Рассеяны дыск

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці

Рассеяны дыск — аддалены рэгіён Сонечнай сістэмы, слаба заселены малымі целамі, якія галоўным чынам складаюцца з лёду. Такія целы завуць аб'ектамі рассеянага дыска (SDO*, scattered disc object), яны адносяцца да падмноства вялікага сямейства транснептунавых аб'ектаў (ТНА). Унутраная вобласць рассеянага дыска часткова перакрываецца з поясам Койпера, а яго вонкавая мяжа, у параўнанні з ім, пралягае значна далей ад Сонца і значна вышэй і ніжэй плоскасці экліптыкі.

* З прычыны адсутнасці агульнапрынятага беларускамоўнага скарачэння далей будзе выкарыстоўвацца скарачэнне ад англійскага тэрміна

Фарміраванне[правіць | правіць зыходнік]

Паходжанне рассеянага дыска застаецца дагэтуль нявысветленым, хоць сярод астраномаў пераважае меркаванне, што ён сфармаваўся, калі аб'екты пояса Койпера былі «рассеяныя» за конт гравітацыйнага ўзаемадзеяння з вонкавымі планетамі, галоўным чынам Нептунам, набыўшы вялікія эксцэнтрысітэты і нахіленні арбіт. У той час як пояс Койпера — адносна круглы і плоскі «абаранак», які размяшчаецца на ўчастку ад 30 да 44 а. а. з аб'ектамі, што належаць яму і знаходзяцца на аўтаномных кругавых арбітах (к'юбівана) ці злёгку эліптычных рэзанансных арбітах (2:3 — плутына, і 1:2), рассеяны дыск у параўнанні з ім — значна больш нясталае асяроддзе. Аб'екты рассеянага дыска часта могуць, як у выпадку з Эрыдай, падарожнічаць «па вертыкалі» амаль на такія ж адлегласці, як і «па гарызанталі». Мадэляванне паказвае, што арбіты аб'ектаў рассеянага дыска могуць быць блукаючымі і нестабільнымі і што далейшы лёс гэтых аб'ектаў — увесь час выкідвацца з сярэдзіны Сонечнай сістэмы ў воблака Оарта ці яшчэ далей.

Існуе здагадка, што кентаўры могуць быць проста аб'ектамі, падобнымі да аб'ектаў рассеянага дыска, якія былі «выкінуты» з пояса Койпера не вонкі, а ўнутр, і сталі «цыс-нептунавымі» аб'ектамі рассеянага дыска. Сапраўды, некаторыя аб'екты, падобныя (29981) 1999 TD10, размываюць мяжу паміж гэтымі двума сямействамі, падзеленымі арбітай Нептуна, і Цэнтр малых планет (MPC) цяпер адносіць кентаўры і аб'екты рассеянага дыска да адной катэгорыі.[1] Усведамляючы размыванне класіфікацыі, некаторыя вучоныя выкарыстоўваюць тэрмін «рассеяны аб'ект пояса Койпера» як адзіны тэрмін для абодвух тыпаў — кентаўраў і целаў рассеянага дыска.

Хоць ТНА 90377 Седна афіцыйна адносіцца да SDO па класіфікацыі MPC, яе першаадкрывальнік Майкл Браўн выказаў меркаванне, што Седну варта хутчэй аднесці да ўнутранай часткі воблака Оарта, а не да рассеянага дыска, паколькі велічыня яе перыгелія ў 76 а. а. занадта вялікая, каб гэты аб'ект адчуваў значнае прыцягненне з боку вонкавых планет.[2] Такое разважанне вядзе да таго, што адсутнасць гравітацыйнага ўзаемадзеяння з вонкавымі планетамі выключае ТНА з групы аб'ектаў рассеянага дыска, вызначаючы такім чынам вонкавую мяжу рассеянага дыска дзесьці паміж Седнай і больш традыцыйнымі SDO, падобнымі да Эрыды. Калі Седна за межамі рассеянага дыска, яна не можа быць унікальнай; (148209) 2000 CR105, які быў адкрыты раней Седны, таксама можа быць аб'ектам унутранай часткі воблака Оарта або, што больш верагодна, пераходным аб'ектам паміж рассеяным дыскам і ўнутранай часткай воблака Оарта.

Такія аб'екты, якія адносяцца да «адасобленых» аб'ектаў (detached SDO), маюць арбіты, якія не маглі ўтварыцца з-за ўплыву Нептуна. Замест гэтага прапануецца вялікая колькасць тлумачэнняў, уключаючы блізкі праход іншай зоркі[3] ці аддаленага аб'екта памеру планеты[4].

Арбіты[правіць | правіць зыходнік]

Рассеяны дыск і аб'екты пояса Койпера.

Першым аб'ектам, прызнаным SDO, быў (15874) 1996 TL66, упершыню ідэнтыфікаваны ў 1996 годзе астраномамі абсерваторыі Маўна-Кеа. Першым адкрытым аб'ектам, у наш час класіфікавальным як SDO, з'яўляецца (48639) 1995 TL8, выяўлены Spacewatch.

Дыяграма справа паказвае арбіты ўсіх вядомых аб'ектаў рассеянага дыска да 100 а. а. разам з аб'ектамі пояса Койпера (паказаны шэрым) і рэзанансныя аб'екты (зялёныя). Па гарызантальнай восі — памер вялікай паўвосі арбіты. Эксцэнтрысітэт арбіт прадстаўлены адрэзкамі (ад перыгелія да афелія) з нахіленнямі, прадстаўленымі становішчам адрэзка на вертыкальнай восі).

Перыгелій[правіць | правіць зыходнік]

Звычайна рассеяныя аб'екты характарызуюцца арбітамі з сярэднім і высокім эксцэнтрысітэтам, але іх перыгелій складае не менш за 35 а. а., не адчуваючы прамога ўплыву Нептуна (чырвоныя адрэзкі). Плутына (шэрыя адрэзкі для Плутона і Оркуса) гэтак жа, як і рэзанансныя аб'екты з рэзанансам 2:5 (зялёныя), могуць праходзіць бліжэй да Нептуна, паколькі іх арбіты абаронены рэзанансам. Умова перыгелій > 35 а. а. — адна з вызначальных характарыстак аб'ектаў рассеянага дыска.

Экстрэмалы[правіць | правіць зыходнік]

У рассеяным дыску экстрэмальны эксцэнтрысітэт і вялікае нахіленне арбіт з'яўляецца нормай, а кругавыя арбіты, наадварот, з'яўляюцца выключэннем. Некаторыя незвычайныя арбіты на малюнку адзначаны жоўтым.

  • 1999 TD10 мае арбіту з экстрэмальным эксцэнтрысітэтам (~0,9), з-за чаго яго перыгелій знаходзіцца бліжэй арбіты Сатурна. Улічваючы гэту акалічнасць, яго можна кваліфікаваць як аб'ект, які адносіцца да кентаўраў.
  • 2002 XU93 — у наш час аб'ект з найбольшым нахіленнем (~78°) у рассеяным дыску.
  • 2004 XR190 мае нетыповую, блізкую да кругавой (кароткі жоўты сегмент) арбіту, аднак мае высокае нахіленне.

Ці ёсць парадак у хаосе?[правіць | правіць зыходнік]

Падрабязней гл. таксама: Рэзанансныя транснептунавыя аб'екты

Рэзанансныя аб'екты (паказаны зялёным), не лічацца членамі рассеянага дыска. Аднак меншыя рэзанансы таксама заселены і камп'ютарнае мадэляванне паказвае, што шматлікія аб'екты могуць быць насамрэч у слабым рэзанансе з вялікім парадкам (6:11, 4:9, 3:7, 5:12, 3:8, 2:7, 1:4). Цытуючы словы аднаго з даследчыкаў[5]: рассеяны дыск можа быць не такім і рассеяным.

Параўнанне аб'ектаў рассеянага дыска і класічных аб'ектаў[правіць | правіць зыходнік]

Аб'екты рассеянага дыска ў параўнанні з класічнымі аб'ектамі.

Устаўкі на дыяграме справа параўноўваюць эксцэнтрысітэты і нахіленні аб'ектаў рассеянага дыска з к'юбівана. Кожны маленькі зафарбаваны квадрат адлюстроўвае колькасць аб'ектаў у працэнтных адносінах у зададзеным дыяпазоне эксцэнтрысітэтаў e і нахіленняў i[6]. Адносная колькасць аб'ектаў у квадраце прадстаўлена картаграфічнымі колерамі вышынь[7] (ад малой колькасці, пазначанага зялёнымі далінамі, да карычневых вяршыняў).

Гэтыя дзве папуляцыі вельмі моцна адрозніваюцца: больш 30 % усіх к'юбівана маюць малое нахіленне, блізкія да кругавых арбіты («пік» у левым ніжнім вугле) і максімум эксцэнтрысітэтаў на 0,25. Рассеяныя аб'екты, насупраць, як вынікае з назвы, рассеяныя. Большасць вядомай папуляцыі мае эксцэнтрысітэт у дыяпазоне 0,25—0,55. Два лакальных піка адпавядаюць e у дыяпазоне 0,25—0,35, нахіленню 15—20°, і e у дыяпазоне 0,5—0,55, нізкаму i<10° адпаведна. Адасобленыя экстрэмальныя арбіты адлюстраваны зялёным. Характэрна, што не вядома аб'ектаў рассеянага дыска з эксцэнтрысітэтам меней 0,3 (за выключэннем 2004 XR190).

Эксцэнтрысітэт у большай меры, чым нахіленне арбіты, з'яўляецца адметным атрыбутам сямейства аб'ектаў рассеянага дыска.

Графікі арбіт[правіць | правіць зыходнік]

Праекцыі арбіт.

Графікі злева ў больш традыцыйным выглядзе ўяўляюць выгляды з полюсу і экліптыкі (выпрастаных) арбіт аб'ектаў рассеянага дыска[8] (чорныя) на фоне к'юбівана (блакітныя) і рэзанансных (2:5) аб'ектаў (зялёныя). Як яшчэ не класіфікаваныя, аб'екты ў дыяпазоне 50—100 а. а. намаляваны шэрым[9].

Тоўстае сіняе кольца з'яўляецца не мастацкім адлюстраваннем, а рэальнымі графікамі сотняў арбіт класічных аб'ектаў, якія перакрываюцца, цалкам апраўдваючы назву «пояс» (класічныя або к'юбівана). Найменшы перыгелій, які згадваецца вышэй, ілюструецца чырвоным кругам. У адрозненне ад SDO, рэзанансныя аб'екты дасягаюць арбіты Нептуна (жоўтая).

На выглядзе з боку экліптыкі, дугі адлюстроўваюць тыя ж найменшы перыгелій[10] у 35 а. а. (чырвоны) і арбіту Нептуна (~30 а. а., жоўтая). Як паказвае гэты выгляд, само па сабе нахіленне не дазваляе адрозніць SDO ад класічных аб'ектаў. Замест гэтага, эксцэнтрысітэт з'яўляецца адметным атрыбутам (доўгія адрэзкі да афелія).

Адасобленыя аб'екты, ці пашыраны рассеяны дыск?[правіць | правіць зыходнік]

Размеркаванне рассеяных і адасобленых аб'ектаў. Заўважце, што размяшчэнне на дыяграме ўяўляе вялікую паўвось арбіты (сярэдняя адлегласць да Сонца), а не бягучае становішча аб'екта. Седна зараз насамрэч бліжэй, чым Эрыда.

Нядаўна адкрытыя аб'екты (148209) 2000 CR105 і 2004 VN112 з перыгеліем, занадта далёкім ад Нептуна, каб ён мог аказваць на іх уплыў, прывялі да дыскусіі сярод астраномаў пра новае падмноства малых планет, званае Пашыраны рассеяны дыск — Extended scattered disc (E-SDO)[11]. Пасля гэтыя аб'екты сталі зваць адасобленымі аб'ектамі — detached objects[12], або Distant Detached Objects (DDO)[4].

Класіфікацыя, прапанаваная камандай Deep Ecliptic Survey, уносіць фармальнае размежаванне паміж блізкімі рассеянымі аб'ектамі (якія былі рассеяныя за кошт узаемадзеяння з Нептунам) і пашыранымі рассеянымі аб'ектамі (такіх як Седна), выкарыстоўваючы значэнне крытэрыя Тысерана, роўнае 3.[13]

Дыяграма паказвае ўсе добра вядомыя рассеяныя і адасобленыя аб'екты разам з найбуйнейшымі аб'ектамі пояса Койпера для параўнання. Вельмі вялікі эксцэнтрысітэт Седны і (87269) 2000 OO67 часткова паказаны чырвонымі адрэзкамі, якія выходзяць з перыгелія і заканчваюцца ў афеліі, які знаходзіцца за межамі малюнка (>900 а. а. і >1060 а. а. адпаведна). Яшчэ большы афелій у аб'екта 2006 SQ372 — 2140 а. а.

Вартыя ўвагі SDO[правіць | правіць зыходнік]

Спіс вартых увагі SDO
Сталае
найменне
Умоўнае
найменне
Абсалютная зорная велічыня Альбеда Экватары-
яльны дыяметр
(км)
Вялікая паўвось арбіты
(а. а.)
Дата адкрыцця Першаад-
крывальнік
Спосаб вымярэння дыяметра
Эрыда 2003 UB313 −1,12 0,86 ± 0,07 2400 ± 100 67,7 2003 M. Brown, C. Trujillo & D. Rabinowitz прамы[14]
Седна 2003 VB12 1,6 1180—1800 525,606 2003 M. Brown, C. Trujillo & D. Rabinowitz
2004 XR190 4,5 500—1000 57,5 2004 L. Allen
15874 1996 TL66 5,4 0,10? ~630 82,9 1996 D. Jewitt, J. Luu & J. Chen тэрмальны
48639 1995 TL8 5,28 і 7,0 (падвойны аб'ект) 0,09 (меркавана) ~350 і ~160 52,2 1995 Spacewatch (A. Gleason) меркаванае альбеда

Зноскі

  1. List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects at the IAU: Minor Planet Center
  2. Sedna at www.gps.caltech.edu
  3. Alessandro Morbidelli and Harold F. Levison Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12 The Astronomical Journal, (2004) 128, pp 2564—2576. Preprint
  4. 4,0 4,1 Rodney S. Gomes, John J. Matese, and Jack J. Lissauer A Distant Planetary-Mass Solar Companion May Have Produced Distant Detached Objects To appear in Icarus (2006). Preprint
  5. Hahn J., Malhotra R. Neptune’s migration into a stirred-up Kuiper Belt The Astronomical Journal, 130, pp. 2392—2414, Nov. 2005. Full text on arXiv.
  6. Блізкія да кругавых арбіты займаюць першую калонку (e<0,05), і арбіты з найменшым нахіленнем (i<5°) займаюць ніжні радок, квадраты ў ніжнім левым вугле ўяўляюць колькасць блізкіх да кругавых і слаба нахіленых арбіт.
  7. Зялёны квадрат азначае адзінкавы аб'ект у гэтым дыяпазоне.
  8. Для класіфікацыі арбіт быў выкарыстаны Minor Planet Circular 2005-X77 Distant Minor planets. Навейшыя даныя могуць быць знойдзены ў MPC 2006-D28.
  9. Прыкладна палова вядомых арбіт ТНА не вядома з дакладнасцю, дастатковай для класіфікацыі (гэта даволі далікатная задача для рэзанансных аб'ектаў).
  10. Дакладнае значэнне не вельмі важна; значэнне ў 35 а. а. узята для адпаведнасці з Jewitt 2006. Іншыя аўтары аддаюць перавагу выкарыстоўваць замест гэтага 30 а. а., але пакуль даныя, выкарыстоўваемыя тут, не пераходзяць значэння ў 34 а. а.
  11. Evidence for an Extended Scattered Disk? at Observatoire de la Cote d’Azur
  12. Jewitt, David C.; A. Delsanti (2006). "The Solar System Beyond The Planets". Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences. Springer-Praxis Ed.. ISBN 3-540-26056-0.  (Preprint version (pdf))
  13. 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
  14. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/xsize.pdf