Pas Kuipera

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Znane obiekty Pasa Kuipera (zielone) i dysku rozproszonego (pomarańczowe). Na diagramie zaznaczono również cztery planety (jasnoniebieskie) oraz towarzyszące Jowiszowi planetoidy z grupy trojańczyków. Skala przedstawiona w jednostkach astronomicznych. Wyraźna wyrwa w dole diagramu jest spowodowana Drogą Mleczną utrudniającą obserwacje w tym kierunku.

Pas Kuipera, zwany też pasem Edgewortha-Kuipera – obszar Układu Słonecznego rozciągający się za orbitą Neptuna, od 30 do około 50 j.a. od Słońca[1]. Jest podobny do pasa planetoid, ale o wiele większy: 20 razy szerszy i 20–200 razy bardziej masywny[2][3]. Podobnie jak pas planetoid, zawiera wiele małych obiektów, będących pozostałościami po procesie formowania się Układu Słonecznego. Krążą w nim co najmniej trzy planety karłowate: Pluton, Haumea i Makemake. O ile pas planetoid składa się głównie z obiektów skalnych i metalowych, większość obiektów Pasa Kuipera jest zbudowanych z zestalonych prostych związków, takich jak metan, amoniak i woda.

Do tej pory odkryto w nim ponad tysiąc ciał. Uważa się, że zawiera on ponad 70 000 obiektów o średnicy powyżej 100 km[4]. Pierwotnie zakładano, że stanowi on główne źródło komet krótkookresowych, o orbitach o długości poniżej 200 lat. Współczesne badania pokazały jednak, że orbity jego obiektów są dosyć stabilne, a docierające do wnętrza Układu komety pochodzą ze znajdującego się dalej dysku rozproszonego[5]. Zaliczane do niego obiekty, takie jak Eris, mają wydłużone orbity, często sięgające ponad 100 j.a. Ich peryhelia mogą zahaczać o orbity gazowych olbrzymów – wtedy klasyfikowane są one jako centaury. Astronomowie podejrzewają, że księżyc Neptuna Tryton, pochodzi z tej grupy[6]. Pluton, jako pierwsze odkryte ciało z pasa, był przez długi czas uznawany za planetę. Po odkryciu wielu podobnych do niego obiektów jest teraz klasyfikowany jako planeta karłowata i jeden z wielu plutonków – obiektów w rezonansie orbitalnym 2:3 z Neptunem.

Pas Kuipera nie powinien być mylony z hipotetycznym Obłokiem Oorta, który znajduje się tysiące razy dalej. Wszystkie obiekty Układu Słonecznego znajdujące się poza orbitą Neptuna, a więc obiekty Pasa Kuipera, dysku rozproszonego i Obłoku Oorta są wspólnie nazywane obiektami transneptunowymi[7].

Historia odkrycia[edytuj | edytuj kod]

Od czasu odkrycia Plutona wielu astronomów spekulowało, że dalej mogą znajdować się kolejne nieznane ciała niebieskie. Pierwszy taki obiekt został odkryty dopiero w 1992 roku (był to obiekt 1992 QB1). Różnorodność hipotez dotyczących Pasa Kuipera sprawiła, że do dziś nie jest jasne, komu należy przypisać jego odkrycie.

Hipotezy[edytuj | edytuj kod]

Pierwszym astronomem, który zasugerował istnienie grupy transneptunowych obiektów, był Frederick C. Leonard. W 1930 roku, wkrótce po odkryciu Plutona, zapytał, czy "Nie jest prawdopodobne, że Pluton dał się zauważyć jako pierwszy z serii pozaneptunowych ciał, a pozostałe wciąż czekają na odkrycie, ale w końcu muszą zostać zauważone?"[8]

Astronom Gerard Kuiper, którego nazwiskiem nazywany jest pas planetoid.

W 1943 roku Kenneth Edgeworth spekulował, że w obszarze za Neptunem materia pierwotnego dysku protoplanetarnego była zbyt rzadka, aby mogła utworzyć planetę i prawdopodobnie utworzyła miliony niewielkich ciał. Doszedł do wniosku, że "Zewnętrzne rejony Układu Słonecznego, poza orbitami planet, zawierają olbrzymią liczbę stosunkowo niewielkich obiektów"[9] i że od czasu do czasu któreś z nich "wypada z orbity i trafia w okolice planet wewnętrznych"[10], stając się kometą.

W 1951 roku, w artykule opublikowanym w czasopiśmie Astrophysics, Gerard Kuiper opisywał dysk takich obiektów, który uformował się w początkach istnienia Układu. Uznał jednak, że ten dysk do dzisiaj powinien już zniknąć. W czasie gdy ten artykuł był pisany, uważano, że Pluton jest wielkości Ziemi i swoją grawitacją powinien wyrzucić obiekty z okolic swojej orbity poza Układ. W takim przypadku pas Kuipera dzisiaj by już nie istniał[11].

W kolejnych dekadach pojawiło się kilka hipotez dotyczących obiektów transneptunowych. W 1962 roku fizyk Al G.W. Cameron pisał o istnieniu „olbrzymiej masy małych ciał na obrzeżach Układu Słonecznego”[12]. W 1964 roku Fred Whipple zasugerował, że „pas komet” może być wystarczająco masywny, aby wywoływać znaczne nieregularności w orbicie Urana, przypisywane hipotetycznej Planecie X, lub co najmniej wpływać na orbity znanych komet[13]. Wyniki obserwacji obaliły jednak tę hipotezę[12].

W 1977 roku Charles Kowal odkrył planetoidę (2060) Chiron, krążącą na orbicie pomiędzy Saturnem i Uranem[14]. W 1992 roku, kolejny obiekt (5145) Pholus został odkryty na podobnej orbicie[15]. Do dzisiaj znaleziono całą grupę takich obiektów krążących pomiędzy Jowiszem i Neptunem, obecnie nazywanych centaurami. Ich orbity są niestabilne w skali kilku milionów lat[16]. Oznacza to, że ich populacja musi być uzupełniana z jakiegoś zewnętrznego źródła[17].

Kolejnych dowodów istnienia Pasa Kuipera dostarczyły badania komet. Od dłuższego czasu wiadomo było, że mają one ograniczony czas istnienia. Gdy zbliżają się do Słońca, są nagrzewane i tracą część swojej masy, która w postaci gazów ulatuje w przestrzeń. Te, które można zaobserwować w dzisiejszych czasach, musiały zatem przez kilka miliardów lat istnienia Układu przebywać z dala od Słońca[18]. Jednym z miejsc, skąd mogą pochodzić, jest Obłok Oorta – sferyczny rój komet znajdujących się tysiące j.a. od Słońca[19]. Stamtąd prawdopodobnie pochodzą komety długookresowe, takie jak kometa Hale'a-Boppa, o okresach obiegu rzędu tysięcy lat.

Komety krótkookresowe, o orbitach poniżej 200 lat, mają niewielką szansę pochodzić stamtąd. Musiałyby w tym celu przejść w pobliżu dużej planety, która zmieniłaby ich orbitę. Duża liczba takich komet odkrywanych od lat 70. przeczyła hipotezie, że wszystkie pochodzą z Obłoku Oorta[20]. W 1980 roku Julio Fernandez wyliczył, że na każdą kometę wysłaną w kierunku wewnętrznego Układu Słonecznego powinno przypadać 600 wysłanych w przestrzeń pozaukładową. Spekulował, że obserwowana liczba komet wymaga istnienia dużego ich zbioru w odległości między 35 a 60 j.a. od Słońca[21]. W 1988 roku astrofizycy przeprowadzili szereg symulacji komputerowych, z których wynikało, że Obłok Oorta nie może być odpowiedzialny za obserwowaną liczbę komet krótkookresowych. W szczególności komety takie zwykle poruszają się w płaszczyźnie ekliptyki, podczas gdy obiekty z Obłoku Oorta nadlatują z losowych kierunków. Wprowadzenie do symulacji pasa komet z modelu Fernandeza pozwalało natomiast uzyskać wyniki zgodne z obserwacjami[22]. Ponieważ Fernandez w swojej pracy odwoływał się do prac Kuipera, pas komet zaczęto wtedy nazywać Pasem Kuipera[23].

Odkrycie[edytuj | edytuj kod]

Sieć teleskopów na Mauna Kea, przy pomocy której odkryto Pas Kuipera

W 1987 roku astronom David Jewitt zachęcił swoją studentkę Jane Luu do poszukiwań obiektów znajdujących się poza orbitą Plutona[24][25]. Używając teleskopów w Kitt Peak National Observatory i Obserwatorium Cerro Tololo, wspólnie przeprowadzili serię obserwacji. W ich trakcie zastąpili dotychczas używane fotografie matrycami CCD, które, choć zawężające pole widzenia, nie tylko pozwalały na wyłapanie znacznie więcej światła (90% w porównaniu z 10% na fotografii), ale dodatkowo umożliwiały znajdowanie różnic w sposób automatyczny, przy użyciu komputera.

Po przeniesieniu w 1988 roku na Uniwersytet Hawajski Jewitt i Luu kontynuowali poszukiwania przy użyciu teleskopu 2,24 m na Mauna Kea[26]. W międzyczasie powstanie matrycy CCD o rozdzielczości 1024×1024 umożliwiło znaczne przyspieszenie poszukiwań. Po pięciu latach obserwacji, 30 sierpnia 1992 roku, Jewitt i Luu ogłosili odkrycie pierwszego kandydata na obiekt Pasa Kuipera (15760) 1992 QB1[24]. Sześć miesięcy później odkryli drugi obiekt w tym regionie, (181708) 1993 FW[27].

Odkrycia kolejnych transneptunowych obiektów pokazały, że w rzeczywistości Pas Kuipera nie jest źródłem komet krótkookresowych. Pochodzą one z tzw. dysku rozproszonego. Powstał on w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego, gdy Neptun oddalił się w rejony powstającego Pasa Kuipera, znajdującego się wtedy znacznie bliżej Słońca. Jego grawitacja zaburzyła orbity części obiektów z pasa, rozciągając je i sprawiając, że obecnie ich peryhelia znajdują się w pobliżu orbity Neptuna. Dzięki temu mogą one, w przeciwieństwie do większości obiektów z pasa, być wciąż wytrącane ze swoich orbit przez Neptuna i trafiać do wewnętrznego Układu. Ta grupa obiektów, nazwana dyskiem rozproszonym, jest uważana za źródło większości komet krótkookresowych[5].

Powstanie[edytuj | edytuj kod]

Symulacje pokazujące gazowe olbrzymy i Pas Kuipera: a) Przed rezonansem Jowisza i Saturna b) Rozproszenie obiektów pasa po zmianie orbity Neptuna c) Po wyrzuceniu obiektów pasa przez Jowisza

Proces powstania Pasa Kuipera jest dotychczas niejasny. Astronomowie oczekują nowych danych z planowanych przeglądów nieba takich jak Pan-STARRS i przyszły LSST, które powinny wykryć dużą liczbę należących do niego obiektów.

Pas składa się z planetozymali – fragmentów dysku protoplanetarnego, które nie utworzyły planet, tworząc zamiast tego wiele mniejszych obiektów o średnicach poniżej 3000 km.

Symulacje komputerowe pokazują, że na powstawanie pasa duży wpływ miały Jowisz i Neptun. Wynika z nich także, że ani Uran, ani Neptun nie mogły powstać na swoich obecnych orbitach, ponieważ znajdowało się tam zbyt mało pierwotnej materii. Wydaje się, że musiały one powstać bliżej Jowisza i następnie migrować na swoje aktualne orbity. W ciągu miliardów lat orbity ustabilizowały się w położeniu, gdzie Jowisz jest w rezonansie 5:2 z Saturnem – Jowisz wykonuje pięć okrążeń Słońca w tym samym czasie, w którym Saturn wykonuje dwa. Będąc w rezonansie, dwie planety silniej oddziaływały na pozostałe ciała, co spowodowało w ciągu setek milionów lat wypchnięcie Neptuna na dalszą orbitę i zaburzenie w ten sposób orbit obiektów pasa[28][29].

Ten model nie wyjaśnia jednak wystarczająco dobrze charakterystyki obiektów pasa i dyskusje na ten temat wciąż toczą się na łamach artykułów naukowych[30].

Struktura[edytuj | edytuj kod]

Diagram pokazujący główne rezonanse orbitalne w Pasie Kuipera wywołane przez Neptuna. Wyróżnione regiony to: rezonans 2:3 (plutonki, inaczej plutino), pozbawiony rezonansu klasyczny Pas Kuipera (cubewano) oraz rezonans 1:2 (twotino).

Pas Kuipera rozciąga się od około 30 do 55 j.a. od Słońca. Większość jego masy skupiona jest jednak na orbitach rezonansowych z Neptunem 2:3 (w odległości 39,5 j.a.) i 1:2 (w odległości 48 j.a.)[31]. Pas jest dosyć gruby. Większość jego masy skoncentrowana jest w okolicach 10 stopni od ekliptyki, a niektóre obiekty krążą pod kilkukrotnie większym kątem do niej. Kształtem przypomina więc bardziej torus niż pas[32].

Obecność Neptuna ma olbrzymi wpływ na strukturę pasa z powodu efektu rezonansu orbitalnego. W skali miliardów lat grawitacja Neptuna destabilizuje orbity wszystkich obiektów w odpowiednich regionach, wysyłając je albo do wewnątrz Układu, albo na zewnątrz, w przestrzeń międzygwiezdną. W efekcie Pas Kuipera zawiera wyraźne luki, analogiczne do przerw Kirkwooda w pasie planetoid. Przykładowo w obszarze pomiędzy 40 a 42 j.a. żaden obiekt nie może znajdować się długo na stabilnej orbicie i wszystkie zaobserwowane tam obiekty musiały się tam znaleźć stosunkowo niedawno[33].

Klasyczny Pas Kuipera[edytuj | edytuj kod]

Mniej więcej pomiędzy 42 a 48 j.a. wpływ Neptuna można zaniedbać i obiekty tam znajdujące się pozostają na stabilnych orbitach. Obszar ten nazywa się klasycznym Pasem Kuipera i zawiera około dwie trzecie dotychczas zaobserwowanych obiektów pasa[34][35]. Są one wspólnie nazywane cubewano, od nazwy pierwszego zaobserwowanego tam obiektu, 1992 QB1[36][37].

Znajdujące się tam obiekty można dalej podzielić na dwie grupy. Pierwsza, nazywana zimną, zawiera obiekty na orbitach przypominających planetarne – w przybliżeniu okrągłe, o eskscentryczności poniżej 0,1 i leżące w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, o inklinacji poniżej 10 stopni. Do drugiej, gorącej populacji, zaliczane są obiekty o większej inklinacji, dochodzącej do 30 stopni[38]. Populacje te różnią się nie tylko orbitami. Ciała należące do pierwszej z nich mają inne albedo niż należące do drugiej, co sugeruje, że powstawały w innych regionach. Przypuszcza się, że druga grupa zawiera obiekty, które powstały w okolicy Jowisza, a następnie zostały wyrzucone na odległe orbity przez grawitację gazowych olbrzymów. Obiekty pierwszej grupy powstały prawdopodobnie w pobliżu swojego dzisiejszego położenia, co najwyżej niewiele zmienionego przez oddziaływanie z Neptunem[2][39].

Rezonans orbitalny z Neptunem[edytuj | edytuj kod]

Występowanie obiektów transneptunowych – obiekty pozostające w rezonansie orbitalnym zaznaczono na czerwono

Każdy obiekt, którego czas obiegu wokół Słońca jest w szczególnej proporcji do czasu obiegu Neptuna, jest stabilizowany na swojej orbicie przez oddziaływanie grawitacyjne tej planety. Przykładowo, jeśli obiekt wykonuje dokładnie dwa obiegi w czasie, gdy Neptun wykonuje trzy, to po jego każdym pełnym obiegu albo Neptun znajduje się dokładnie w tym samym miejscu co poprzednio, albo dokładnie po przeciwnej stronie Słońca. Jest to nazywane rezonansem 2:3 i występuje na orbitach o półosi wielkiej 39,4 j.a. Na takich orbitach odkryto już około 200 obiektów[40], łącznie z Plutonem i jego księżycami. Wspólnie nazywane są one plutonkami. Wiele z nich, w tym Pluton, ma orbity wydłużone na tyle, że przechodzą przez orbitę Neptuna. Ich rezonans sprawia jednak, że nie mogą nigdy się z nim zderzyć. W tej grupie znajdują się również obiekty takie jak (90482) Orkus i (28978) Iksjon, które są na tyle duże, że rozważa się zaliczenie ich do grona planet karłowatych[41][42]. Wiele z tych obiektów ma nawet bardziej rozciągnięte orbity, co sugeruje, że nie pochodzą one z tego regionu, ale zostały wyrzucone na nie z innych rejonów przez przemieszczającego się Neptuna[43].

Rezonans 1:2, w którym obiekty wykonują pół obiegu na jeden obieg Neptuna, odpowiada półosi ok. 47,7 j.a.[44]. Znajduje się w nim niewiele obiektów, określanych jako twotina. Istnieją też inne rezonanse: 3:4, 3:5, 4:7, 2:5[45]. Istnieją również obiekty w rezonansie 1:1 z Neptunem, czyli znajdujące się na tej samej orbicie, co on. Są to tzw. obiekty trojańskie Neptuna i krążą w stabilnych punktach libracyjnych L4 i L5. Istotny jest fakt, że obiekty te nie mogły się znaleźć na swoich orbitach w wyniku oddziaływania grawitacyjnego Neptuna i przypuszcza się, że uformowały się w tych miejscach razem z nim[43]. Obserwacje pokazują ponadto, że bardzo niewiele obiektów znajduje się w rezonansach pomiędzy 2:3 a 1:1, czyli bliżej niż 39 j.a. od Słońca. Najbardziej uznana hipoteza wyjaśnia ten niedobór przesunięciem się orbity Neptuna, co spowodowało wyrzucenie z orbit znajdujących się tam wcześniej obiektów[46].

Klif Kuipera[edytuj | edytuj kod]

Wykres pokazujący liczbę zaobserwowanych obiektów w zależności od odległości od Słońca.

Rezonans 1:2 wydaje się wyznaczać granicę, za którą krąży bardzo niewiele obiektów. Trudno powiedzieć, czy jest to kraniec Pasa Kuipera, czy jedynie początek szerszej przerwy w nim. Zaobserwowano obiekty w rezonansie 2:5, czyli około 55 j.a. od Słońca, daleko poza klasycznym pasem. Modele przewidują jednak o wiele większą liczbę takich ciał, których do tej pory nie udało się zaobserwować[43].

Wcześniejsze modele pasa przewidywały, że liczba dużych obiektów powinna się podwoić po przekroczeniu 50 j.a.[47], dlatego drastyczny spadek ich liczby, znany jako klif Kuipera, był całkowicie niespodziewany. Jego przyczyny do dzisiaj nie poznano. Wiadomo, że efekt ten jest rzeczywisty i nie wynika z niemożliwości zaobserwowania takich obiektów. Możliwe wyjaśnienie stanowi zbyt mała ilość pierwotnej materii w tej odległości od Słońca, aby mogły się z niej utworzyć większe obiekty[48]. Inną możliwością jest istnienie poza klifem Kuipera nie zaobserwowanej dotąd planety Układu Słonecznego, której oddziaływanie grawitacyjne kształtuje zewnętrzną krawędź pasa[49]. Tę hipotezę powinny zweryfikować planowane przeglądy nieba.

Skład[edytuj | edytuj kod]

Obserwacje obiektów pasa pokazały, że podobnie jak komety, w większości składają się one z zestalonych prostych węglowodorów (jak metan), amoniaku i wody[50]. Słońce ogrzewa te obiekty do temperatury zaledwie około 50 K[51], dzięki czemu związki te pozostają w stanie stałym.

Z powodu ich małych rozmiarów i dużej odległości od Ziemi, określenie składu chemicznego obiektów Pasa Kuipera jest trudnym zadaniem. Główną metodą wykorzystywaną przez astronomów jest spektroskopia. Rozdzielając światło emitowane przez obiekt na poszczególne częstotliwości, można określić z jakich związków się składa, ponieważ każdy związek absorbuje nieco inny zestaw częstotliwości, pozostawiając puste linie absorpcyjne w widmie.

Początkowo tak dokładne analizy obiektów pasa były niemożliwe i astronomowie mogli jedynie oceniać ich skład na podstawie obserwowanego koloru[52]. Pierwsze obserwacje pokazały tu duże różnice pomiędzy różnymi obiektami, od szarości do głębokiej czerwieni[53]. Sugerowało to, że pokrywały je bardzo różne związki, od brudnego lodu do węglowodorów[53]. Nie zgadzało się to z wcześniejszymi przewidywaniami, wedle których ich powierzchnie powinny być jednolicie czarne, po odparowaniu większości gazów w wyniku działania promieni kosmicznych[54]. Powstały różne hipotezy mające tłumaczyć tę rozbieżność, przykładowo odnawianiem powierzchni przez zderzenia i rozpady obiektów[52]. Analizy spektralne prowadzone od 2001 roku pokazały jednak, że różnorodność ich powierzchni jest zbyt duża, by można wytłumaczyć ją w ten sposób[55].

Choć większość obiektów pasa jest zbyt mała, aby z tej odległości rozróżnić elementy ich powierzchni, udało się określić jej strukturę dla kilku z nich[51]. W 1996 roku spektroskopia obiektu KBO 1993 SC pokazała, że jego powierzchnia przypomina powierzchnię Plutona, jak również księżyca Neptuna Trytona i składa się głównie z zamrożonego metanu[56].

Zamrożoną wodę wykryto na kilku obiektach pasa, w tym na 1996 TO66[57], (38628) Huya i 2000 WR106[58]. W 2004 roku, zamrożona woda i uwodniony amoniak zostały wykryte na największym dotychczas odkrytym obiekcie pasa, (50000) Quaoar. Obie te substancje powinny zostać odparowane z powierzchni tego ciała w dłuższej skali czasowej, co oznacza że jego powierzchnia musiała się odnowić stosunkowo niedawno, albo przez wewnętrzną aktywność tektoniczną, albo przez uderzenie jakiegoś innego ciała[51].

Rozkład mas i wielkości[edytuj | edytuj kod]

Graficzne przedstawienie prawa potęgowego.

Pomimo dużych rozmiarów, sumaryczna masa Pasa Kuipera jest stosunkowo niewielka. Z góry szacuje się ją na co najwyżej jedną dziesiątą masy Ziemi[2], a niektóre szacowania podają około jednej trzydziestej masy Ziemi[59].

Z drugiej strony, modele powstawania Układu Słonecznego przewidują, że Pas Kuipera powinien mieć masę rzędu 30 mas Ziemi[2]. Co więcej, taka masa jest konieczna, aby powstały w nim jakiekolwiek obiekty o średnicy większej niż 100 km. Przy obecnej gęstości takie obiekty po prostu by nie istniały. Ich rozciągnięte orbity dodatkowo utrudniałyby taki proces, sprawiając że większość obiektów zderzałaby się ze zbyt dużymi prędkościami, aby się połączyć.

Oznacza to, że albo dzisiejsze obiekty pasa powstały znacznie bliżej Słońca, albo jakiś proces spowodował wyrzucenie znacznej większości masy z obrębu pasa. Aktualne oddziaływanie Neptuna jest za małe, aby wyjaśnić ten ubytek, choć w przeszłości mogło być wystarczająco silne. Problem pozostaje jednak otwarty i istnieje szereg mogących go wyjaśnić hipotez, od wpływu blisko przechodzącej gwiazdy do wywiewania pyłu przez wiatr słoneczny[39].

Duże i jasne obiekty występują w pasie rzadko w porównaniu z dominującymi małymi obiektami, co jest zgodne z akrecyjnym modelem ich powstawania. Wykres liczebności obiektów N w zależności od ich średnicy D pokazuje zależność potęgową

 \frac{d N}{d D} \sim D^{-q}

gdzie wykładnik q = 4 ± 0,5[60].

Mówiąc potocznie, na każdy obiekt o średnicy 1000 km, powinno przypadać około tysiąca (=10³) obiektów o średnicy 100 km. Prawo to musi załamywać się dla małych obiektów, poniżej zdolności rozdzielczych współczesnych teleskopów. Należy też pamiętać, że pomiary wielkości obiektów pasa są przeprowadzane na podstawie ich jasności, zakładając pewne albedo powierzchni, co może dawać zaburzone wyniki dla większych obiektów.

Największe obiekty pasa[edytuj | edytuj kod]

Ziemia Dysnomia Eris Charon Pluton Makemake Haumea Sedna Orkus 2007 OR10 Quaoar Plik:EightTNOs pl.png
Porównanie wielkości Eris, Plutona, Makemake, Haumei, Sedny, Orkusa, 2007 OR10, Quaoara i Ziemi w skali (wizja artysty).

Od 2000 roku zaobserwowano kilka obiektów pasa o średnicach pomiędzy 700 a 1500 km, w tym: (20000) Waruna (odkryty w 2000 roku), (28978) Iksjon (w 2001), (50000) Quaoar (w 2002) oraz (136472) Makemake i (136108) Haumea (w 2005)[2].

Odkrycia tych obiektów na orbitach podobnych do orbity Plutona wywołały wątpliwości, czy Plutona można traktować jako szczególnie wyróżnionego. Nie tylko inne obiekty miały podobne wielkości, ale wiele z nich posiadało też własne satelity i miały podobny skład (powierzchnię z zestalonego metanu i tlenku węgla)[2]. Wywołało to dyskusję nad przekwalifikowaniem statusu Plutona, podobnie do Ceres, która też była uznawana za planetę przed odkryciem innych planetoid.

Dyskusja ta stała się głośna po odkryciu Eris, która znajduje się na wydłużonej orbicie i jest o 27% masywniejsza od Plutona[61]. Aby rozstrzygnąć wątpliwości, Międzynarodowa Unia Astronomiczna stworzyła po raz pierwszy definicję planety. Zgodnie z nią, jednym z warunków uznania obiektu za planetę jest "oczyszczenie okolic orbity z innych dużych obiektów"[62]. Ponieważ Pluton nie spełnia tego warunku, został przeklasyfikowany na zwykły obiekt Pasa Kuipera.

Choć obecnie Pluton jest największym znanym obiektem pasa, niektóre obiekty prawdopodobnie pochodzące z pasa są od niego większe. Takimi obiektami są Eris (obecnie obiekt dysku rozproszonego) oraz Tryton (obecnie księżyc Neptuna).

Obiekty dysku rozproszonego[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobne artykuły: Dysk rozproszonyCentaury (planetoidy).
Orbity obiektów Pasa Kuipera i dysku rozproszonego.

Dysk rozproszony to obszar rozciągający się za Pasem Kuipera, zawierający niewielką liczbę obiektów na bardzo wydłużonych i nachylonych do ekliptyki orbitach. Według modeli powstawania Układu Słonecznego obiekty te prawdopodobnie uformowały się w pasie komet i miały w przybliżeniu kołowe orbity. Następnie w wyniku grawitacyjnych zaburzeń wywołanych przez gazowe olbrzymy (w szczególności Neptuna) zostały wyrzucone na dalsze orbity. Niestabilność tych orbit sprawia, że dysk rozproszony jest uznawany za główne źródło komet krótkookresowych w naszym Układzie[5].

Kwestia klasyfikacji obiektów do dysku rozproszonego albo do Pasa Kuipera pozostaje dotychczas nieustalona. Oficjalne katalogi definiują jako obiekt Pasa każde ciało, którego orbita zawiera się w odpowiednim obszarze, niezależnie od pochodzenia tego ciała. Obiekty których orbity wybiegają poza ten obszar, klasyfikowane są jako rozproszone[63]. Jednak w wielu publikacjach astronomicznych obiektami Pasa nazywa się też obiekty, które przez większość swojej historii pozostawały na orbitach poza Pasem, często nazywając je "rozproszonymi obiektami Pasa Kuipera"[64]. Przykładowo Eris często jest określana jako obiekt Pasa, choć zgodnie z aktualnie zaakceptowanym podziałem jest obiektem dysku rozproszonego.

Również centaury, czasem traktowane jako obiekty Pasa, są obecnie zaliczane do obiektów dysku rozproszonego. W ich przypadku oddziaływanie grawitacyjne wyrzuciło je na orbity do wewnątrz Układu, zamiast na zewnątrz[63].

Tryton[edytuj | edytuj kod]

Tryton
Information icon.svg Osobny artykuł: Tryton (księżyc).

W czasie swojej migracji Neptun przechwycił jeden z większych obiektów Pasa na swoją orbitę. Obiektem tym jest Tryton. Jako jedyny duży księżyc w Układzie Słonecznym porusza się on ruchem wstecznym – w stronę przeciwną do obrotów Neptuna. Sugeruje to, że nie mógł powstać tak, jak duże księżyce Jowisza i Saturna, z materii pierwotnie obiegającej macierzystą planetę. Musiał być w pełni uformowany, zanim znalazł się na orbicie wokół Neptuna. Takie grawitacyjne przechwycenie to rzadkie zjawisko. Wymaga oddziaływania jakiejś siły, która wyhamuje ruch obiektu względem planety w momencie, gdy obiekt ten znajduje się w jej pobliżu. Obecnie historia Trytona nie jest jasna. Jeden z powszechnych modeli zakłada, że Tryton został wyhamowany przez zderzenia z mniejszymi obiektami krążącymi wokół Neptuna[65]. Księżyc ten nieznacznie przewyższa rozmiarami Plutona, a analiza spektralna pokazuje, że ich powierzchnia składa się z tych samych związków (głównie metanu i tlenku węgla). Sugeruje to, że te dwa ciała mają podobne pochodzenie[66].

Badania[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: New Horizons.
Przelot sondy New Horizons obok Plutona (wizja artysty)

W styczniu 2006 roku została rozpoczęta misja New Horizons – pierwsza misja kosmiczna obejmująca badania obiektów Pasa Kuipera. Sonda dotrze do Plutona w lipcu 2015 roku i jeśli pozwolą na to okoliczności, będzie kontynuowała badania kolejnych (jeszcze niesprecyzowanych) obiektów pasa. Obecnie zespół zarządzający misją czeka na dane z programu przeglądu nieba Pan-STARRS[67], aby wybrać odpowiednie obiekty[68]. Celem jest znalezienie obiektu o średnicy 40-90 km, najlepiej o białej lub szarej powierzchni (w przeciwieństwie do czerwonawej powierzchni Plutona).

Inne pasy Kuipera[edytuj | edytuj kod]

Dyski wokół gwiazd HD 139664 i HD 53143. Dysk na lewym zdjęciu jest widoczny od góry, dysk po prawej – z boku.

Współczesne techniki obserwacji pozwalają wykrywać wokół pobliskich gwiazd dyski pyłowe, mogące być obiektami analogicznymi do Pasa Kuipera. Można podzielić je na dwie kategorie: rozciągnięte dyski, o średnicach powyżej 50 j.a., oraz wąskie dyski (jak nasz Pas Kuipera), o średnicach między 20 a 30 j.a. i o stosunkowo wyraźnych granicach. Większość tych dysków jest stosunkowo młoda, choć niektóre (jak przedstawione dwa na zdjęciach z Teleskopu Hubble'a) są wystarczająco stare, żeby ustabilizować się w obecnej konfiguracji[69][70]. Oprócz tego w widmie 15-20% gwiazd podobnych do Słońca można wykryć nadmiar promieniowania podczerwonego, który może być spowodowany przez niewidoczne bezpośrednio dyski podobne do Pasa Kuipera[71].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

WiktionaryPl nodesc.svg
Zobacz hasło Pas Kuipera w Wikisłowniku

Przypisy

  1. Alan Stern, Joshua Colwell: Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap (ang.). Astrophysical Journal, 1997. [dostęp 2012-04-06].
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Audrey Delsanti, David Jewitt: The Solar System Beyond The Planets (ang.). W: Institute for Astronomy, University of Hawaii [on-line]. [dostęp 2012-04-06].
  3. G. A. Krasinsky, Vasilyev, M. V, Yagudina, E. I.. Hidden Mass in the Asteroid Belt. „Icarus”. 1 (158), s. 98–105, lipiec 2002. doi:10.1006/icar.2002.6837 (ang.). 
  4. David Jewitt: Kuiper Belt Page (ang.). [dostęp 2012-04-06].
  5. 5,0 5,1 5,2 Comet Populations and Cometary Dynamics. W: Encyclopedia of the Solar System. Wyd. 2nd. Academic Press, 2007, s. 575–588. ISBN 0120885891.
  6. Craig B. Agnor, Douglas P. Hamilton. Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter. „Nature”, 2006 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  7. John L. Remo. Classifying Solid Planetary Bodies. „AIP Conference Proceedings”, s. 284–302, 2006-08-18. doi:10.1063/1.2710063. Bibcode2007AIPC..886..284R (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  8. What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?). [dostęp 2012-04-06].
  9. John Davies: Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press, 2001, s. xii.
  10. Davies, s. 2
  11. David Jewitt: Why "Kuiper" Belt?. University of Hawaii. [dostęp 2012-04-06].
  12. 12,0 12,1 Davies, s. 14
  13. Fred L. Whipple. Evidence fot a comet belt beyond Neptune. „Proceedings of the National Academy of Science”. 51, 1964. doi:10.1073/pnas.51.5.711 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  14. Charles Kowal, W. Liller, B.G. Marsden. The discovery and orbit of /2060/ Chiron. , 1979. Hale Observatories, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Bibcode1979IAUS...81..245K (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  15. J.V. Scotti et al. 1992 AD. , 1992. Bibcode1992IAUC.5434....1S (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  16. J. Horner, N.W. Evans, M. E. Bailey. Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics. , 2004. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  17. Davies s. 38
  18. David Jewitt. From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. „The Astronomical Journal”. 123 (2), 2002. doi:10.1086/338692 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  19. Jan Oort. The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin. „Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands”. 11, 1950 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  20. Davies s. 39
  21. J.A. Fernandez. On the existence of a comet belt beyond Neptune. , 1980. Observatorio Astronomico Nacional, Madryt. Bibcode1980MNRAS.192..481F (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  22. M. Duncan, T. Quinn, S. Tremaine. The origin of short-period comets. „The Astrophysical Journal”. 328, 1988 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  23. Davies s. 191
  24. 24,0 24,1 David Jewitt, Jane Luu. Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1. „Nature”. 362, 1992. doi:10.1038/362730a0 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  25. Davies s. 50
  26. Davies s. 57, 62
  27. David Jewitt, Jane Luu, B.S. Marsden. 1993 FW. „IAU Circ.”. 5730, 1993 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  28. Kathryn Hansen: Orbital shuffle for early solar system (ang.). W: Geotimes [on-line]. 2005-06-07. [dostęp 2012-04-06].
  29. Edward W. Thommes, Martin J. Duncan, Harold F. Levison. The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn. „The Astronomical Journal”. 123, 2002. doi:10.1086/339975 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  30. Renu Malhotra: Nonlinear Resonances in the Solar System (ang.). 1994. [dostęp 2012-04-06]. s. 289–304.
  31. M. C. De Sanctis, M. T. Capria, A. Coradini. Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects. „The Astronomical Journal”, s. 2792–2799, 2001. doi:10.1086/320385 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  32. Chadwick Trujillo. Discovering the Edge of the Solar System. „American Scientist”, 2003 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  33. Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli, Giovanni B. Valsecchi: Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts (ang.). 1998. [dostęp 2012-04-06]. s. 367–387.
  34. Jonathan Lunine: The Kuiper Belt. 2003. [dostęp 2012-04-06].
  35. David Jewitt: Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs) (ang.). 2004. [dostęp 2012-04-06].
  36. P. Murdin: Cubewano (ang.). 2000. [dostęp 2012-04-06].
  37. J. L. Elliot et al. 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, 2005. doi:10.1086/427395 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  38. Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli. The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune’s migration. „Nature”. 426, s. 419-421, 2003. doi:10.1038/nature02120 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  39. 39,0 39,1 Alessandro Morbidelli. Origin and Dynamical Evolution of Comets and their Reservoirs. , 2006 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  40. Census of Minor Planets (ang.). W: Minor Planet Center [on-line]. [dostęp 2012-04-06].
  41. Ixion (ang.). W: eightplanets.net [on-line]. [dostęp 2012-04-06].
  42. John Stansberry et al.: Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope (ang.). 2007. [dostęp 2012-04-06].
  43. 43,0 43,1 43,2 E.I. Chiang et al.. Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances. „The Astronomical Journal”. 126, 2003. doi:10.1086/375207 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  44. Wm. Robert Johnston: Trans-Neptunian Objects. 2011. [dostęp 2012-04-06].
  45. Davies s. 104
  46. Davies s. 107
  47. E. I. Chiang, M. E. Brown. Keck Pencil-Beam Survey for Faint Kuiper Belt Objects. „The Astronomical Journal”. 118, 1999. doi:10.1086/301005 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  48. G.M. Bernstein et al. The Size Distribution of Trans-Neptunian Bodies. „The Astronomical Journal”. 128, s. 1364-1390, 2004 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  49. G. Schilling. The mystery of Planet X. „New Scientist”, 2008-01-11 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  50. K. Altwegg, H. Balsiger, J. Geiss: Composition of the Volatile Material in Halley's Coma from In Situ Measurements (ang.). 1999. [dostęp 2012-04-06]. s. 3-18.
  51. 51,0 51,1 51,2 David Jewitt, Jane Luu. Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar. „Nature”. 432, s. 731-733, 2004. doi:10.1038/nature03111 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  52. 52,0 52,1 David Jewitt: Surfaces of Kuiper Belt Objects (ang.). University of Hawaii, 2004. [dostęp 2012-04-06].
  53. 53,0 53,1 David Jewitt, Jane Luu. Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt. „The Astronomical Journal”. 115, 1998. doi:10.1086/300299 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  54. Davies s. 118
  55. David C. Jewitt, Jane X. Luu. Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects. „The Astronomical Journal”. 122 (4), s. 2099, 2001. doi:10.1086/323304. Bibcode2001AJ....122.2099J (ang.). 
  56. Robert H. Brown, Dale P. Cruikshank, Yvonne Pendleton, Glenn J. Veeder. Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC. „Science”. 276, s. 937-939, 1997. doi:10.1126/science.276.5314.937 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  57. Michael E. Brown, Geoffrey A. Blake, Jacqueline E. Kessler: Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000 EB173 (ang.). 2000. [dostęp 2012-04-06].
  58. Licandro, Di MArtino. NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106. „Astronomy and Astrophysics”. 373 (3), s. L29, 2001. doi:10.1051/0004-6361:20010758. Bibcode2001A&A...373L..29L (ang.). 
  59. Lorenzo Iorio. Dynamical determination of the mass of the Kuiper Belt from motions of the inner planets of the Solar system. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 4 (375), s. 1311–1314, 2007. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11384.x (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  60. G. M. Bernstein, D. E. Trilling, R. L. Allen, K. E. Brown i inni. The size distribution of transneptunian bodies. „The Astronomical Journal”. 128 (3), s. 1364–1390, 2004. doi:10.1086/422919. Bibcode2004AJ....128.1364B (ang.). 
  61. Michael E. Brown: Dysnomia, the moon of Eris. W: CalTech [on-line]. 2007. [dostęp 2012-04-06].
  62. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes (ang.). IAU, 2006-08-24. [dostęp 2012-04-06].
  63. 63,0 63,1 List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects (ang.). W: Minor Planet Center [on-line]. [dostęp 2012-04-06].
  64. David Jewitt: The 1000 km Scale KBOs (ang.). University of Hawaii, 2005. [dostęp 2012-04-06].
  65. Craig B. Agnor, Douglas P. Hamilton. Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter. „Nature”. 441, s. 192-194, 2006. doi:10.1038/nature04792 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  66. Dale P. Cruikshank. Triton, Pluto, Centaurs, and Trans-Neptunian Bodies. „Space Science Reviews”. 116, s. 421-439, 2004. doi:10.1007/s11214-005-1964-0 (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  67. E. Magnier. Calibration of the Pan-STARRS 3π Survey. , 2007. Astronomical Society of the Pacific. Bibcode2007ASPC..364..153M (ang.). [dostęp 2012-04-06]. 
  68. Cal Fussman: The Man Who Finds Planets (ang.). Discover magazine, 2006. [dostęp 2012-04-06].
  69. Kalas, James R. Graham, Mark C. Clampin, Michael P. Fitzgerald. First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664. „The Astrophysical Journal”. 637, s. L57, 2006. doi:10.1086/500305. Bibcode2006ApJ...637L..57K (ang.). 
  70. Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt (ang.). 2006. [dostęp 2012-04-06].
  71. D. E. Trilling et al. Debris Disks around Sun-like Stars. „The Astrophysical Journal”. 2 (674), s. 1086–1105, luty 2008. doi:10.1086/525514 (ang.). [dostęp 2012-04-06].