Русская Википедия:Обособленный транснептуновый объект
Обособленные транснептуновые объекты (Шаблон:Lang-en) — класс объектов Солнечной системы, расположенных за орбитой Нептуна. Эти объекты имеют точки перигелия орбит на значительном расстоянии от Нептуна и не испытывают его гравитационного влияния, и это делает их, по существу, «обособленными» от остальной части солнечной системы[1][2].
Таким образом, они существенно отличаются от большинства известных транснептуновых объектов, орбиты которых изменились в той или иной степени до своего текущего состояния благодаря гравитационным возмущениям от сближений с газовыми гигантами, преимущественно Нептуном. Обособленные объекты имеют бо́льшие значения перигелия орбит, в отличие от других групп ТНО, в том числе объектов, состоящих в орбитальном резонансе с Нептуном, таких как Плутон, классических объектов пояса Койпера, не состоящих в резонансе, таких как Макемаке, и объектов рассеянного диска, вроде Эриды.
По формальной классификации Глубоким обзором эклиптики[3], обособленные объекты представляются объектами расширенного рассеянного диска (Шаблон:Lang-en)[4], далёкими обособленными объектами (Шаблон:Lang-en)[5] или продолжением рассеянного диска. Это отражает динамические градации, которые могут существовать между орбитальными параметрами объектов рассеянного диска и обособленными объектами.
По меньшей мере уже девять таких объектов были надёжно определены[6], из которых наиболее известным является, вероятно, Седна.
Орбиты
Обособленные объекты, как правило, имеют большие орбиты с большим эксцентриситетом с большими полуосями — до нескольких сотен астрономических единиц (а. е., радиус земной орбиты). Такие орбиты не были результатом гравитационного рассеяния газовыми гигантами (в частности, Нептуном). Для объяснения этого феномена был выдвинут ряд объяснений, в том числе взаимодействие с проходящей рядом звездой[7] и влияние далёкой крупной планеты[5], например, пятого газового гиганта. Классификация, предложенная группой Глубокого обзора эклиптики, вводит формальные различия между ближними объектами рассеянного диска (которые могли быть рассеяны Нептуном) и его отдалёнными объектами (например, (90377) Седна), используя значение критерия Тиссерана, начиная от 3[3].
После компьютерного моделирования Энн-Мари Мэдиган из Департамента астрофизических и планетарных наук пришла вместе с коллегами к выводу, что странные орбиты обособленных транснептуновых объектов объясняются не существованием Девятой планеты, а коллективной гравитацией, так как более мелкие объекты, движущиеся со стороны Солнца, врезаются в более крупные объекты типа Седны, в результате чего более крупные объекты отталкиваются к окраинам Солнечной системы и изменяются параметры их орбит[8][9].
Классификация
Обособленные объекты являются одним из четырёх различных классов ТНО (другие три класса: классические объекты пояса Койпера, резонансные транснептуновые объекты и объекты рассеянного диска). У обособленных объектов перигелий, как правило на расстоянии более 40 а. е., препятствующем сильным взаимодействиям с Нептуном, который имеет практически круговую орбиту радиусом в 30 а. е. Однако нет чётких границ зоны объектов рассеянного диска и зоны обособленных объектов, так как могут существовать транснептуновые объекты в промежуточной области с перигелием на расстоянии между 37 и 40 а. е.[6] Один из таких промежуточных объектов, с хорошо определённой орбитой (120132) 2003 FY128.
Открытие (90377) Седны вместе с несколькими другими объектами такими как (148209) 2000 CR105 и 2004 XR190 (также известным как «Баффи») вынудили начать обсуждение категоризации удалённых объектов, которые также могут быть частью внутреннего облака Оорта или (что более вероятно) переходными объектами между рассеянным диском и внутренней частью облака Оорта[2].
Хотя Седна официально считается объектом рассеянного диска (MPC), её первооткрыватель Майкл Браун предположил, что, поскольку его перигелий составляет 76 а. е. и слишком далёк от гравитационного воздействия Нептуна, поэтому его следует рассматривать как объект внутреннего облака Оорта, а не частью рассеянного диска[10]. Эта классификация Седны, как отдельного объекта, принимается в последних публикациях[11].
Таким образом, предполагается, что отсутствие значительного гравитационного взаимодействия с внешними планетами создаёт расширенную внешнюю группу, начинающуюся где-то между Седной (перигелий 76 а.е.) и более традиционными объектами рассеянного диска, вроде Эриды (перигелий 37 а. е.). Эрида указана как объект рассеянного диска Глубоким обзором эклиптики[12].
Одной из проблем, связанных с этой расширенной категорией, является то, что слабые резонансы могут существовать, и это будет трудно доказать, в связи с хаотическими планетарными возмущениями и отсутствием в настоящее время точного определения орбит этих далёких объектов. Эти объекты имеют орбитальные периоды более 300 лет, и большинство из них наблюдались лишь в течение короткой дуги за пару лет наблюдений. Из-за их большого расстояния и медленного движения на фоне звёзд должны пройти десятилетия, прежде чем удастся достаточно хорошо определить параметры их орбит, чтобы с уверенностью подтвердить или исключить наличие резонанса. Дальнейшее изучение орбит и потенциального резонанса этих объектов поможет понять перемещение планет-гигантов и эволюцию солнечной системы. Например, методы Емельяненко и Киселёва в 2007 году показывают, что многие удалённые объекты могут быть в резонансе с Нептуном. Они показывают наличие 10 % вероятности того, что 2000 CR105 в резонансе 1:20, 38 % — что 2003 QK91 в резонансе 3:10 и 84 % вероятность того, что (82075) 2000 YW34 в резонансе 3:8 с Нептуном[13]. Кандидат в карликовые планеты (145480) 2005 TB190, судя по всему, имеет менее 1 % вероятности резонанса 1:4[13].
Кандидаты
Здесь приведён список известных объектов, в порядке уменьшения перигелия, которые не могут быть легко рассеяны Нептуном, и поэтому, вероятно, будут обособленными объектами:
| Порядковый номер[14] |
Название |
Диаметр (км) |
H |
Перигелий (а. е.) |
Афелий (а. е.) |
Год открытия |
Первооткрыватели |
Метод расчёта диаметра[15] |
Тип |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 90377 | (90377) Седна | 1200-1600 | 1,6 | 76,1 | 975,5 | 2003 | Майкл Браун, Чедвик Трухильо, Дэвид Рабинович | Тепловой[16] | Обособленный[17] |
| Шаблон:Mpl | 335-850 | 4,5 | 52,3 | 61,8 | 2004 | Линни Джонс и др. | Предполагается | Обособленный[18][19] | |
| Шаблон:Mpl | 130-300 | 6,4 | 47,3 | 614 | 2004 | Обсерватория Серро Тололо[20] | Предполагается | Обособленный[21] | |
| 145480 | 2005 TB190 | ~500 | 4,7 | 46,2 | 106,5 | 2005 | А. Беккер и др.. | Предполагается | Обособленный |
| 148209 | 2000 CR105 | ~250 | 6,1 | 44,3 | 397 | 2000 | Обсерватория Лоуэлла | Предполагается | Обособленный[18] |
| Шаблон:Mpl | ~150 | 7,3 | 41,2 | 57,1 | 2003 | Дж. Питтихова и др. | Предполагается | Классический объект пояса Койпера?[22] | |
| 82075 | 2000 YW134 | ~500 | 4,7 | 41,0 | 73,9 | 2000 | Spacewatch | Предполагается | 3:8 резонирующий[23] |
| 48639 | 1995 TL8 | ~350 | 5,2 | 40,0 | 64,5 | 1995 | A. Глисон | Предполагается | Обособленный |
| Шаблон:Mpl | ~180 | 6,9 | 38,4 | 98,5 | 2003 | Дж. Эллиот и др.. | Предполагается | Обособленный[24] | |
| Шаблон:Mpl | ~150 | 7,3 | 38,0 | 85,6 | 2003 | Обсерватория Мауна-Кеа[20] | Предполагается | Обособленный[25] | |
| 134210 | 2005 PQ21 | ~200 | 6,7 | 37,6 | 87,6 | 2005 | Серро Тололо | Предполагается | Обособленный[26] |
| Шаблон:Mpl | ~765 | 3,8 | 37,6 | 97,0 | 2006 | Серро Тололо[20] | Предполагается | Обособленный или 1:5 резонирующий?[27] | |
| 120132 | 2003 FY128 | ~440 | 4,8 | 37,0 | 61,7 | 2003 | N.E.A.T. | Предполагается | Обособленный[28] |
| Шаблон:Mpl | ~290 | 5,9 | 36,4 | 102,6 | 2006 | Марк Буе[20] | Предполагается | Обособленный[29] или 2:7 резонирующий?[30] | |
| Шаблон:Mpl | 440-980 | 3.9 | 39.1 | 52.5 | 2010 | Анджей Удальский | Предполагается | Обособленный[31] или классический объект Пояса Эджворта-Койпера[32] |
Примечания
Шаблон:ТНО Шаблон:Солнечная система
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 2,0 2,1 Джуитт, Дэвид, A.Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006) Preprint of the article (pdf) Шаблон:Wayback
- ↑ 3,0 3,1 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 5,0 5,1 Шаблон:Статья
- ↑ 6,0 6,1 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Джуитт, Дэвид, A. Moro-Martın, P.Lacerda The Kuiper Belt and Other Debris Disks to appear in Astrophysics in the Next Decade, Springer Verlag (2009). Preprint of the article (pdf) Шаблон:Wayback
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 13,0 13,1 Шаблон:Статья(subscription required)
- ↑ Objects with a Minor Planets Center designation number have an orbit with more observations taken over a longer period of time, which is therefore better determined and more securely known, than the orbit of objects with only a provisional designation.
- ↑ «Предполагается» means the albedo of the object is assumed to be 0.04, and the object’s diameter is calculated accordingly.
- ↑ From measurements made in infrared with the Spitzer Space Telescope.
- ↑ Шаблон:Статья (arxiv.org Шаблон:Wayback)
- ↑ 18,0 18,1 Шаблон:Статья (PDF Шаблон:Wayback)
- ↑ Шаблон:Статья Discovery paper. Preprint Шаблон:Wayback
- ↑ 20,0 20,1 20,2 20,3 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
