедии
Большинство известных объектов пояса Койпера имеют большую полуось в диапазоне примерно между 35 и 48 а.е. (красные и синие объекты на диаграмме)

По́яс Ко́йпера (Эджворта-Койпера) — область Солнечной системы от орбиты Нептуна (30 а.е. от Солнца) до расстояния около 55 а.е. от Солнца[1]. В этой области ближнего космоса находятся по крайней мере четыре карликовые планеты: Плутон, Хаумеа, Макемаке и Эрида. Кроме того, считается, что некоторые спутники планет Солнечной системы, такие как спутник Нептуна Тритон и спутник Сатурна Феба, также возникли в этой области[2][3].

Пояс Койпера не следует путать с гипотетическим облаком Оорта, которое расположено в тысячи раз дальше. Объекты пояса Койпера, как и объекты рассеянного диска и облака Оорта, относят к транснептуновым объектам (ТНО)[4].

Описание[править | править код]

Известные объекты пояса Койпера, по данным Центра малых планет. Объекты основного пояса показаны зелёным, рассеянного диска — оранжевым. Четыре внешних планеты имеют голубой цвет. Троянские астероиды Нептуна показаны жёлтым, Юпитера — розовым. Рассеянные объекты между Солнцем и поясом Койпера известны как кентавры. Масштаб показан в астрономических единицах

Пояс Койпера похож на пояс астероидов, но он примерно в 20 раз шире и в 20—200 раз массивнее последнего[5]. Как и пояс астероидов, он состоит в основном из малых тел, то есть материала, оставшегося после формирования Солнечной системы. В отличие от объектов пояса астероидов, которые в основном состоят из горных пород и металлов, объекты пояса Койпера (ОПК) состоят главным образом из летучих веществ (называемых льдами), таких как метан, аммиак и вода[6].

Совокупная масса объектов пояса Койпера в сотни раз превышает массу главного пояса астероидов, однако, как предполагается, существенно уступает массе облака Оорта. Считается, что в поясе Койпера имеется несколько тысяч тел диаметром более 1000 км, около 70000 с диаметром более 100 км и как минимум 450 000 тел диаметром более 50 км[7].

Ранее считалось, что пояс Койпера — главный источник короткопериодических комет с орбитальными периодами менее 200 лет. Однако наблюдения, проводимые с середины 1990-х годов, показали, что пояс Койпера динамически стабилен и что настоящий источник этих комет — рассеянный диск, динамически активная область, созданная направленным вовне движением Нептуна 4,5 миллиарда лет назад; объекты рассеянного диска, такие как Эрида, похожи на ОПК, но уходят по своим орбитам очень далеко от Солнца (до 100 а.е.)[8].

История исследования[править | править код]

После открытия Плутона многие учёные полагали, что он не является единственным в своём роде объектом. Различные предположения по поводу области космоса, ныне известной как пояс Койпера, выдвигались в течение нескольких десятков лет, однако первое прямое доказательство его существования было получено только в 1992 году. Так как гипотезы о природе пояса Койпера, предшествовавшие его открытию, были весьма многочисленны и разнообразны, трудно сказать, кто именно первым выдвинул подобную гипотезу[9].

Гипотезы[править | править код]

Первым астрономом, выдвинувшим предположение о существовании транснептуновой популяции, был Фредерик Леонард. В 1930 году, вскоре после открытия Плутона, он писал: «Нельзя ли предположить, что Плутон — лишь первое из серии тел за орбитой Нептуна, которые ещё ожидают своего открытия и в конечном счёте будут обнаружены?»[10]

Джерард Койпер, в честь которого был назван пояс

Кеннет Эджворт предположил (1943, Журнал Британской астрономической ассоциации)[11], что в области космоса за орбитой Нептуна первичные элементы туманности, из которой сформировалась Солнечная система, были слишком рассеяны, чтобы уплотниться в планеты. Исходя из этого он пришёл к выводу, что «внешняя область Солнечной системы за орбитами планет занята огромным количеством сравнительно небольших тел» и время от времени какое-либо из этих тел «покидает своё окружение и появляется как случайный гость внутренних областей Солнечной системы», становясь кометой[12].

В 1951 году Джерард Койпер высказал предположение, что подобный диск образовался на ранних этапах формирования Солнечной системы, однако не считал, что такой пояс сохранился и до наших дней[13]. Койпер исходил из распространённого для того времени предположения, что размеры Плутона близки к размерам Земли и потому Плутон рассеял эти тела к облаку Оорта или вообще из Солнечной системы[9].

В последующие десятилетия гипотеза принимала много различных форм. Например, в 1962 году американо-канадский астрофизик Аластер Кэмерон выдвинул гипотезу о существовании «огромной массы мелкого материала на окраине Солнечной системы»[14], а позднее, в 1964 году, Фред Уиппл (популяризатор известной теории «грязного снежка», объясняющей строение кометы) предположил, что «кометный пояс» может быть достаточно массивным, чтобы вызвать заметные возмущения в орбитальном движении Урана, которые инициировали поиски пресловутой планеты за орбитой Нептуна, или чтобы, по крайней мере, затронуть орбиты известных комет[15]. Наблюдения, однако, исключили эту гипотезу[14].

В 1977 году Чарльз Коваль открыл ледяной планетоид (2060) Хирон, орбита которого расположена между Сатурном и Ураном. Он использовал блинк-компаратор — то же самое устройство, которое пятьюдесятью годами ранее помогло Клайду Томбо открыть Плутон[16]. В 1992 году был обнаружен другой объект с похожей орбитой — (5145) Фол[17]. Сегодня известно, что на орбитах между Юпитером и Нептуном существует целая популяция кометоподобных небесных тел, именуемых «кентаврами». Орбиты кентавров непостоянны и имеют динамические времена жизни в несколько миллионов лет[18]. Поэтому со времён открытия Хирона астрономы предполагали, что популяция кентавров должна пополняться из какого-то внешнего источника[19].

Новые доказательства в пользу существования пояса Койпера были получены в ходе исследования комет. Давно было известно, что кометы обладают конечным временем жизни. Когда они приближаются к Солнцу, его высокая температура испаряет летучие вещества с их поверхности в открытый космос, постепенно уничтожая их. Поскольку кометы не исчезли задолго до нашего времени, эта популяция небесных тел должна постоянно пополняться[20]. Предполагают, что одна из областей, из которой идёт такое пополнения — это «облако Оорта», сферический рой комет, простирающийся более чем на 50 000 а.е. от Солнца, гипотеза о существовании которого была впервые выдвинута Яном Оортом в 1950 году. Считается, что в этой области возникают долгопериодические кометы — такие, например, как комета Хейла-Боппа с периодом обращения в тысячелетия[21].

Однако есть и другая группа комет, известная как короткопериодические или «периодические» кометы с периодом обращения менее 200 лет — например, комета Галлея. К 1970-м годам темпы открытия новых короткопериодических комет стали всё хуже и хуже согласовываться с предположением о том, что они происходят только из облака Оорта[22]. Для того, чтобы объект из облака Оорта стал короткопериодической кометой, он сначала должен быть захвачен планетами-гигантами. В 1980 году, в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Хулио Фернандес подсчитал, что на каждую комету, которая движется из облака Оорта во внутренние области Солнечной системы, приходится 600 комет, которые выбрасываются в межзвёздное пространство. Он предположил, что кометный пояс между 35 и 50 а.е. мог бы объяснить наблюдаемое количество комет[23]. Развивая работы Фернандеса, в 1988 году группа канадских астрономов, в которую входили Мартин Дункан, Томас Куин и Скот Тремен, провела серию компьютерных моделирований с целью определить, все ли короткопериодические кометы прибыли из облака Оорта. Они обнаружили, что далеко не все короткопериодические кометы могли происходить из этого облака — в частности, потому, что они группируются вблизи плоскости эклиптики, тогда как кометы облака Оорта прилетают практически из любой области неба. После того, как описанный Фернандесом пояс был добавлен в расчёты, модель стала соответствовать наблюдениям[24]. Так как слова «Койпер» и «кометный пояс» присутствовали в первом предложении статьи Фернандеса, Тремен назвал эту гипотетическую область космоса «поясом Койпера»[25].

Открытие[править | править код]

Телескопы на вулкане Мауна-Кеа, при помощи которых был обнаружен пояс Койпера

В 1987 году астроном Дэвид Джуитт из Массачусетского технологического института всерьёз задумался над «кажущейся пустотой внешней Солнечной системы»[26]. Пытаясь обнаружить другие объекты за орбитой Плутона, он говорил помогавшей ему аспирантке Джейн Лу: «Если этого не сделаем мы, то не сделает никто»[27]. Используя телескопы обсерватории Китт-Пик в Аризоне и обсерватории Сьерро-Тололо в Чили, Джуитт и Лу вели поиски при помощи блинк-компаратора, почти тем же способом, что Клайд Томбо и Чарльз Коваль[27]. Первоначально проверка каждой пары пластинок занимала до 8 часов[28], в дальнейшем процесс был сильно ускорен при помощи ПЗС-матриц, которые, несмотря на более узкое поле зрения, более эффективно собирали свет (сохраняли 90 % полученного света, тогда как фотопластинки — всего 10 %), и допускали процесс сравнения на мониторе компьютера. Сегодня ПЗС-матрицы — основа для большинства астрономических детекторов[29]. В 1988 году Джуитт перешёл в Астрономический институт Гавайского университета. Впоследствии Лу присоединилась к его работе на 2,24-метровом телескопе обсерватории Мауна-Кеа[30]. Позднее поле зрения ПЗС-матриц было увеличено до 1024×1024 пикселя, что ещё более ускорило поиск[31]. После 5 лет поисков, 30 августа 1992 года, Джуитт и Лу объявили об открытии кандидата в объекты пояса Койпера (15760) 1992 QB1[26]. Через шесть месяцев они обнаружили второго кандидата (181708) 1993 FW[32].

После создания первых карт области пространства за Нептуном исследования показали, что зона, теперь называемая поясом Койпера, не является местом происхождения короткопериодических комет. На самом деле они образуются в соседней области, называемой «рассеянный диск», который образовался в те времена, когда Нептун мигрировал ко внешним границам Солнечной системы. Область, позднее ставшая поясом Койпера, тогда была значительно ближе к Солнцу. Нептун оставил за собой семейство динамически стабильных объектов, на движение которых он никак не может воздействовать (собственно пояс Койпера), а также отдельную группу объектов, перигелии которых достаточно близки к Солнцу для того, чтобы Нептун мог возмущать их орбиты (рассеянный диск). Поскольку, в отличие от стабильного пояса Койпера, рассеянный диск динамически активен, именно он сегодня считается вероятным источником короткопериодических комет[8].

Название[править | править код]

Признавая заслуги Кеннета Эджворта, астрономы иногда называют область поясом Эджворта-Койпера. Однако Брайан Марсден считает, что ни один из этих учёных не заслуживает такой чести: «Ни Эджворт, ни Койпер не писали ни о чём похожем на то, что мы сейчас наблюдаем, это сделал Фред Уиппл»[33]. Есть и ещё одно мнение — Дэвид Джуитт сказал по поводу этой проблемы следующее: «Если говорить о чьём-то имени… то Фернандес более всех заслуживает чести считаться человеком, предсказавшим пояс Койпера». Некоторые группы учёных предлагают использовать для объектов этого пояса термин транснептуновый объект (ТНО) как наименее спорный. Однако это не синонимы, так как к ТНО относят все объекты, обращающиеся за орбитой Нептуна, а не только объекты пояса Койпера[9].

Категории объектов пояса[править | править код]

Известно 1077 объектов транснептунового пояса, которые можно разделить на три категории[34]:

  • Классические объекты: имеют приблизительно круговые орбиты с небольшим наклонением, не связаны с движением планет. Такие объекты иногда называют «кьюбивано» в честь первого представителя, 1992 QB1. На 2004 год было известно 524 таких объекта;
  • Резонансные объекты: образуют орбитальный резонанс 1:2, 2:3, 2:5, 3:4, 3:5, 4:5 или 4:7 с Нептуном. Объекты с резонансом 2:3 называются плутино в честь самого известного представителя — Плутона. На 2005 год известно около 150 плутино и 22 других резонансных объекта. Предполагается, что плутино составляют от 10 до 20 % общей численности объектов пояса Койпера, и, таким образом, общее число плутино диаметром более 100 км составляет более 30 000;
  • Рассеянные объекты: имеют большой эксцентриситет орбиты и могут в афелии удаляться от Солнца на несколько сотен астрономических единиц. Их известно около 100, общее число считается примерно равным 10 000. Во многих публикациях объекты рассеянного диска рассматриваются как отдельное семейство транснептуновых объектов, не входящее в пояс Койпера[34].

Крупнейшие объекты пояса Койпера[править | править код]

ЗемляХаронХаронПлутонПлутонГидраГидраНиктаНиктаКерберКерберСтиксСтиксДисномияДисномияЭридаЭридаМакемакеМакемакеХаумеаХаумеаХииакаХииакаНамакаНамакаСеднаСеднаГун-гунГун-гунКваварКваварВейвотВейвотОркОркВантВантФайл:EightTNOs-ru.png
Сравнительные размеры крупнейших ТНО и Земли.
Изображения объектов содержат ссылки на статьи о телах
Номер Название Экваториальный
диаметр (км)
Большая полуось,
а.е.
Перигелий,
а.е.
Афелий,
а.е.
Период обращения
вокруг Солнца (лет)
Открыт Примечания
136199 Эрида 2330+10/−10[35] 67,84 38,16 97,52 559 2005[36] [37]
134340 Плутон 2390[38] 39,45 29,57 49,32 248 1930[39] Плутон и Харон образуют двойную систему; плутино
136472 Макемаке 1500 +400/−200[40] 45,48 38,22 52,75 307 2005[41]
136108 Хаумеа ~1500 43,19 34,83 51,55 284 2005[42]
134340 I Харон 1207 ± 3[43] 39,45 29,57 49,32 248 1978[43] Плутон и Харон образуют двойную систему
225088 Гунгун ~1535 67,3 33,6 101,0 553 2016[44]
50000 Квавар ~1100 43,61 41,93 45,29 288 2002[45]
90482 Орк 946,3 +74,1/−72,3[40] 39,22 30,39 48,05 246 2004[46] Плутино
55565 2002 AW197 940 47,1 41,0 53,3 323 2002[47]
20000 Варуна 874[48] 42,80 40,48 45,13 280 2000[49]
28978 Иксион < 822[48] 39,70 30,04 49,36 250 2001[50] Плутино
55637 2002 UX25 681 +116/−114[40] 42,6 36,7 48,6 278 2002[51]

Примечания[править | править код]

  1. Stern S. A., Colwell J. E., 1997, с. 879—882.
  2. Johnson T. V., Lunine J. I., 2005, с. 69—71.
  3. Agnor C. B., Hamilton D. P., 2006, с. 192—194.
  4. Gérard Faure - Description of the system of asteroids as of May 20, 2004. Astrosurf. Дата обращения: 9 января 2024.
  5. The Solar System Beyond The Planets. University of Hawaii. Дата обращения: 9 января 2024. Архивировано 25 сентября 2007 года.
  6. Krasinsky G. A., Pitjeva E. V., Vasilyev M. V., Yagudina E. I., 2002, с. 98—105.
  7. Elkins-Tanton L., 2006.
  8. 1 2 McFadden L.-A. , Weissman P. R., Johnson T. V., 2007, с. 575—588.
  9. 1 2 3 Why Kuiper Belt? University of Hawaii. Дата обращения: 10 января 2024. Архивировано 4 июля 2012 года.
  10. What is improper about the term 'Kuiper belt'? International Comet Quarterly. Дата обращения: 10 января 2024. Архивировано 24 октября 2010 года.
  11. Edgeworth K. E., 1943.
  12. Davies J. K., 2001, с. xii, 2.
  13. Kuiper G. P., 1951.
  14. 1 2 Davies J. K., 2001, с. 14.
  15. Whipple F. L., 1964.
  16. Kowal C. T., Liller W., Marsden B. G., 1979.
  17. 5145 Pholus (1992 AD). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  18. Horner J., Evans N. W., Bailey M. E., 2004.
  19. Davies J. K., 2001, с. 38.
  20. Jewitt D. C., 2002.
  21. Oort J. H., 1950.
  22. Davies J. K., 2001, с. 39.
  23. Fernandez J. A., 1980.
  24. Duncan M., Quinn T., Tremaine S., 1988.
  25. Davies J. K., 2001, с. 191.
  26. 1 2 Jewitt D., Luu J., 1993.
  27. 1 2 Davies J. K., 2001, с. 50.
  28. Davies J. K., 2001, с. 51.
  29. Davies J. K., 2001, с. 52, 54, 56.
  30. Davies J. K., 2001, с. 57, 62.
  31. Davies J. K., 2001, с. 65.
  32. Luu J., Jewitt D., Marsden B. G., 1993.
  33. Davies J. K., 2001, с. 199.
  34. 1 2 Elkins-Tanton L., 2006, с. 127—131.
  35. Эрида оказалась не больше Плутона. Компьюлента. Дата обращения: 10 января 2024.
  36. 136199 Eris (2003 UB313). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  37. Возможно, относится к объектам рассеянного диска.
  38. Pluto Fact Sheet. NSSDCA. Дата обращения: 10 января 2024. Архивировано 20 августа 2011 года.
  39. 134340 Pluto (1930 BM). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  40. 1 2 3 Stansberry J., Grundy W., Brown M., Cruikshank D. et al., 2007.
  41. 136472 Makemake (2005 FY9). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  42. 136108 Haumea (2003 EL61). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  43. 1 2 Sicardy B., Bellucci A., Gendron E., Lacombe F. et al., 2006.
  44. Pál A., Kiss C., Müller T. G., Molnár L. et al., 2016.
  45. 50000 Quaoar (2002 LM60). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  46. 90482 Orcus (2004 DW). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  47. 55565 (2002 AW197). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  48. 1 2 TNO/Centaur diameters, albedos, and densities. Johnston's Archive. Дата обращения: 10 января 2024. Архивировано 8 февраля 2012 года.
  49. 20000 Varuna (2000 WR106). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  50. 28978 Ixion (2001 KX76). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.
  51. 55637 (2002 UX25). Small-Body Database Lookup NASA JPL. Дата обращения: 10 января 2024.

Литература[править | править код]

Ссылки[править | править код]