한국   대만   중국   일본 
Ка?перов По?ас ? Википеди?а Пре?ди на содржината

Ка?перов По?ас

Од Википеди?а ? слободната енциклопеди?а
Познати об?екти во Ка?перовиот По?ас надвор од орбитата на Нептун. (Скала во ае )
        Сонце
        ?упитерови тро?анци   (6.178)
        Расеан Диск   (>300)         Нептунови тро?анци   (9) 		        ?иновски планети : ?   · С   · У   · Н
        Кентаури   (44.000)
        Ка?перов По?ас   (>100.000)
(размер во ае ; ерата е од ?ануари 2015 година; # за телата во загради)

Ка?перов По?ас [1] ? голем прстен од ?отпад“ или околу?везден диск ко? се нао?а во надворешниот Сончевиот Систем , ко? се протега од орбитата на Нептун на 30 астрономски единици (AU) до околу 50 ае од Сонцето . [2] То? е сличен на Астероидниот по?ас , но е далеку поголем - 20 пати поширок и 20?200 пати помасовен . [3] [4] Како и астероидниот по?ас, то? главно се состои од мали тела или остатоци од времето кога се формирал Сончевиот Систем . Додека многу астероиди се составени првенствено од карпи и метал, пове?ето об?екти на Ка?перовиот По?ас се составени главно од замрзнати испарливи материи (наречени ? мразови “), како што се метан , амони?ак и вода . Ка?перовиот По?ас е дом на три об?екти идентификувани како ?у?ести планети од страна на Ме?ународниот астрономски со?уз : Плутон , [5] Хауме?а , [6] и Макемаке . [7] Некои од месечините на Сончевиот Систем, како што се Тритон на Нептун и Феба на Сатурн , можеби потекнуваат од регионот. [8] [9]

Ка?перовиот По?ас го добил името по холандскиот астроном ?ерард Ка?пер , иако то? не го предвидел неговото постое?е. Во 1992 година била откриена мала планета, наречена 15760 Албион , првиот об?ект на Ка?перовиот По?ас по Плутон и Харон . [10] Од неговото откритие, бро?от на познати об?екти од Ка?перовиот По?ас (ОКП) се зголемил на над ил?ада, а пове?е од 100.000 со над 100 километри во пречник се смета дека посто?ат. [11] Првично се сметало дека Ка?перовиот По?ас е главното складиште за периодични комети , оние со орбити кои траат помалку од 200 години. Проучува?ата од средината на 1990-тите покажале дека по?асот е динамички стабилен и дека вистинското место на потекло на кометите е расеаниот диск , динамички активна зона создадена од движе?ето на Нептун нанадвор пред 4,5 мили?арди години; [12] расеаните об?екти како што е Ерида имаат екстремно ексцентрични орбити кои ги носат до 100 AU од Сонцето . [б 1]

Ка?перовиот По?ас се разликува од теоретскиот Ортов Облак , ко? е ил?ада пати подалечен и претежно е сферичен. Об?ектите во Ка?перовиот По?ас, заедно со членовите на расеаниот диск и сите потенци?ални Хилсови облаци или Ортови облаци, колективно се нарекуваат заднептунски об?екти (ЗНО). [15] Плутон е на?големиот и на?масивниот член на Ка?перовиот По?ас и на?големиот и вториот на?масивен познат ЗНО, надминат само од Ерида во расеаниот диск. Првично Плутон се сметал за планета, но статусот на Плутон како дел од Ка?перовиот По?ас предизвикало да биде рекласифициран како ?у?еста планета во 2006 година. Композициски е сличен на многу други об?екти од Ка?перовиот По?ас, а неговиот орбитален период е карактеристичен за класата на ЗНО, познати како ? плутино “, кои ?а делат истата резонанца 2:3 со Нептун .

Ка?перовиот По?ас и Нептун може да се третираат како маркери за обемот на Сончевиот Систем , алтернативи се хелиопаузата и расто?анието на кое гравитациското вли?ание на Сонцето се совпа?а со она на другите ?везди (се проценува дека е поме?у 50.000 и 125.000 ). [16]

Истори?а [ уреди | уреди извор ]

Плутон и Харон

По открива?ето на Плутон во 1930 година, многумина шпекулирале дека то? можеби не е сам. Регионот ко? сега се нарекува Ка?перовиот По?ас бил хипотезиран во различни форми со децении. Дури во 1992 година бил прона?ден првиот директен доказ за неговото постое?е. Бро?от и разновидноста на претходните шпекулации за природата на Ка?перовиот По?ас довеле до континуирана неизвесност за тоа ко? ?а заслужува заслугата што прв го предложил. [17]

Хипотези [ уреди | уреди извор ]

Првиот астроном ко? предложил постое?е на заднептунска популаци?а бил Фредерик К. Леонард . Набргу по открива?ето на Плутон од страна на Кла?д Томбо во 1930 година, Леонард размислувал дали ? не е веро?атно дека во Плутон излезе на виделина како првото од сери?ата ултра-нептунски тела, чии преостанати членови сe уште чекаат да бидат откриени, но кои се предодредени на кра?от да бидат откриени “. [18] Истата година, астрономот Армин О. Ле?шнер сугерирал дека Плутон ? можеби е еден од многуте планетарни об?екти со долг период што допрва треба да се откри?ат “. [19]

Астрономот ?ерард Ка?пер, по кого е именуван Ка?перовиот По?ас

Во 1943 година, во Списание на Британското астрономско здружение , Кенет Е?ворт претпоставил дека, во регионот надвор од Нептун , матери?алот во исконската сончева маглина бил премногу широко распореден за да се кондензира во планети и така прилично кондензиран во огромен бро? помали тела. Од ова то? заклучил дека ? надворешниот регион на Сончевиот Систем, надвор од орбитите на планетите, е окупиран од многу голем бро? на релативно мали тела “ [20] и дека, одвреме-навреме, неко? од нивниот бро? ? скита од сопствената сфера и се по?авува како повремен посетител на внатрешниот Сончев Систем “, [20] станува??и комета .

Во 1951 година, во трудот во Астрофизика: Тематски симпозиум , ?ерард Ка?пер шпекулирал за сличен диск ко? се формирал на почетокот на настанокот на Сончевиот Систем , но то? не мислел дека таков по?ас сe уште постои. Ка?пер работел на претпоставката, вообичаена во негово време, дека Плутон е со големина на Зем?ата и затоа ги расеал овие тела кон Ортовиот Облак или надвор од Сончевиот Систем. Да била точна хипотезата на Ка?пер, денес немало да има Ка?перов По?ас. [21]

Хипотезата добила многу други форми во следните децении. Во 1962 година, физичарот Ал Г.В. Камерон го постулирал постое?ето на ? огромна маса на мал матери?ал на перифери?ата на Сончевиот Систем “. [20] Во 1964 година, Фред Випл, ко? ?а популаризирал познатата хипотеза за ?валкани снежни топки “ за структурата на кометата, сметал дека ?по?асот на кометите“ може да биде доволно масивен за да предизвика наводни разлики во орбитата на Уран што ?а поттикнало потрагата по планетата X , или, во на?мала рака, доволно масивен за да вли?ае на орбитите на познатите комети. [22] Наб?удува?ето ?а отфрлило оваа хипотеза. [20]

Во 1977 година, Чарлс Ковал го открил 2060 Хирон , леден планетоид со орбита поме?у Сатурн и Уран . То? користел компаратор за трепка?е, истиот уред што му дозволил на Кла?д Томбо да го открие Плутон скоро 50 години пред тоа. [23] Во 1992 година, друг об?ект, 5145 Фол, бил откриен во слична орбита. [24] Денес е познато дека цела популаци?а на тела слични на комети, наречени кентаури , постои во регионот поме?у ?упитер и Нептун . Орбитите на кентаурите се нестабилни и имаат динамичен век на трае?е од неколку милиони години. [25] Од времето на открива?ето на Харон во 1977 година, астрономите шпекулираат дека кентаурите мора често да се надополнуваат со неко? надворешен резервоар. [20]

Дополнителни докази за постое?ето на Ка?перовиот По?ас подоцна се по?авиле од проучува?ето на кометите. Дека кометите имаат конечен животен век е познато подолго време. Како што се приближуваат до Сонцето, нивната топлина предизвикува нивните испарливи површини да се сублимираат во вселената, постепено расе?ува??и ги. Со цел кометите да продолжат да бидат видливи во текот на староста на Сончевиот Систем, тие мора често да се надополнуваат. [26] Предлог за таква област на надополнува?е е Ортовиот Облак , веро?атно сферичен ро? комети што се протега над 50.000 AU од Сонцето за првпат хипотезиран од холандскиот астроном ?ан Орт во 1950 година. [27] Се смета дека Ортовиот Облак е точката на потекло на долгопериодните комети , кои се оние, како Хе?л-Боповата комета , со орбити кои траат ил?адници години.

Постои уште една популаци?а на комети, позната како краткопериодични или периодични комети , ко?а се состои од оние комети кои, како Халеевата Комета , имаат орбитални периоди помали од 200 години. До 1970-тите, брзината со ко?а биле откриени комети со краток период станувала сe понеконзистентна со нивното по?авува?е само од Ортовиот Облак. [20] За об?ектот од Ортовиот Облак да стане комета со краток период, прво ?е треба да биде заробен од ?иновските планети. Во трудот об?авен во Monthly Notices of the Royal Astronomical Society во 1980 година, уругва?скиот астроном Хулио Фернандес из?авил дека за секо?а кратка комета што ?е биде испратена во внатрешниот Сончев Систем од Ортовиот Облак, 600 други ?е треба да бидат исфрлени во ме?у?вездениот простор . [28] Следе??и ?а работата на Фернандес, во 1988 година, канадскиот тим составен од Мартин Данкан, Том Квин и Скот Треме?н извршиле голем бро? комп?утерски симулации за да утврдат дали сите наб?удувани комети можеле да пристигнат од Ортовиот Облак. Тие откриле дека Ортовиот Облак не може да ги земе предвид сите комети со краток период, особено затоа што кометите со краток период се групирани во близина на рамнината на Сончевиот Систем , додека кометите од Ортовиот Облак имаат тенденци?а да пристигнуваат од ко?а било точка на небото. Со ?по?асот“, како што го опишал Фернандес, додаден во формулациите, симулациите се поклопиле со наб?удува?ата. [29] Наводно, биде??и зборовите ? Ка?пер “ и ? по?ас на комети “ се по?авиле во почетната реченица на трудот на Фернандес, Треме?н го нарекол ово? хипотетички регион ? Ка?перовиот По?ас “. [20]

Откритие [ уреди | уреди извор ]

Низата телескопи на врвот Мауна Ке?а , со ко?а била откриен Ка?перовиот По?ас

Во 1987 година, астрономот Де?вид ?уит од Масачусетскиот технолошки универзитет, останал збунет од ? очигледната празнина на надворешниот Сончев Систем “. То? ?а охрабрил тогашната студентка ?е?н Лу да му помогне во неговиот обид да лоцира друг об?ект надвор од орбитата на Плутон , биде??и, како што и рекол, ? Ако ние не го сториме тоа, нико? нема да го стори тоа “. ?Користе??и телескопи во Националната опсерватори?а Кит Пик во Аризона и Ме?уамериканската опсерватори?а Серо Тололо во Чиле , ти го спровеле своето пребарува?е на ист начин како што го направиле Кла?д Томбо и Чарлс Ковал, со трепкав компаратор. [20] Првично, за испитува?ето на секо? пар чинии траело околу осум часа, [20] ?но процесот бил забрзан со пристигнува?ето на електронски уреди поврзани со полне?е (CCD), кои, иако нивното видно поле било потесно, не само што биле поефикасни во собира?ето светлина (тие задржувале 90% од светлината, наместо 10% постигнати со фотографии), но дозволе процесот на трепка?е да се направи виртуелно, на комп?утерски екран. Денес, тие уреди ?а формираат основата за пове?ето астрономски детектори. [20] Во 1988 година, ?уит се преселил во Институтот за астрономи?а на Универзитетот на Хаваи. Лу подоцна му се придружила за да работи на Универзитетот на Хаваи со 2.24 м телескоп во Мауна Ке?а . [20] ?На кра?от, видното поле за CCD се зголемило на 1024 пиксели, што овозможило пребарува?ето да се спроведе многу побрзо. [20] По пет години пребарува?е, ?уит и Лу на 30 август 1992 година го об?авила ?Открива?е на об?ектот - кандидат за Ка?перовиот По?ас 1992 QB 1 “. [10] Ово? об?ект подоцна станал познат под името Албион 15760. Шест месеци подоцна, тие откриле втор об?ект во регионот, (181708) 1993 FW. [30] До 2018 година, биле откриени над 2000 на Ка?перовиот По?ас. [31]

Над ил?ада тела биле прона?дени во по?асот во текот на дваесет години (1992?2012), по пронао?а?ето на 1992 QB 1 (именуван во 2018 година), покажува??и огромен по?ас на тела. [32] До 2010-тите целосниот обем и природата на телата на Ка?перовиот По?ас е во голема мера непознат. [32] Конечно, кон кра?от на 2010-тите, два об?екти на Ка?перовиот По?ас биле прелетани со вселенско летало без екипаж, обезбедува??и многу поблиски наб?удува?а на плутонскиот систем. [33]

Студиите спроведени откако заднептунскиот регион за прв пат бил изготвен покажале дека регионот ко? сега се нарекува Ка?перовиот По?ас не е точката на потекло на краткопериодните комети, туку дека тие наместо тоа произлегуваат од поврзаната популаци?а наречена расеан диск . Расеаниот диск е создаден кога Нептун мигрирал нанадвор во прото-Ка?перовиот По?ас, ко? во тоа време бил многу поблиску до Сонцето и оставил популаци?а од динамички стабилни об?екти кои никогаш не би можеле да бидат погодени од неговата орбита, и популаци?а чии перихели се доволно блиску што Нептун сe уште може да ги вознемирува додека патува околу Сонцето (расеаниот диск). Биде??и расеаниот диск е динамички активен, а Ка?перовиот По?ас релативно динамички стабилен, расеаниот диск сега се смета за на?веро?атната точка на потекло на периодичните комети.

Име [ уреди | уреди извор ]

Астрономите понекогаш го користат алтернативното име Е?ворт-Ка?перов По?ас за да го кредитираат Е?ворт, а об?ектите (КПО) повремено се нарекуваат ЕКО. Бра?ан Г. Марсден тврди дека ниту еден не заслужува вистинска заслуга: ? Ниту Е?ворт, ниту Ка?пер не пишувале за нешто од далечина како она што сега ние го гледаме, но Фред Випл напишал “. [20] Де?вид ?уит коментирал: ? Фернандес речиси ?а заслужува заслугата за предвидува?ето на Ка?перовиот По?ас .“

КПО понекогаш се нарекуваат ?ка?пероиди“, име предложено од Кла?д Томбо . [34] Терминот ? заднептунски об?ект “ (ЗО) е препорачан за об?екти во по?асот од неколку научни групи биде??и терминот е помалку контроверзен од сите други - сепак не е точен синоним , биде??и заднептунските об?екти ги вклучуваат сите об?екти кои кружат околу Сонцето покра? орбитата на Нептун , не само оние во Ка?перовиот По?ас.

Структура [ уреди | уреди извор ]

Во сво?от на?голем обем (но со исклучок на расеаниот диск ), вклучува??и ги неговите оддалечени региони, Ка?перовиот По?ас се протега од приближно 30-55  AU . Главното тело на по?асот е општо прифатено да се протега од резонанца на средно движе?е 2:3 на 39,5 AU до резонанца 1:2 на приближно 48 AU. [35] Ка?перовиот По?ас е прилично дебел, при што главната концентраци?а се протега до десет степени надвор од еклиптичката рамнина и подифузна распределба на об?ектите ко?а се протега неколку пати подалеку. Генерално, пове?е наликува на тор или крофна отколку на по?ас. [36] Неговата средна положба е наклонета кон еклиптиката за 1,86 степени. [37]

Присуството на Нептун има големо вли?ание врз структурата на Ка?перовиот По?ас поради орбиталните резонанции . Во временска скала споредлива со возраста на Сончевиот Систем , гравитаци?ата на Нептун ги дестабилизира орбитите на сите об?екти што се нао?аат во одредени региони и или ги испра?а во внатрешниот Сончев Систем или надвор во расеаниот диск или ме?у?вездениот простор. Ова предизвикува Ка?перовиот По?ас да има изразени празнини во неговиот сегашен распоред, слични на Керквудовите ?азови во астероидниот по?ас . Во регионот поме?у 40 и 42 ае, на пример, ниту еден об?ект не може да задржи стабилна орбита во такви времи?а, и секое тело забележано во то? регион морало да мигрира во ово? по?ас релативно неодамна. [38]

Различните динамички класи на заднептунските об?екти.

Класичен по?ас [ уреди | уреди извор ]

Поме?у резонанциите 2:3 и 1:2 со Нептун, приближно на 42-48 AU, гравитациските интеракции со Нептун се случуваат во подолг временски период, а об?ектите можат да посто?ат со нивните орбити суштински непроменети. Ово? регион е познат како класичен Ка?перов По?ас (или Кубевано ), а неговите членови сочинуваат приближно две третини од КПО. [39] [40] Биде??и првиот современ об?ект од по?асот откриен ( Албион ) се смета за прототип на оваа група, класичните КПО често се нарекуваат Кубевано . [41] [42] Насоките воспоставени од Ме?ународниот астрономски со?уз бараат класичните KПO да доби?ат ими?а на митолошки суштества поврзани со создава?ето.

Класичниот Ка?перовиот По?ас се чини дека е композит од две одделни популации. Првата, позната како ?динамично студена“ популаци?а, има орбити слично како планетите; речиси кружни, со орбитално занесува?е помало од 0,1 и со релативно мали наклонетости до околу 10° (тие лежат блиску до рамнината на Сончевиот Систем наместо под агол). Студената популаци?а, исто така, содржи концентраци?а на предмети, наречени ?адро, со големи полуоски на 44-44,5 ае. [43] Втората, ? динамички жешката “ популаци?а, има орбити многу понаклонети кон еклиптиката, до 30°. Двете популации се именувани на ово? начин не поради неко?а голема разлика во температурата, туку од аналоги?а на честички во гасот, кои ?а зголемуваат нивната релативна брзина додека се загреваат. [44] Не само што двете популации се во различни орбити, студената популаци?а исто така се разликува по бо?а и албедо , биде??и е поцрвена и посветла, има поголем дел од бинарни об?екти, [45] има различна дистрибуци?а на големина, [46] и нема многу големи об?екти. [47] Масата на динамично студената популаци?а е приближно 30 пати помала од масата на топлата. [46] Разликата во боите може да биде одраз на различни композиции, што сугерира дека тие се формирани во различни региони. Се претпоставува дека жешката популаци?а се формирала во близина на првобитната орбита на Нептун и дека била расеана за време на миграци?ата на ?иновските планети. Студената популаци?а, од друга страна, се предлага дека се формирала пове?е или помалку во не?зината сегашна положба, биде??и лабавите бинарни броеви веро?атно нема да ги преживеат средбите со Нептун. [48] Иако се смета дека моделот Ница може барем делумно да ?а об?асни разликата во составот, исто така било предложено дека разликата во бо?ата може да ги одразува разликите во еволуци?ата на површината. [49]

Резонанци [ уреди | уреди извор ]

Распределба на кубевано (сино), резонантни заднептунски об?екти (црвено), седноиди (жолти) и расеани об?екти (сива)
Класификаци?а на орбитата (шема на големи полуоски )

Кога орбиталниот период на об?ектот е точен сооднос на нептуновиот (ситуаци?а наречена резонанца на средно движе?е ), тогаш то? може да се заклучи во синхронизирано движе?е со Нептун и да избегне да биде вознемирен ако нивните релативни порамнува?а се соодветни. Ако, на пример, неко? об?ект кружи околу Сонцето двапати на секои три орбити на Нептун, и ако достигне перихел со Нептун на четвртина од орбитата подалеку од него, тогаш секогаш кога ?е се врати во перихел, Нептун секогаш ?е биде во приближно иста релативна положба, како што почнал, затоа што ?е орбитрира   1   1 ⁄ 2 во исто време. Ова е познато како резонанца 2:3 (или 3:2) и одговара на карактеристична голема полуоска од околу 39,4 AU. Оваа резонанца 2:3 е населена со околу 200 познати об?екти, [50] вклучува??и го и Плутон заедно со неговите месечини. Како признание за ова, членовите на ова семе?ство се познати како плутино . Многу плутино, вклучително и Плутон, имаат орбити кои ?а преминуваат орбитата на Нептун, иако нивната резонанца значи дека тие никогаш не можат да се судрат. Тие имаат високи орбитални ексцентричности, што сугерира дека тие не се родни на нивните сегашни позиции, туку дека биле случа?но фрлени во нивните орбити од мигрирачкиот Нептун. [51] Насоките на Ме?ународниот астрономски со?уз диктираат дека сите плутина, како и Плутон, мора да бидат именувани за божества на подземниот свет. Резонанца 1:2 (чии об?екти завршуваат половина орбита за секо?а од нептуновите орбити) одговара на големи полуоски од ~ 47,7 AU , и е ретко населена. [52] Неговите жители понекогаш се нарекуваат резонантни заднептунци . Други резонанции исто така посто?ат во 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5. Нептун има голем бро? тро?ански об?екти , кои ги зафа?аат неговите Лагранжови точки , гравитациски стабилни региони кои го водат и го следат во неговата орбита. Нептунските тро?анци се во резонанца на средно движе?е 1:1 со Нептун и често имаат многу стабилни орбити.

Дополнително, постои релативно отсуство на об?екти со големи полуоски под 39 AU што очигледно не може да се об?асни со сегашните резонанци. Моментално прифатената хипотеза за причината за ова е дека како што Нептун мигрирал нанадвор, нестабилните орбитални резонанции постепено се движеле низ ово? регион, и на то? начин сите об?екти во него биле збришани или гравитациски исфрлени од него.

Ка?перова карпа [ уреди | уреди извор ]

Хистограм на големите полуоски на об?ектите на Ка?перовиот По?ас со наклонетост над и под 5 степени.

Резонанца 1:2 на 47,8 AU се чини дека е раб зад ко? се познати неколку об?екти. Не е ?асно дали тоа е всушност надворешниот раб на класичниот по?ас или само почеток на широката празнина. Об?ектите се откриени на 2:5 резонанца на околу 55 AU, добро надвор од класичниот по?ас; предвидува?ата за голем бро? тела во класичните орбити поме?у овие резонанции не се потврдени преку наб?удува?е.

Врз основа на проценките на исконската маса потребна за да се формираат Уран и Нептун, како и тела големи како Плутон, претходните модели на Ка?перовиот По?ас сугерирале дека бро?от на големи об?екти ?е се зголеми за двапати над 50 AU, [53] така што ово? ненадеен драстичен пад, познат како Ка?перова карпа , бил неочекуван и до денес неговата причина е непозната. Берншта?н, Трилинг и др. (2003) нашле докази дека брзиот пад на об?ектите од 100 км или пове?е во полупречник над 50 ае е реална. Можните об?аснува?а вклучуваат дека матери?алот на таа далечина бил премногу редок или премногу расфрлан за да се натрупа во големи об?екти, или дека последователните процеси ги отстраниле или уништиле оние што го направиле. [54] Патрик Ликавка од Универзитетот Коби тврдел дека гравитациската привлечност на невиден голем планетарен об?ект , можеби со големина на Зем?ата или Марс , може да биде одговорен за оваа празнина. [55] [56]

Потекло [ уреди | уреди извор ]

Симулаци?а ко?а покажува надворешни планети и Ка?перовиот По?ас: (а) пред резонанца ?упитер/Сатурн 1:2, (б) расе?ува?е на об?екти од Ка?перовиот По?ас во Сончевиот Систем по орбиталното поместува?е на Нептун, (в) по исфрла?ето на телата на Ка?перовиот По?ас од ?упитер
Ка?перовиот По?ас (зелено), во перифери?ата на Сончевиот Систем

Прецизното потекло на Ка?перовиот По?ас и неговата сложена структура сe уште се не?асни, а астрономите го чекаат завршува?ето на неколку телескопи за истражува?е со широко поле, како што се Pan-STARRS и идниот LSST , кои треба да откри?ат многу моментално непознати об?екти од Ка?перовиот По?ас (KПO). Овие истражува?а ?е обезбедат податоци кои ?е помогнат да се одредат одговорите на овие праша?а.

Се смета дека Ка?перовиот По?ас се состои од планетезимали , фрагменти од оригиналниот протопланетарен диск околу Сонцето кои не успеале целосно да се спо?ат во планети и наместо тоа се формирале во помали тела, на?големите помали од 3,000 во пречник. Студиите на бро?от на кратери на Плутон и Харон откриле недостиг на мали кратери што сугерира дека таквите об?екти се формирале директно како големи об?екти во опсег од десетици километри во пречник, наместо да се акредитираат од многу помали, приближно километарски тела. [57] Хипотетичките механизми за формира?е на овие поголеми тела го вклучуваат гравитацискиот колапс на облаци од камчи?а концентрирани поме?у витли во турбулентен протопланетарен диск . Овие облаци кои се распа?аат може да се фрагментираат, формира??и бинарни датотеки. [58]

Современите комп?утерски симулации покажуваат дека Ка?перовиот По?ас бил под силно вли?ание на ?упитер и Нептун , а исто така сугерираат дека ниту Уран ниту Нептун не можеле да се формираат на нивните сегашни позиции, биде??и на то? опсег постоела премалку исконска матери?а за да се создадат об?екти со толку голема маса. Наместо тоа, се проценува дека овие планети се формирале поблиску до ?упитер . Распрснува?ето на планезималите во почетокот на истори?ата на Сончевиот Систем би довело до миграци?а на орбитите на ?иновските планети: Сатурн , Уран и Нептун се оддалечиле нанадвор, додека ?упитер се оддалечил навнатре. На кра?от, орбитите се префрлиле до точката каде што ?упитер и Сатурн достигнале точна резонанца 1:2; ?упитер орбитирал околу Сонцето двапати за секо?а орбита на Сатурн. Гравитациските реперкусии на таквата резонанца на кра?от ги дестабилизирало орбитите на Уран и Нептун, предизвикува??и тие да бидат расеани нанадвор во орбити со висока ексцентричност кои го преминале исконскиот планезимален диск. [59]

Додека орбитата на Нептун била многу ексцентрична, не?зините резонанции со средно движе?е се преклопиле и орбитите на планезималите еволуирале хаотично, дозволува??и им на планетезималите да талкаат нанадвор до резонанци?ата на Нептун 1:2 за да формираат динамички ладен по?ас од об?екти со мала наклонетост. Подоцна, откако неговата ексцентричност се намалила, орбитата на Нептун се проширила нанадвор кон неговата сегашна позици?а. Многу планетезимали биле заробени и остануваат во резонанции за време на оваа миграци?а, други еволуирале во орбити со поголема наклонетост и помала ексцентричност и избегале од резонанциите на стабилни орбити. [60] Многу пове?е планетезимали биле расфрлани навнатре, при што малите фракции биле заробени како тро?анци на ?упитер, како неправилни сателити кои кружат околу огромните планети и како астероиди од надворешниот по?ас. Остатокот повторно бил расеан нанадвор од ?упитер и во пове?ето случаи исфрлен од Сончевиот Систем, намалува??и ?а исконската популаци?а на Ка?перовиот По?ас за 99% или пове?е.

Оригиналната верзи?а на моментално на?популарниот Нички модел , репродуцира многу одлики на Ка?перовиот По?ас, како што се ?ладните“ и ?жешките“ популации, резонантните об?екти и расеаниот диск, но сепак не може да ги земе предвид некои од одликите на нивната дистрибуци?а. Моделот предвидува повисока просечна ексцентричност во класичните KПO орбити отколку што е забележана (0,10?0,13 наспроти 0,07) и неговата предвидена распределба на наклон содржи премалку об?екти со висока наклонетост. Покра? тоа, честотата на бинарни об?екти во ладниот по?ас, од кои многу се оддалечени и лабаво врзани, исто така претставува проблем за моделот. Се предвидува дека тие биле разделени за време на средбите со Нептун, [61] навело некои да предложат дека студениот диск се формирал на неговата сегашна местоположба, претставува??и ?а единствената вистинска локална популаци?а на мали тела во Сончевиот Систем. [62]

Со неодамнешната модификаци?а на моделот, Сончевиот Систем започнува со пет ?иновски планети, вклучително и дополнителен леден ?ин, во син?ир на резонанции на средно движе?е. Околу 400 милиони години по формира?ето на Сончевиот Систем, син?ирот на резонанца бил прекинат. Наместо да бидат расфрлани во дискот, ледените ?инови прво мигрирале нанадвор. [63] Оваа дивергентна миграци?а на кра?от довела до премин на резонанца, дестабилизира??и ги орбитите на планетите. Дополнителниот леден ?ин наишол на Сатурн и се расфрлил навнатре на орбитата на ?упитер и по сери?а средби бил исфрлен од Сончевиот Систем. Останатите планети потоа ?а продолжиле сво?ата миграци?а додека планестималниот диск речиси не се исцрпил со мали фракции кои остануваат на различни локации. [63]

Како и во оригиналниот модел на Ница, предметите се доловуваат во резонанца со Нептун за време на неговата надворешна миграци?а. Некои остануваат во резонанца, други еволуираат во орбити со поголема наклонетост, помала ексцентричност и се ослободуваат на стабилни орбити формира??и го динамички жешкиот класичен по?ас. Распределбата на наклонот на топлиот по?ас може да се репродуцира ако Нептун мигрирал од 24 AU до 30 AU на 30  Ма како временска рамка. [64] Кога Нептун мигрирал до 28 AU, имал гравитациска средба со дополнителниот леден ?ин. Предметите заробени од студениот по?ас во резонанца со средно движе?е 1:2 со Нептун се оставени како локална концентраци?а на 44 AU кога оваа средба предизвикала големата полуоска на Нептун да скокне нанадвор. [65] Предметите депонирани во ладниот по?ас вклучуваат некои лабаво врзани ?сини“ бинарни датотеки кои потекнуваат од поблиску од моменталната местоположба на ладниот по?ас. [66] Ако ексцентричноста на Нептун остане мала за време на оваа средба, хаотичната еволуци?а на орбитите на оригиналниот модел на Ница е избегната и се зачувува исконскиот студен по?ас. [67] Во подоцнежните фази на миграци?ата на Нептун, бавното брише?е на резонанциите на средно движе?е ги отстранува об?ектите со поголема ексцентричност од студениот по?ас, скратува??и ?а неговата дистрибуци?а на ексцентричност. [68]

Состав [ уреди | уреди извор ]

Инфрацрвените спектри на Ерида и Плутон, истакнува??и ги нивните заеднички линии на апсорпци?а на метан

Со оглед на тоа што се оддалечени од Сонцето и големите планети, об?ектите на Ка?перовиот По?ас се смета дека се релативно незасегнати од процесите што ги обликувале и менувале другите об?екти на Сончевиот Систем; така, одредува?ето на нивниот состав би обезбедило значителни информации за составот на на?раниот Сончев Систем. [69] Поради нивната мала големина и екстремната оддалеченост од Зем?ата, хемискиот состав на КПО е многу тешко да се одреди. Главниот метод со ко? астрономите го одредуваат составот на небесниот об?ект е спектроскопи?а . Кога светлината на об?ектот ?е се распадне на не?зините составни бои, се формира слика слична на виножитото. Оваа слика се нарекува спектар . Различни супстанции апсорбираат светлина на различни бранови должини, а кога спектарот за одреден об?ект е разоткриен, се по?авуваат темни линии (наречени линии на апсорпци?а ) каде што супстанциите во него ?а апсорбирале одредената бранова должина на светлината. Секо? елемент или соединение има сво? уникатен спектроскопски потпис и со чита?е на целосниот спектрален ? отпечаток од прст “ на об?ектот, астрономите можат да го одредат неговиот состав.

Анализата покажува дека предметите на Ка?перовиот По?ас се составени од мешавина на карпи и разновидни мразови како што се вода , метан и амони?ак . Температурата на по?асот е само околу 50 К , [70] така што многу соединени?а што би биле гасовити поблиску до Сонцето остануваат цврсти. Густините и фракциите на карпа-мраз се познати само за мал бро? предмети за кои се одредени пречниците и масите. Пречникот може да се определи со слика?е со телескоп со висока резолуци?а како што е вселенскиот телескоп Хабл , со времето на прикрива?е кога неко? об?ект поминува пред ?везда или, на?често, со користе?е на албедото на об?ектот пресметано од неговите инфрацрвени емисии. Масите се одредуваат со помош на големите полуоски и периоди на сателитите, кои затоа се познати само за неколку бинарни об?екти. Густините се движат од помалку од 0,4 до 2,6 g/cm 3 . Се смета дека об?ектите со на?малку густина се главно составени од мраз и имаат значителна порозност. На?густите об?екти на?веро?атно се составени од карпи со тенка кора од мраз. Постои тренд на ниски густини за малите об?екти и високи густини за на?големите об?екти. Едно можно об?аснува?е за ово? тренд е дека мразот се изгубил од површинските слоеви кога диференцираните об?екти се судриле за да ги формираат на?големите об?екти.

Уметнички впечаток за плутино и можниот поранешен астероид од типот C (120216) 2004 EW 95 [71]

Првично, деталната анализа на KПO била невозможна, па така астрономите можеле да ги утврдат само на?основните факти, првенствено нивната бо?а. [72] Овие први податоци покажале широк опсег на бои ме?у КПО, кои се движат од неутрално сиво до длабоко црвено. [73] Ова сугерирало дека нивните површини се составени од широк спектар на соединени?а, од валкани мразови до ?аглеводороди . [73] Оваа разновидност била запрепастувачка, биде??и астрономите очекувале овие об?екти да бидат подеднакво темни, биде??и го изгубиле на?големиот дел од испарливите мразови од нивните површини поради ефектите на космичките зраци . [20] Биле предложени различни решени?а за оваа несовпа?а?е, вклучително и повторно излегува?е на површината со удари или испушта?е гас. [72] Спектралната анализа на ?уит и Лу на познатите об?екти на Ка?перовиот По?ас во 2001 година открила дека вари?аци?ата во бо?ата е премногу екстремна за лесно да се об?асни со случа?ни удари. [74] Се смета дека зраче?ето од Сонцето хемиски го променило метан от на површината на КПО, произведува??и производи како што се толините . Докажано е дека Макемаке поседува голем бро? ?аглеводороди добиени од ради?ационата обработка на метанот, вклучува??и етан , етилен и ацетилен .

Иако до денес пове?ето KПO сe уште изгледаат спектрално без одлики поради нивната несвестица, имало голем бро? успеси во одредува?ето на нивниот состав. Во 1996 година, Роберт Х. Браун и соработниците, добиле спектроскопски податоци за KПO, 1993 SC, кои откриле дека неговиот површински состав е значително сличен на оно? на Плутон , како и на месечината на Нептун, Тритон , со големи количества метански мраз. [75] За помалите предмети, одредени се само боите, а во некои случаи и албедото. Овие об?екти во голема мера спа?аат во две класи: сиви со ниско албедо, или многу црвени со повисоко албедо. Се претпоставува дека разликата во боите и албедото се должи на задржува?ето или губе?ето на сулфурводород (H 2 S) на површината на овие об?екти, при што површините на оние што се формирале доволно далеку од Сонцето го задржиле H 2 S и поцрвениле поради зраче?е. [76]

На?големите КПО, како што се Плутон и Квавар, имаат површини богати со испарливи соединени?а како што се метан, азот и ?аглерод моноксид ; присуството на овие молекули веро?атно се должи на нивниот умерен притисок на пареа во 30-50 К температурен опсег на Ка?перовиот По?ас. Ова им овозможува повремено да зовриваат од нивните површини и потоа повторно да па?аат како снег, додека соединени?ата со повисоки точки на врие?е би останале цврсти. Релативното изобилство на овие три соединени?а во на?големите КПО е директно поврзано со нивната површинска гравитаци?а и температурата на околината, што одредува ко?а може да ?а задржат. Воден мраз е откриен во неколку KПO, вклучително и членови на семе?ството Хауме?а , како што се 1996 TO 66 , [77] об?екти со средна големина како 38628 Ху?а и 20000 Варуна , [78] и исто така на некои мали об?екти. [69] Присуството на кристален мраз на големи и со средна големина об?екти, вклучително и 50000 Квавар каде што е откриен и амони?ак хидрат може да укаже на мината тектонска активност потпомогната од намалува?ето на точката на топе?е поради присуството на амони?ак. [69]

Распределба на маса и големина [ уреди | уреди извор ]

И покра? неговата огромна големина, колективната маса на Ка?перовиот По?ас е релативно мала. Се проценува дека вкупната маса на динамички топлата популаци?а е 1% од масата на Зем?ата . Се проценува дека динамично студената популаци?а е многу помала со само 0,03% од масата на Зем?ата. [46] Додека динамично топлата популаци?а се смета за остаток од многу поголема популаци?а ко?а се формирала поблиску до Сонцето и била расфрлана нанадвор за време на миграци?ата на ?иновските планети, за разлика од нив, се смета дека динамички студената популаци?а се формирала на не?зината сегашна местоположба. На?новата проценка ?а става вкупната маса на Ка?перовиот По?ас на 0,02 ± 0,30 на Зем?ата врз основа на вли?анието што тоа го врши врз движе?ето на планетите. [79]

Малата вкупна маса на динамички студената популаци?а претставува некои проблеми за моделите на формира?ето на Сончевиот Систем биде??и е потребна значителна маса за собира?е на КПО поголеми од 100 километри во пречник. Доколку ладниот класичен Ка?перовиот По?ас отсекогаш ?а имал сво?ата сегашна мала густина, овие големи об?екти едноставно не би можеле да се формираат од судирот и спо?ува?ето на помалите планетезимали. [3] Освен тоа, ексцентричноста и наклонетоста на тековните орбити ги прават средбите прилично ? насилни “ што резултира со уништува?е, а не со зголемува?е. Отстранува?ето на голем дел од масата на динамично студената популаци?а се смета дека е малку веро?атно. Сегашното вли?ание на Нептун е премногу слабо за да се об?асни таквото масивно ? вакумира?е “, а степенот на губе?е на масата со судир е ограничен со присуството на лабаво врзани бинарни датотеки во ладниот диск, кои на?веро?атно ?е бидат нарушени при судири. [80] Наместо да се формира од судирите на помалите планетезимали, поголемиот об?ект можеби се формирал директно од колапсот на облаците. [81]

Илустраци?а на законот за мо?ност

Распределбата на големината на об?ектите на Ка?перовиот По?ас следи низа закони за мо?. Законот за мо?ност ?а опишува врската поме?у N ( D ) (бро?от на об?екти со пречник поголем од D ) и D , и се нарекува наклон на осветленоста. Бро?от на предмети е обратно пропорционален на неко?а мо?ност на пречникот D :

(претпоставува??и дека q не е 1) :

(Константата може да биде не-нула само ако законот за мо?ност не се применува при високи вредности на D. )

Раните проценки кои се засновале на мере?ата на распределбата на привидната величина откриле вредност од q = 4 ± 0,5, што имплицирало дека има 8 (=2 3 ) пати пове?е об?екти во 100-200 км опсег отколку во 200-400 км опсег.

Неодамнешното истражува?е открило дека распределбата на големината на топлите класични и ладни класични об?екти имаат различни наклони. Наклонот за жешките предмети е q = 5,3 при големи пречници и q = 2,0 при мали пречници со промена на наклонот на 110 км. Наклонот за ладните об?екти е q = 8,2 при големи пречници и q = 2,9 при мали пречници со промена на наклонот при 140 км. Распределбата на големината на об?ектите што се распрснуваат, плутиносите и тро?анците на Нептун имаат падини слични на другите динамички жешки популации, но наместо тоа може да имаат нагло намалува?е на бро?от на об?екти под одредена големина. Се претпоставува дека ова раздво?ува?е се должи или на судирната еволуци?а на об?ектите, или дека се должи на популаци?ата ко?а се формирала без об?екти под оваа големина, при што помалите об?екти се фрагменти од оригиналните об?екти. [82] [83]

На?малите познати об?екти на Ка?перовиот По?ас со полупречник под 1 км се откриени само со ?вездени прикрива?а , биде??и тие се премногу слаби ( магнитуда 35) за да се видат директно со телескопи како што е вселенскиот телескоп Хабл . [84] Првите извештаи за овие прикрива?а биле од Шлихтинг и неговите соработници во декември 2009 година, ко? го об?авиле открива?ето на мал об?ект од Ка?перовиот По?ас со полупречник под километар во архивската фотометри?а на Хабл од март 2007 година. Со проценет полупречник од 520 ± 60 или пречник од 1.040 ± 120 об?ектот бил откриен. [85] Во една последователна студи?а об?авена во декември 2012 година, Шлихтинг и неговите соработници извршиле потемелна анализа на архивската фотометри?а на Хабл и при?авиле уште еден настан на прикрива?е од об?ект од Ка?перовиот По?ас со големина под километар, проценет на 530 ± 70 во полупречник или 1.060 ± 140 во пречник. Од окултационите настани откриени во 2009 и 2012 година, Шлихтинг и неговите соработници го определиле наклонот на распределбата на големината на об?ектот на Ка?перовиот По?ас да биде q = 3,6 ± 0,2 или q = 3,8 ± 0,2, со претпоставките за еден закон за мо?ност и рамномерна еклиптичка распределба на ширината. Нивниот резултат имплицира силен дефицит на об?екти од Ка?перовиот По?ас со големина под километар во споредба со екстраполации од популаци?ата на поголеми об?екти од Ка?перовиот По?ас со пречник над 90 км. [86]

Расеани предмети [ уреди | уреди извор ]

Споредба на орбитите на об?ектите со расеани дискови (црни), класичните КПО (сини) и резонантните об?екти 2:5 (зелени). Орбитите на другите КПО се сиви. (Орбиталните оски се порамнети за споредба. )

Расеаниот диск е ретко населен регион, ко? се преклопува со Ка?перовиот По?ас, но се протега на над 100 ае. Об?ектите на расеани дискови (ОРД) имаат многу елиптични орбити, честопати и многу наклонети кон еклиптиката. Пове?ето модели на формира?е на Сончевиот Систем покажуваат дека и об?ектите од Ка?перовиот По?ас (КПО) и об?ектите од расеаниот диск (ОРД) на?првин се формирале во исконски по?ас, со подоцнежни гравитациски интеракции, особено со Нептун, испра?а??и ги об?ектите нанадвор, некои во стабилни орбити (КПО) и некои во нестабилни орбити, односно во расеаниот диск. Поради неговата нестабилна природа, постои сомнеж дека расеаниот диск е точката на потекло на многу од краткопериодните комети на Сончевиот Систем. Нивните динамични орбити повремено ги принудуваат во внатрешниот Сончев Систем, прво станува??и кентаури , а потоа комети со краток период. [12]

Според Центарот за мали планети , ко? офици?ално ги каталогизира сите заднептунски об?екти, КПО е секо? об?ект што орбитира исклучиво во рамките на дефинираниот регион на Ка?перовиот По?ас, без оглед на потеклото или составот. Предметите што се нао?аат надвор од по?асот се класифицирани како расеани об?екти. [87] Во некои научни кругови, терминот ? об?ект на Ка?перовиот По?ас “ станал синоним за ко?а било помала ледена планета родена во надворешниот Сончев Систем за ко?а се претпоставува дека била дел од таа почетна класа, дури и доколку не?зината орбита во текот на на?големиот дел од истори?ата на Сончевиот Систем била надвор од Ка?перовиот По?ас (на пр. во регионот со расеани дискови). Тие често ги опишуваат расфрланите дискови како ? расфрлани предмети од Ка?перовиот По?ас “. [88] Ерида , за ко?а се знае дека е помасивна од Плутон , често се нарекува КПО, но технички е ОРД. [87] Допрва треба да се постигне консензус ме?у астрономите за прецизна дефиници?а на Ка?перовиот По?ас, а ова праша?е останува нерешено.

Се смета дека кентаурите , кои вообичаено не се сметаат за дел од Ка?перовиот По?ас, се расфрлани предмети, единствената разлика е во тоа што тие биле расфрлани навнатре, наместо нанадвор. Центарот за мали планети ги групира кентаурите и ОРД заедно како расфрлани об?екти.

Тритон [ уреди | уреди извор ]

Месечината на Нептун , Тритон

За време на неговиот период на миграци?а, се смета дека Нептун заробил голем КПО, Тритон , ко? е единствената голема месечина во Сончевиот Систем со повратна орбита (тоа орбитира спротивно од ротаци?ата на Нептун). Ова сугерира дека, за разлика од големите месечини на ?упитер , Сатурн и Уран , за кои се смета дека се споиле од ротирачки дискови со матери?ал околу нивните млади матични планети, Тритон бил целосно формирано тело кое било заробено од околниот простор. Гравитациското заробува?е на об?ект не е лесно: потребен е механизам за да се забави об?ектот доволно за да биде заробен од гравитаци?ата на поголемиот об?ект. Можно об?аснува?е е дека Тритон бил дел од бинарен систем кога се сретнал со Нептун. Исфрла?ето на другиот член од Нептун може да го об?асни заробува?ето на Тритон. [89] Тритон е само 14% поголем од Плутон, а спектралната анализа на двата света покажува дека нивните површини во голема мера се составени од слични матери?али, како што се метан и ?аглерод моноксид . Сето ова упатува на заклучокот дека Тритон некогаш бил КПО ко? бил заробен од Нептун за време на неговата надворешна миграци?а. [90]

На?големите КПО [ уреди | уреди извор ]

ЗемјаДисномијаДисномијаЕридаЕридаХаронХаронНиктаНиктаКерберКерберСтиксСтиксХидраПлутонПлутонМакемакеМакемакеНамакаНамакаХијакаХијакаХаумејаХаумејаСеднаСедна2007 OR102007 OR10ВејвотВејвотКваварКваварВантВантОркОркПодатотека:EightTNOs-mk.svg
Уметничка споредба на Плутон , Ерида , Макемаке , Хауме?а , Седна , 2007 OR 10 , Квавар , Орк и Зем?ата заедно со Месечината
[ ]

Во 2000 година биле откриени голем бро? КПО со пречник поме?у 500 и 1500 километри, пове?е од половина од онаа на Плутон (пречник 2370 км). 50000 Квавар , класичен КПО откриен во 2002 година, има над 1.200 км пречник. Макемаке и Хауме?а , откриени на 29 ?ули 2005 година, биле уште поголеми. Други об?екти, како што се 28978 Иксион (откриен во 2001 година) и 20000 Варуна (откриен во 2000 година), се со големина од приближно 500 километри.

Плутон [ уреди | уреди извор ]

Открива?ето на овие големи КПО во орбити слични на плутоновите, навело многумина да заклучат дека, освен неговата релативна големина, Плутон не се разликува особено од другите членови на Ка?перовиот По?ас. Не само што овие об?екти се слични по големина на Плутон, туку многумина имаат и сателити и се со сличен состав (метан и ?аглерод моноксид се прона?дени и на Плутон и на на?големите КПО). Така, исто како што Церера се сметала за планета пред открива?ето на не?зините колеги астероиди , некои почнале да сугерираат дека и Плутон може да биде рекласифициран.

Праша?ето било актуелно со открива?ето на Ерида , об?ект во расфрланиот диск многу подалеку од Ка?перовиот По?ас, за ко? сега е познато дека е 27% помасивен од Плутон. [91] (Првично се мислело дека е поголем од Плутон по волумен, но миси?ата Нови Хоризонти открила дека тоа не е така. Како одговор на тоа, Ме?ународниот астрономски со?уз (МАС) била принудена да дефинира што е планета за прв пат, и со тоа го вклучила во нивната дефиници?а дека планетата мора да го ? исчистила соседството околу сво?ата орбита “. [92] Биде??и Плутон ?а дели сво?ата орбита со многу други значителни об?екти, се сметало дека не ?а исчистил сво?ата орбита и на то? начин бил прекласифициран од планета во ?у?еста планета , што го прави член на Ка?перовиот По?ас.

Иако Плутон е моментално на?големиот познат КПО, постои барем еден познат поголем об?ект во моментов надвор од Ка?перовиот По?ас ко? на?веро?атно потекнува од него: Нептуновата месечина Тритон (ко?а, како што е об?аснето погоре, веро?атно е заробена KПO).

Од 2008 година, само пет об?екти во Сончевиот Систем (Церера, Ерида, Плутон, Макемаке и Хауме?а ) се наведени како ?у?ести планети од страна на Ме?ународниот астрономски со?уз . 90482 Орк , 28978 Иксион и многу други об?екти на Ка?перовиот По?ас се доволно големи за да бидат во хидростатска рамнотежа; пове?ето од нив веро?атно ?е се квалификуваат кога ?е се знае пове?е за нив. [93] [94] [95]

Сателити [ уреди | уреди извор ]

За шесте на?големи ( Ерида , Плутон , Гунггунг, Макемаке , Хауме?а и Квавар) се знае дека имаат сателити, а два од нив имаат пове?е од еден. Поголем процент од поголемите KПO имаат сателити отколку помалите об?екти во Ка?перовиот По?ас, што укажува на тоа дека е одговорен различен механизам за формира?е. [96] Исто така, има голем бро? бинарни датотеки (два об?екти доволно блиску по маса за да кружат ? еден на друг “) во Ка?перовиот По?ас. На?забележителен пример е бинарниот Плутон-Харон, но се проценува дека околу 11% од об?ектите кои посто?ат во бинарни датотеки. [97]

Истражува?е [ уреди | уреди извор ]

486958 Арокот (зелени кругови), избраната цел за об?ект миси?ата на Ка?перовиот По?ас Нови Хоризонти

На 19 ?ануари 2006 година било лансиран првото вселенско летало за истражува?е на Ка?перовиот По?ас, Нови Хоризонти , кое прелетало покра? Плутон на 14 ?ули 2015 година. Надвор од прелетува?ето на Плутон, целта на миси?ата била да лоцира и истражи други, подалечни об?екти во Ка?перовиот По?ас. [98]

Ди?аграм што ?а покажува местоположбата на 486958 Арокот
Композитната слика на Нови Хоризонти во бо?а на Арокот ?а покажува сво?ата црвена бо?а, што укажува на органски соединени?а. [99] Засега, то? е единствениот КПО покра? Плутон и неговите сателити што било посетено од вселенско летало.

На 15 октомври 2014 година, било откриено дека Хабл открил три потенци?ални цели, привремено означени PT1 (?потенци?ална цел 1“), PT2 и PT3 од тимот на Нови Хоризонти . [100] [101] Пречникот на об?ектите се проценува на 30-55 км опсег; премногу мал за да се види со зем?ени телескопи, на оддалеченост од Сонцето од 43?44 ае, што би ги ставило средбите во периодот 2018?2019 година. [102] Првичната проценка за веро?атноста дека овие об?екти се достапни во рамките на бу?етот на гориво на Нови Хоризонти се 100%, 7%, и 97%, соодветно. [102] Сите се членови на класичниот Ка?перовиот ?ладен“ по?ас (низок наклон , ниска ексцентричност ), а со тоа и многу различни од Плутон. PT1 на?поволно сместен об?ект, бил со магнитуда 26,8, 30?45 км во пречник, а се сретнал во ?ануари 2019 година. [103] Откако биле обезбедени доволно орбитални информации, Центарот за мали планети дал офици?ални ознаки на трите целни КПО: 2014 MU 69 (PT1), 2014 OS 393 (PT2) и 2014 PN 70 (PT3). До есента 2014 година, можната четврта цел, 2014 MT 69 , била елиминирана со дополнителни наб?удува?а. PT2 не бил во функци?а пред прелетува?ето на Плутон. [104] [105]

На 26 август 2015 година, била избрана 2014 MU 69 (наречена ? Ultima Thule “ и подоцна 486958 Арокот). Приспособува?ето на курсот се случило кон кра?от на октомври и почетокот на ноември 2015 година, што довело до прелетува?е во ?ануари 2019 година. [106] На 1 ?ули 2016 година, НАСА одобрила дополнително финансира?е за Нови Хоризонти за да го посети об?ектот. [107]

На 2 декември 2015 година, Нови Хоризонти го открил она што тогаш било наречено 1994 JR 1 (подоцна наречено 15810 Арван ) од 170 милиони километри подалеку, а фотографиите го прикажуваат обликот на об?ектот и еден или два детали. [108]

На 1 ?ануари 2019 година, Нови Хоризонти успешно прелетале покра? Арокот , вра?а??и ги податоците што покажуваат дека Арокот е контактно дво?на мала планета 32 км во должина од 16 км широк. [109] Инструментот Ралф на New Horizons ?а потврди црвената бо?а на Арокот . Податоците од прелетува?ето ?е продолжат да се преземаат во текот на следните 20 месеци.

Не се планирани дополнителни мисии за Нови Хоризонти , иако се проучени на?малку два концепта за мисии кои би се вратиле во орбитата или слетале на Плутон. [110] [111] Надвор од Плутон, посто?ат многу големи КПО кои не можат да се посетат со Нови Хоризонти , како што се ?у?естите планети Макемаке и Хауме?а . Новите мисии ?е имаат задача детално да ги истражат и проучуваат овие об?екти. Thales Alenia Space ?а проучувал логистиката на орбитарска миси?а во Хауме?а, [112] научна цел со висок приоритет поради не?зиниот статус како родителско тело на судирно семе?ство кое вклучува неколку други заднептунски об?екти, како и прстенот на Хауме?а и две месечини. Главниот автор, ?оел Понси, се залагал за нова технологи?а ко?а ?е им овозможи на вселенските летала да стигнат и да кружат околу КПО за 10-20 години или помалку. [113] Главниот истражувач на Нови Хоризонти, Алан Стерн, неформално предложил мисии кои би прелетале покра? планетите Уран или Нептун пред да ги посетат новите цели на KПO, [114] со што ?е го унапредат истражува?ето на Ка?перовиот По?ас додека исто така ?е ги посетат и овие ледени ?иновски планети за прв пат по Во?а?ер 2. во 1980-тите.

Студии и мисии [ уреди | уреди извор ]

Диза?н за напреден концепт на сонда од 1999 година

Квавар се сметал за прелетна цел со сонда чи?а задача би била да ?а истражува ме?у?вездената средина; Пон Брант од лаборатори?ата за применета физика, ?он Хопкинс и неговите колеги проучувале сонда што би прелетала покра? Квавар во 2030-тите пред да продолжи до ме?у?вездената средина низ хелиосферскиот нос. [115] [116] Ме?у нивните интереси во Квавар се неговата веро?атно исчезнувачка атмосфера на метан и криовулканизам. [115] Миси?ата што ?а проучувале Брант и неговите колеги ?е започне со користе?е на систем за вселенско лансира?е и ?е постигне 30 km/s користе??и прелет покра? ?упитер. Алтернативно, за миси?а на шатлот, една студи?а об?авена во 2012 година заклучила дека Иксион и Ху?а се ме?у пове?ето остварливи цели. [117] На пример, авторите пресметале дека орбитарска миси?а би можела да стигне до Иксион по 17 години крстаре?е доколку биде лансирана во 2039 година.

Екстра-сончеви Ка?перови по?аси [ уреди | уреди извор ]

Дискови со отпад околу ?вездите HD 139664 и HD 53143

До 2006 година, астрономите решиле дилема за дискови од прашина за кои се сметало дека се структури слични на Ка?перовиот По?ас околу девет други ?везди освен Сонцето. Се смета дека тие спа?аат во две категории: широки по?аси, со полупречник од над 50 ае и тесни по?аси (привремено како оно? на Сончевиот Систем) со полупречници поме?у 20 и 30 ае и релативно остри граници. [118] Покра? ова, 15-20% од ?вездите од сончевиот тип имаат забележан инфрацрвен вишок што укажува на масивни структури слични на Ка?перовиот По?ас. [119] Пове?ето познати отпадни дискови околу другите ?везди се прилично млади, но двете снимки од десната страна, направени од вселенскиот телескоп Хабл во ?ануари 2006 година, се доволно стари (околу 300 милиони години) за да се сместат во стабилни конфигурации. Левата слика е ? горен поглед “ на широк по?ас, а десната слика е ? поглед на работ “ на тесниот по?ас. [118] [120] Комп?утерски симулации на прашина во Ка?перовиот По?ас сугерираат дека кога бил помлад, можеби наликувал на тесните прстени што се гледаат околу помладите ?везди. [121]

Белешки [ уреди | уреди извор ]

  1. ↑ Литературата е неконзистентна во употребата на термините ?расеан диск“ и ?Ка?перов По?ас“. За некои, тие се различни популации; за други, расфрланиот диск е дел од Ка?перовиот По?ас. Авторите може дури и да се префрлаат поме?у овие две употреби во една публикаци?а. [13] Биде??и Центарот за мали планети на Ме?ународниот астрономски со?уз, телото одговорно за каталогизира?е на мали планети во Сончевиот Систем, ?а прави разликата, [14] , уредничкиот избор за статиите на Википеди?а за заднептунскиот регион е да се направи и оваа разлика. На Википеди?а, Ерис, на?масивниот познат заднептунски об?ект, не е дел од Ка?перовиот По?ас и тоа го прави Плутон на?масивниот об?ект на Ка?перовиот По?ас.

Наводи [ уреди | уреди извор ]

  1. ↑ ?Kuiper belt | Definition of Kuiper belt by Lexico“ . Lexico Dictionaries | English . Архивирано од изворникот на 2021-11-26 . Посетено на 2021-11-26 .
  2. ↑ Stern, Alan; Colwell, Joshua E. (1997). ?Collisional erosion in the primordial Edgeworth-Kuiper belt and the generation of the 30?50 AU Kuiper gap“. The Astrophysical Journal . 490 (2): 879?882. Bibcode : 1997ApJ...490..879S . doi : 10.1086/304912 .
  3. ↑ 3,0 3,1 Delsanti, Audrey; Jewitt, David (2006). The Solar System beyond the Planets (PDF) . Institute for Astronomy. University of Hawaii. Bibcode : 2006ssu..book..267D . Архивирано од изворникот (PDF) на September 25, 2007 . Посетено на March 9, 2007 .
  4. ↑ Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V. ; Vasilyev, M.V.; Yagudina, E.I. (July 2002). ?Hidden Mass in the Asteroid Belt“. Icarus . 158 (1): 98?105. Bibcode : 2002Icar..158...98K . doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
  5. ↑ Christensen, Lars Lindberg. ?IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes“ . IAU . Посетено на 25 May 2021 .
  6. ↑ Christensen, Lars Lindberg. ?IAU names fifth dwarf planet Haumea“ . IAU . Посетено на 25 May 2021 .
  7. ↑ Christensen, Lars Lindberg. ?Fourth dwarf planet named Makemake“ . IAU . Посетено на 25 May 2021 .
  8. ↑ Johnson, Torrence V.; and Lunine, Jonathan I.; Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System , Nature, Vol. 435, pp. 69?71
  9. ↑ Craig B. Agnor; Douglas P. Hamilton (2006). ?Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“ (PDF) . Nature . 441 (7090): 192?4. Bibcode : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038/nature04792 . PMID   16688170 . Архивирано од изворникот (PDF) на June 21, 2007 . Посетено на June 20, 2006 .
  10. ↑ 10,0 10,1 Jewitt, David; Luu, Jane (1993). ?Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1“. Nature . 362 (6422): 730?732. Bibcode : 1993Natur.362..730J . doi : 10.1038/362730a0 .
  11. ↑ ?The PI's Perspective“ . New Horizons . August 24, 2012. Архивирано од изворникот на November 13, 2014.
  12. ↑ 12,0 12,1 Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). ?Comet Populations and Cometary Dynamics“ . Во Lucy Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (уред.). Encyclopedia of the Solar System (2. изд.). Amsterdam; Boston: Academic Press. стр.  575?588 . ISBN   978-0-12-088589-3 .
  13. ↑ Ва?сман и ?онсон, 2007 година, ?Енциклопеди?а на Сончевиот Систем“, стр. 584
  14. ↑ IAU: Minor Planet Center (January 3, 2011). ?List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects“ . Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics . Посетено на January 3, 2011 .
  15. ↑ Gerard FAURE (2004). ?Description of the System of Asteroids as of May 20, 2004“ . Архивирано од изворникот на May 29, 2007 . Посетено на June 1, 2007 .
  16. ↑ ?Where is the Edge of the Solar System?“ . Goddard Media Studios . NASA's Goddard Space Flight Center. 5 September 2017 . Посетено на 2019-09-22 .
  17. ↑ Randall, Lisa (2015). Dark Matter and the Dinosaurs . New York: Ecco/HarperCollins Publishers. ISBN   978-0-06-232847-2 .
  18. ↑ ?What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?)“ . International Comet Quarterly . Посетено на October 24, 2010 .
  19. ↑ Davies, John K.; McFarland, J.; Bailey, Mark E.; Marsden, Brian G.; Ip, W. I. (2008). ?The Early Development of Ideas Concerning the Transneptunian Region“ (PDF) . Во M. Antonietta Baracci; Hermann Boenhardt; Dale Cruikchank; Alessandro Morbidelli (уред.). The Solar System Beyond Neptune . University of Arizona Press. стр. 11?23. Архивирано од изворникот (PDF) на February 20, 2015 . Посетено на November 5, 2014 .
  20. ↑ 20,00 20,01 20,02 20,03 20,04 20,05 20,06 20,07 20,08 20,09 20,10 20,11 20,12 20,13 Davies, John K. (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system . Cambridge University Press.
  21. ↑ David Jewitt. ?WHY "KUIPER" BELT?“ . University of Hawaii . Посетено на June 14, 2007 .
  22. ↑ Rao, M. M. (1964). ?Decomposition of Vector Measures“ (PDF) . Proceedings of the National Academy of Sciences . 51 (5): 771?774. Bibcode : 1964PNAS...51..771R . doi : 10.1073/pnas.51.5.771 . PMC   300359 . PMID   16591174 . Архивирано од изворникот (PDF) на 2016-06-03 . Посетено на 2021-11-26 .
  23. ↑ CT Kowal; W Liller; BG Marsden (1977). ?The discovery and orbit of /2060/ Chiron“. In: Dynamics of the Solar System; Proceedings of the Symposium . 81 : 245. Bibcode : 1979IAUS...81..245K .
  24. ↑ JV Scotti; DL Rabinowitz; CS Shoemaker; EM Shoemaker; DH Levy; TM King; EF Helin; J Alu; K Lawrence (1992). ?1992 AD“. IAU Circ . 5434 : 1. Bibcode : 1992IAUC.5434....1S .
  25. ↑ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E. (2004). ?Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics“. MNRAS . 354 (3): 798?810. arXiv : astro-ph/0407400 . Bibcode : 2004MNRAS.354..798H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x .
  26. ↑ David Jewitt (2002). ?From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter“ . The Astronomical Journal . 123 (2): 1039?1049. Bibcode : 2002AJ....123.1039J . doi : 10.1086/338692 .
  27. ↑ Oort, J. H. (1950). ?The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin“. Bull. Astron. Inst. Neth . 11 : 91. Bibcode : 1950BAN....11...91O .
  28. ↑ J.A. Fernandez (1980). ?On the existence of a comet belt beyond Neptune“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 192 (3): 481?491. Bibcode : 1980MNRAS.192..481F . doi : 10.1093/mnras/192.3.481 .
  29. ↑ M. Duncan; T. Quinn; S. Tremaine (1988). ?The origin of short-period comets“. Astrophysical Journal . 328 : L69. Bibcode : 1988ApJ...328L..69D . doi : 10.1086/185162 .
  30. ↑ Marsden, B.S.; Jewitt, D.; Marsden, B.G. (1993). ?1993 FW“. IAU Circ . 5730 : 1. Bibcode : 1993IAUC.5730....1L .
  31. ↑ Dyches, Preston. ?10 Things to Know About the Kuiper Belt“ . NASA Solar System Exploration . Посетено на 2019-12-01 .
  32. ↑ 32,0 32,1 ?The Kuiper Belt at 20“ . Astrobiology Magazine . 2012-09-01 . Посетено на 2019-12-01 .
  33. ↑ Voosen, Paul (2019-01-01). ?Surviving encounter beyond Pluto, NASA probe begins relaying view of Kuiper belt object“ . Science . AAAS . Посетено на 2019-12-01 .
  34. ↑ Clyde Tombaugh, "The Last Word", Letters to the Editor, Sky & Telescope , December 1994, p. 8
  35. ↑ M. C. de Sanctis; M. T. Capria; A. Coradini (2001). ?Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects“. The Astronomical Journal . 121 (5): 2792?2799. Bibcode : 2001AJ....121.2792D . doi : 10.1086/320385 .
  36. ↑ ?Discovering the Edge of the Solar System“ . American Scientists.org . 2003. Архивирано од изворникот на March 15, 2009 . Посетено на June 23, 2007 .
  37. ↑ Michael E. Brown; Margaret Pan (2004). ?The Plane of the Kuiper Belt“ (PDF) . The Astronomical Journal . 127 (4): 2418?2423. Bibcode : 2004AJ....127.2418B . doi : 10.1086/382515 . Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  38. ↑ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1998). ?Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts“ (PDF) . Icarus . 141 (2): 367. Bibcode : 1999Icar..141..367P . doi : 10.1006/icar.1999.6166 . Архивирано од изворникот (PDF) на August 9, 2007 . Посетено на June 23, 2007 .
  39. ↑ Lunine, Jonathan I. (2003). ?The Kuiper Belt“ (PDF) . Архивирано од изворникот (PDF) на 2007-08-09 . Посетено на June 23, 2007 .
  40. ↑ Jewitt, D. (February 2000). ?Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs)“ . Архивирано од изворникот на June 9, 2007 . Посетено на June 23, 2007 .
  41. ↑ Murdin, P. (2000). ?Cubewano“. The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics . Bibcode : 2000eaa..bookE5403. . doi : 10.1888/0333750888/5403 . ISBN   978-0-333-75088-9 .
  42. ↑ Elliot, J. L.; и др. (2005). ?The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population“ (PDF) . The Astronomical Journal . 129 (2): 1117?1162. Bibcode : 2005AJ....129.1117E . doi : 10.1086/427395 .
  43. ↑ Petit, J.-M.; Gladman, B.; Kavelaars, J.J.; Jones, R.L.; Parker, J. (2011). ?Reality and origin of the Kernel of the classical Kuiper Belt“ (PDF) . EPSC-DPS Joint Meeting (October 2?7, 2011).
  44. ↑ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro (2003). ?The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration“. Nature . 426 (6965): 419?421. Bibcode : 2003Natur.426..419L . doi : 10.1038/nature02120 . PMID   14647375 .
  45. ↑ Stephens, Denise C.; Noll, Keith S. (2006). ?Detection of Six Trans-Neptunian Binaries with NICMOS: A High Fraction of Binaries in the Cold Classical Disk“. The Astronomical Journal . 130 (2): 1142?1148. arXiv : astro-ph/0510130 . Bibcode : 2006AJ....131.1142S . doi : 10.1086/498715 .
  46. ↑ 46,0 46,1 46,2 Fraser, Wesley C.; Brown, Michael E.; Morbidelli, Alessandro; Parker, Alex; Batygin, Konstantin (2014). ?The Absolute Magnitude Distribution of Kuiper Belt Objects“. The Astrophysical Journal . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Bibcode : 2014ApJ...782..100F . doi : 10.1088/0004-637X/782/2/100 .
  47. ↑ Levison, Harold F.; Stern, S. Alan (2001). ?On the Size Dependence of the Inclination Distribution of the Main Kuiper Belt“. The Astronomical Journal . 121 (3): 1730?1735. arXiv : astro-ph/0011325 . Bibcode : 2001AJ....121.1730L . doi : 10.1086/319420 .
  48. ↑ Parker, Alex H.; Kavelaars, J.J.; Petit, Jean-Marc; Jones, Lynne; Gladman, Brett; Parker, Joel (2011). ?Characterization of Seven Ultra-wide Trans-Neptunian Binaries“. The Astrophysical Journal . 743 (1): 159. arXiv : 1108.2505 . Bibcode : 2011AJ....141..159N . doi : 10.1088/0004-6256/141/5/159 .
  49. ↑ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa; Gomes, R. (2008). ?Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune“. Icarus . 196 (1): 258?273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode : 2008Icar..196..258L . doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 .
  50. ↑ ?List Of Transneptunian Objects“ . Minor Planet Center . Посетено на June 23, 2007 .
  51. ↑ Chiang; Jordan, A. B.; Millis, R. L.; Buie, M. W.; Wasserman, L. H.; Elliot, J. L.; и др. (2003). ?Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances“. The Astronomical Journal . 126 (1): 430?443. arXiv : astro-ph/0301458 . Bibcode : 2003AJ....126..430C . doi : 10.1086/375207 .
  52. ↑ Wm. Robert Johnston (2007). ?Trans-Neptunian Objects“ . Посетено на June 23, 2007 .
  53. ↑ E.I. Chiang; M.E. Brown (1999). ?Keck pencil-beam survey for faint Kuiper belt objects“ (PDF) . The Astronomical Journal . 118 (3): 1411. arXiv : astro-ph/9905292 . Bibcode : 1999AJ....118.1411C . doi : 10.1086/301005 . Посетено на July 1, 2007 .
  54. ↑ Bernstein, G. M.; Trilling, D. E.; Allen, R. L.; Brown, K. E.; Holman, M.; Malhotra, R. (2004). ?The size distribution of transneptunian bodies“. The Astronomical Journal . 128 (3): 1364?1390. arXiv : astro-ph/0308467 . Bibcode : 2004AJ....128.1364B . doi : 10.1086/422919 .
  55. ↑ Michael Brooks (2005). ?13 Things that do not make sense“ . NewScientistSpace.com . Посетено на October 12, 2018 .
  56. ↑ Govert Schilling (2008). ?The mystery of Planet X“ . New Scientist . Посетено на February 8, 2008 .
  57. ↑ ?Pluto may have ammonia-fueled ice volcanoes“ . Astronomy Magazine . November 9, 2015. Архивирано од изворникот на March 4, 2016.
  58. ↑ Nesvorny, David; Youdin, Andrew N.; Richardson, Derek C. (2010). ?Formation of Kuiper Belt Binaries by Gravitational Collapse“. The Astronomical Journal . 140 (3): 785?793. arXiv : 1007.1465 . Bibcode : 2010AJ....140..785N . doi : 10.1088/0004-6256/140/3/785 .
  59. ↑ Tsiganis, K.; Gomes, R.; Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2005). ?Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System“. Nature . 435 (7041): 459?461. Bibcode : 2005Natur.435..459T . doi : 10.1038/nature03539 . PMID   15917800 .
  60. ↑ Thommes, E.W.; Duncan, M.J.; Levison, Harold F. (2002). ?The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn“. The Astronomical Journal . 123 (5): 2862?2883. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode : 2002AJ....123.2862T . doi : 10.1086/339975 .
  61. ↑ Parker, Alex H.; Kavelaars, J.J. (2010). ?Destruction of Binary Minor Planets During Neptune Scattering“. The Astrophysical Journal Letters . 722 (2): L204?L208. arXiv : 1009.3495 . Bibcode : 2010ApJ...722L.204P . doi : 10.1088/2041-8205/722/2/L204 .
  62. ↑ Lovett, R. (2010). ?Kuiper Belt may be born of collisions“. Nature . doi : 10.1038/news.2010.522 .
  63. ↑ 63,0 63,1 Nesvorny, David; Morbidelli, Alessandro (2012). ?Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets“. The Astronomical Journal . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Bibcode : 2012AJ....144..117N . doi : 10.1088/0004-6256/144/4/117 .
  64. ↑ Nesvorny, David (2015). ?Evidence for slow migration of Neptune from the inclination distribution of Kuiper belt objects“. The Astronomical Journal . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Bibcode : 2015AJ....150...73N . doi : 10.1088/0004-6256/150/3/73 .
  65. ↑ Nesvorny, David (2015). ?Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel“. The Astronomical Journal . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Bibcode : 2015AJ....150...68N . doi : 10.1088/0004-6256/150/3/68 .
  66. ↑ Fraser, Wesley; и др. (2017). ?All planetesimals born near the Kuiper belt formed as binaries“. Nature Astronomy . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Bibcode : 2017NatAs...1E..88F . doi : 10.1038/s41550-017-0088 .
  67. ↑ Wolff, Schuyler; Dawson, Rebekah I.; Murray-Clay, Ruth A. (2012). ?Neptune on Tiptoes: Dynamical Histories that Preserve the Cold Classical Kuiper Belt“. The Astrophysical Journal . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Bibcode : 2012ApJ...746..171W . doi : 10.1088/0004-637X/746/2/171 .
  68. ↑ Morbidelli, A.; Gaspar, H.S.; Nesvorny, D. (2014). ?Origin of the peculiar eccentricity distribution of the inner cold Kuiper belt“. Icarus . 232 : 81?87. arXiv : 1312.7536 . Bibcode : 2014Icar..232...81M . doi : 10.1016/j.icarus.2013.12.023 .
  69. ↑ 69,0 69,1 69,2 Brown, Michael E. (2012). ?The Compositions of Kuiper Belt Objects“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 40 (1): 467?494. arXiv : 1112.2764 . Bibcode : 2012AREPS..40..467B . doi : 10.1146/annurev-earth-042711-105352 .
  70. ↑ David C. Jewitt; Jane Luu (2004). ?Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar“ (PDF) . Nature . 432 (7018): 731?3. Bibcode : 2004Natur.432..731J . doi : 10.1038/nature03111 . PMID   15592406 . Архивирано од изворникот (PDF) на June 21, 2007 . Посетено на June 21, 2007 .
  71. ↑ ?Exiled Asteroid Discovered in Outer Reaches of Solar System ? ESO telescopes find first confirmed carbon-rich asteroid in Kuiper Belt“ . www.eso.org . Посетено на May 12, 2018 .
  72. ↑ 72,0 72,1 Dave Jewitt (2004). ?Surfaces of Kuiper Belt Objects“ . University of Hawaii . Архивирано од изворникот на June 9, 2007 . Посетено на June 21, 2007 .
  73. ↑ 73,0 73,1 Jewitt, David; Luu, Jane (1998). ?Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt“ (PDF) . The Astronomical Journal . 115 (4): 1667?1670. Bibcode : 1998AJ....115.1667J . doi : 10.1086/300299 . Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  74. ↑ Jewitt, David C.; Luu, Jane X. (2001). ?Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects“. The Astronomical Journal . 122 (4): 2099?2114. arXiv : astro-ph/0107277 . Bibcode : 2001AJ....122.2099J . doi : 10.1086/323304 .
  75. ↑ Brown, R. H.; Cruikshank, DP; Pendleton, Y; Veeder, GJ (1997). ?Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC“ . Science . 276 (5314): 937?9. Bibcode : 1997Sci...276..937B . doi : 10.1126/science.276.5314.937 . PMID   9163038 .
  76. ↑ Wong, Ian; Brown, Michael E. (2017). ?The bimodal color distribution of small Kuiper Belt objects“. The Astronomical Journal . 153 (4): 145. arXiv : 1702.02615 . Bibcode : 2017AJ....153..145W . doi : 10.3847/1538-3881/aa60c3 .
  77. ↑ Brown, Michael E.; Blake, Geoffrey A.; Kessler, Jacqueline E. (2000). ?Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000 EB173“. The Astrophysical Journal . 543 (2): L163. Bibcode : 2000ApJ...543L.163B . CiteSeerX   10.1.1.491.4308 . doi : 10.1086/317277 .
  78. ↑ Licandro; Oliva; Di MArtino (2001). ?NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106“. Astronomy and Astrophysics . 373 (3): L29. arXiv : astro-ph/0105434 . Bibcode : 2001A&A...373L..29L . doi : 10.1051/0004-6361:20010758 .
  79. ↑ Pitjeva, E. V.; Pitjev, N. P. (30 October 2018). ?Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft“. Astronomy Letters . 44 (89): 554?566. arXiv : 1811.05191 . Bibcode : 2018AstL...44..554P . doi : 10.1134/S1063773718090050 .
  80. ↑ Nesvorny, David; Vokrouhlicky, David; Bottke, William F.; Noll, Keith; Levison, Harold F. (2011). ?Observed Binary Fraction Sets Limits on the Extent of Collisional Grinding in the Kuiper Belt“. The Astronomical Journal . 141 (5): 159. arXiv : 1102.5706 . Bibcode : 2011AJ....141..159N . doi : 10.1088/0004-6256/141/5/159 .
  81. ↑ Morbidelli, Alessandro; Nesvorny, David (2020). ?Kuiper belt: formation and evolution“. The Trans-Neptunian Solar System . стр. 25?59. arXiv : 1904.02980 . doi : 10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3 . ISBN   9780128164907 .
  82. ↑ Shankman, C.; Kavelaars, J. J.; Gladman, B. J.; Alexandersen, M.; Kaib, N.; Petit, J.-M.; Bannister, M. T.; Chen, Y.-T.; Gwyn, S. (2016). ?OSSOS. II. A Sharp Transition in the Absolute Magnitude Distribution of the Kuiper Belt's Scattering Population“. The Astronomical Journal . 150 (2): 31. arXiv : 1511.02896 . Bibcode : 2016AJ....151...31S . doi : 10.3847/0004-6256/151/2/31 .
  83. ↑ Alexandersen, Mike; Gladman, Brett; Kavelaars, J.J.; Petit, Jean-Marc; Gwyn, Stephen; Shankman, Cork (2014). ?A carefully characterised and tracked Trans-Neptunian survey, the size-distribution of the Plutinos and the number of Neptunian Trojans“. The Astronomical Journal . 152 (5): 111. arXiv : 1411.7953 . doi : 10.3847/0004-6256/152/5/111 .
  84. ↑ ?Hubble Finds Smallest Kuiper Belt Object Ever Seen“ . HubbleSite. December 2009 . Посетено на June 29, 2015 .
  85. ↑ Schlichting, H. E.; Ofek, E. O.; Wenz, M.; Sari, R.; Gal-Yam, A.; Livio, M.; и др. (December 2009). ?A single sub-kilometre Kuiper belt object from a stellar occultation in archival data“. Nature . 462 (7275): 895?897. arXiv : 0912.2996 . Bibcode : 2009Natur.462..895S . doi : 10.1038/nature08608 . PMID   20016596 .
  86. ↑ Schlichting, H. E.; Ofek, E. O.; Wenz, M.; Sari, R.; Gal-Yam, A.; Livio, M.; и др. (December 2012). ?Measuring the Abundance of Sub-kilometer-sized Kuiper Belt Objects Using Stellar Occultations“. The Astrophysical Journal . 761 (2): 10. arXiv : 1210.8155 . Bibcode : 2012ApJ...761..150S . doi : 10.1088/0004-637X/761/2/150 . 150.
  87. ↑ 87,0 87,1 ?List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects“ . IAU: Minor Planet Center . Посетено на October 27, 2010 .
  88. ↑ David Jewitt (2005). ?The 1000 km Scale KBOs“ . University of Hawaii . Посетено на July 16, 2006 .
  89. ↑ Craig B. Agnor; Douglas P. Hamilton (2006). ?Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“ (PDF) . Nature . 441 (7090): 192?194. Bibcode : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038/nature04792 . PMID   16688170 . Архивирано од изворникот (PDF) на June 21, 2007 . Посетено на October 29, 2007 .
  90. ↑ Encrenaz, Therese; Kallenbach, R.; Owen, T.; Sotin, C. (2004). TRITON, PLUTO, CENTAURS, AND TRANS-NEPTUNIAN BODIES . NASA Ames Research Center . Springer. ISBN   978-1-4020-3362-9 . Посетено на June 23, 2007 .
  91. ↑ Mike Brown (2007). ?Dysnomia, the moon of Eris“ . Caltech . Посетено на June 14, 2007 .
  92. ↑ ?Resolution B5 and B6“ (PDF) . International Astronomical Union. 2006.
  93. ↑ ?Ixion“ . eightplanets.net . Архивирано од изворникот на May 2, 2012 . Посетено на June 23, 2007 .
  94. ↑ John Stansberry; Will Grundy; Mike Brown; Dale Cruikshank; John Spencer; David Trilling; Jean-Luc Margot (2007). Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope . arXiv : astro-ph/0702538 . Bibcode : 2008ssbn.book..161S .
  95. ↑ ?IAU Draft Definition of Planet“ . IAU . 2006. Архивирано од изворникот на August 27, 2008 . Посетено на October 26, 2007 .
  96. ↑ Brown, M. E. ; Van Dam, M. A.; Bouchez, A. H.; Le Mignant, D.; Campbell, R. D.; Chin, J. C. Y.; Conrad, A.; Hartman, S. K.; Johansson, E. M. (2006). ?Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects“ (PDF) . The Astrophysical Journal . 639 (1): L43?L46. arXiv : astro-ph/0510029 . Bibcode : 2006ApJ...639L..43B . doi : 10.1086/501524 . Посетено на October 19, 2011 .
  97. ↑ Agnor, C.B.; Hamilton, D.P. (2006). ?Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“ (PDF) . Nature . 441 (7090): 192?4. Bibcode : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038/nature04792 . PMID   16688170 .
  98. ↑ ?New Frontiers Program: New Horizons Science Objectives“ . NASA ? New Frontiers Program . Архивирано од изворникот на April 15, 2015 . Посетено на April 15, 2015 .
  99. ↑ ?NASA's New Horizons Team Publishes First Kuiper Belt Flyby Science Results“ . NASA. May 16, 2019 . Посетено на May 16, 2019 .
  100. ↑ ?NASA's Hubble Telescope Finds Potential Kuiper Belt Targets for New Horizons Pluto Mission“ . press release . Johns Hopkins Applied Physics Laboratory . October 15, 2014. Архивирано од изворникот на October 16, 2014 . Посетено на October 16, 2014 .
  101. ↑ Buie, Marc (October 15, 2014). ?New Horizons HST KBO Search Results: Status Report“ (PDF) . Space Telescope Science Institute . стр. 23. Архивирано од изворникот (PDF) на 2015-07-27 . Посетено на 2021-11-26 .
  102. ↑ 102,0 102,1 Lakdawalla, Emily (October 15, 2014). ?Finally! New Horizons has a second target“ . Planetary Society blog . Planetary Society . Архивирано од изворникот на October 15, 2014 . Посетено на October 15, 2014 .
  103. ↑ Stromberg, Joseph (April 14, 2015). ?NASA's New Horizons probe was visiting Pluto ? and just sent back its first color photos“ . Vox . Посетено на April 14, 2015 .
  104. ↑ Corey S. Powell (March 29, 2015). ?Alan Stern on Pluto's Wonders, New Horizons' Lost Twin, and That Whole "Dwarf Planet" Thing“ . Архивирано од изворникот на 2019-11-16 . Посетено на 2021-11-26 .
  105. ↑ Porter, S. B.; Parker, A. H.; Buie, M.; Spencer, J.; Weaver, H.; Stern, S. A.; Benecchi, S.; Zangari, A. M.; Verbiscer, A. (2015). ?Orbits and Accessibility of Potential New Horizons KBO Encounter Targets“ (PDF) . USRA-Houston (1832): 1301. Bibcode : 2015LPI....46.1301P . Архивирано од изворникот (PDF) на March 3, 2016.
  106. ↑ McKinnon, Mika (August 28, 2015). ?New Horizons Locks Onto Next Target: Let's Explore the Kuiper Belt!“ . Архивирано од изворникот на December 31, 2015.
  107. ↑ Dwayne Brown / Laurie Cantillo (July 1, 2016). ?New Horizons Receives Mission Extension to Kuiper Belt, Dawn to Remain at Ceres“ . NASA. Архивирано од изворникот на 2016-08-20 . Посетено на May 15, 2017 .
  108. ↑ New Horizons' catches a wandering Kuiper Belt Object not far off spacedaily.com Laurel MD (SPX). December 7, 2015.
  109. ↑ Corum, Jonathan (February 10, 2019). ?New Horizons Glimpses the Flattened Shape of Ultima Thule ? NASA's New Horizons spacecraft flew past the most distant object ever visited: a tiny fragment of the early solar system known as 2014 MU69 and nicknamed Ultima Thule. ? Interactive“ . The New York Times . Посетено на February 11, 2019 .
  110. ↑ Hall, Loura (2017-04-05). ?Fusion-Enabled Pluto Orbiter and Lander“ . NASA . Посетено на 2018-07-13 .
  111. ↑ ?Global Aerospace Corporation to present Pluto lander concept to NASA“ . EurekAlert! . Посетено на 2018-07-13 .
  112. ↑ Poncy, Joel; Fontdecaba Baig, Jordi; Feresin, Fred; Martinot, Vincent (2011-03-01). ?A preliminary assessment of an orbiter in the Haumean system: How quickly can a planetary orbiter reach such a distant target?“. Acta Astronautica . 68 (5?6): 622?628. Bibcode : 2011AcAau..68..622P . doi : 10.1016/j.actaastro.2010.04.011 . ISSN   0094-5765 .
  113. ↑ ?Haumea: Technique and Rationale“ . www.centauri-dreams.org . Посетено на 2018-07-13 .
  114. ↑ ?New Horizons' Dramatic Journey to Pluto Revealed in New Book“ . Space.com . Посетено на 2018-07-13 .
  115. ↑ 115,0 115,1 TVIW (2017-11-04), 22. Humanity's First Explicit Step in Reaching Another Star: The Interstellar Probe Mission , Архивирано од изворникот на 2018-10-09 , Посетено на 2018-07-24 CS1-одржува?е: бот: непознат статус на изворната URL ( link )
  116. ↑ ?Triennial Earth Sun-Summit“ . Посетено на 2018-07-24 .
  117. ↑ Gleaves, Ashley; Allen, Randall; Tupis, Adam; Quigley, John; Moon, Adam; Roe, Eric; Spencer, David; Youst, Nicholas; Lyne, James (2012-08-13). A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects ? Part II, Orbital Capture . AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference . Reston, Virginia: American Institute of Aeronautics and Astronautics. doi : 10.2514/6.2012-5066 . ISBN   9781624101823 .
  118. ↑ 118,0 118,1 Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. (2006). ?First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664“. The Astrophysical Journal . 637 (1): L57. arXiv : astro-ph/0601488 . Bibcode : 2006ApJ...637L..57K . doi : 10.1086/500305 .
  119. ↑ Trilling, D. E.; Bryden, G.; Beichman, C. A.; Rieke, G. H.; Su, K. Y. L.; Stansberry, J. A.; Blaylock, M.; Stapelfeldt, K. R.; Beeman, J. W. (February 2008). ?Debris Disks around Sun-like Stars“. The Astrophysical Journal . 674 (2): 1086?1105. arXiv : 0710.5498 . Bibcode : 2008ApJ...674.1086T . doi : 10.1086/525514 .
  120. ↑ ?Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt“ . 2006 . Посетено на July 1, 2007 .
  121. ↑ Kuchner, M. J.; Stark, C. C. (2010). ?Collisional Grooming Models of the Kuiper Belt Dust Cloud“. The Astronomical Journal . 140 (4): 1007?1019. arXiv : 1008.0904 . Bibcode : 2010AJ....140.1007K . doi : 10.1088/0004-6256/140/4/1007 .

Надворешни врски [ уреди | уреди извор ]

Планети
Прстени
Месечини
Истражува?е
( преглед )
Претпоставени
тела
Списоци
Мали
тела во
Сончевиот
Систем
Настанок
и
разво?
Преземено од ? https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ка?перов_По?ас&oldid=5151167 “