Izolovaný transneptunský objekt

Oddělené transneptunské objekty ( anglicky  oddělené objekty ) - třída objektů sluneční soustavy nacházející se za oběžnou dráhou Neptunu . Tyto objekty mají orbitální perihéliové body ve značné vzdálenosti od Neptunu a nepociťují jeho gravitační vliv, což je činí v podstatě „izolovanými“ od zbytku sluneční soustavy [1] [2] .

Jako takové se podstatně liší od většiny známých transneptunských objektů , jejichž oběžné dráhy se v různé míře změnily do současného stavu v důsledku gravitačních poruch ze setkání s plynnými obry , převážně Neptunem. Izolované objekty mají větší orbitální perihélia než jiné skupiny TNO, včetně objektů, které jsou v orbitální rezonanci s Neptunem , jako je Pluto , klasických objektů Kuiperova pásu , které nejsou v rezonanci, jako je Makemake a rozptýlených diskových objektů , jako je Eris .

Podle formální klasifikace podle Deep Survey of the Ecliptic [3] jsou izolované objekty reprezentovány objekty rozšířeného rozptýleného disku ( E-SDO ) [4] , vzdálenými oddělenými objekty (DDO ) [ 5 ] nebo pokračujícím rozptýleným diskem . To odráží dynamické přechody, které mohou existovat mezi orbitálními parametry rozptýlených diskových objektů a izolovaných objektů.   

Takových objektů se již podařilo spolehlivě identifikovat nejméně devět [6] , z nichž nejznámější je pravděpodobně Sedna .

Orbity

Samostatné objekty mají zpravidla velké oběžné dráhy s velkými excentricitami s velkými poloosami  - až několik stovek astronomických jednotek (AU, poloměr zemské oběžné dráhy). Takové dráhy nebyly výsledkem gravitačního rozptylu plynnými obry (konkrétně Neptunem ). K vysvětlení tohoto jevu byla předložena řada vysvětlení, včetně interakce s procházející hvězdou [7] a vlivu vzdálené velké planety [5] , například pátého plynného obra . Klasifikace navržená skupinou Ecliptic Deep Survey zavádí formální rozlišení mezi blízkými objekty rozptýleného disku (které by mohly být rozptýleny Neptunem) a jeho vzdálenými objekty (například (90377) Sedna ), pomocí hodnoty Tisserandova kritéria začínajícího od 3 . [3] .

Po počítačových simulacích dospěla Ann-Marie Madigan z katedry astrofyzikálních a planetárních věd a kolegové k závěru, že podivné dráhy izolovaných transneptunských objektů nelze vysvětlit existencí planety devět , ale kolektivní gravitací, protože menší objekty se pohybují z straně Slunce narážejí do větších objektů jako je Sedna, v důsledku čehož jsou větší objekty odpuzovány k okrajům sluneční soustavy a mění se parametry jejich drah [8] [9] .

Klasifikace

Oddělené objekty jsou jednou ze čtyř odlišných tříd TNO (dalšími třemi třídami jsou klasické objekty Kuiperova pásu , rezonanční transneptunské objekty a objekty rozptýleného disku ). U izolovaných objektů je perihélium zpravidla ve vzdálenosti více než 40 AU. e. brání silným interakcím s Neptunem, který má téměř kruhovou dráhu o poloměru 30 AU. e. Neexistují však jasné hranice mezi zónou rozptýlených diskových objektů a zónou izolovaných objektů, protože ve střední oblasti mohou být transneptunské objekty s perihéliem ve vzdálenosti mezi 37 a 40 AU. e. [6] Jedním takovým mezilehlým objektem s dobře definovanou orbitou je (120132) 2003 FY 128 .

Objev (90377) Sedna spolu s několika dalšími objekty, jako jsou (148209) 2000 CR105 a 2004 XR 190 (také známý jako „Buffy“), podnítil diskusi o kategorizaci vzdálených objektů, které by také mohly být součástí vnitřní Oortův oblak nebo (pravděpodobněji) přechodové objekty mezi rozptýleným diskem a vnitřní částí Oortova oblaku [2] .

Ačkoli je Sedna oficiálně považována za objekt rozptýleného disku (MPC), její objevitel Michael Brown navrhl, že od jejího perihélia je 76 AU. e. a příliš daleko od gravitačního vlivu Neptunu, takže by měl být považován za objekt vnitřního Oortova oblaku, a nikoli za součást rozptýleného disku [10] . Tato klasifikace Sedny jako samostatné entity je přijímána v nedávných publikacích [11] .

Absence významné gravitační interakce s vnějšími planetami je tedy předpokládána k vytvoření rozšířené vnější skupiny začínající někde mezi Sednou (perihelium 76 AU) a konvenčnějšími rozptýlenými diskovými objekty, jako je Eris (perihelium 37 AU). Eris je uvedena jako rozptýlený diskový objekt podle Ecliptic Deep Survey [12] .

Jedním z problémů této rozšířené kategorie je, že mohou existovat slabé rezonance, což bude obtížné prokázat kvůli chaotickým planetárním poruchám a současnému nedostatku přesného určení drah těchto vzdálených objektů. Tyto objekty mají oběžné doby delší než 300 let a většina z nich byla pozorována pouze během krátkého oblouku během několika let pozorování. Kvůli jejich velké vzdálenosti a pomalému pohybu na pozadí hvězd musí uplynout desítky let, než bude možné určit jejich orbitální parametry natolik dobře, aby bylo možné s jistotou potvrdit nebo vyloučit přítomnost rezonance. Další studium drah a potenciální rezonance těchto objektů pomůže pochopit pohyb obřích planet a vývoj sluneční soustavy. Například metody Emelianenka a Kiseleva v roce 2007 ukazují, že mnoho vzdálených objektů může být v rezonanci s Neptunem. Ukazují 10% šanci, že 2000 CR 105 je v rezonanci 1:20, 38% šanci, že 2003 QK 91 je v rezonanci 3:10 a 84% šanci, že (82075) 2000 YW 34 je v rezonanci 3:8 s Neptunem [13] . Kandidát na trpasličí planetu (145480) 2005 TB 190 se zdá mít méně než 1% šanci na rezonanci 1:4 [13] .

Kandidáti

Zde je seznam známých objektů v pořadí podle klesajícího perihelia, které nemůže Neptun snadno rozptýlit, a proto se pravděpodobně jedná o izolované objekty:

pořadové
číslo [14]
název
 Průměr
(km)
 H
 perihelion
(a.u.)
 Aphelios
(a.u.)
Zahajovací rok
 průkopníky
 Způsob
výpočtu
průměru [15]
 Typ
90377 (90377) Sedna 1200-1600 1.6 76,1 975,5 2003 Michael Brown , Chadwick Trujillo , David Rabinovich Termální [16] Samostatně [17]
2004XR190 _ 335-850 4.5 52,3 61,8 2004 Linnie Jones a další Předpokládá se Samostatně [18] [19]
2004 VN 112 130-300 6.4 47,3 614 2004 Observatoř Cerro Tololo [20] Předpokládá se Samostatně [21]
145480 2005 TB 190 ~500 4.7 46.2 106,5 2005 A. Becker a další. Předpokládá se Samostatný
148209 2000 CR 105 ~250 6.1 44,3 397 2000 Lowellova observatoř Předpokládá se Samostatně [18]
2003 291 UY ~150 7.3 41.2 57,1 2003 J. Pittikhova a další. Předpokládá se Klasický objekt Kuiperova pásu? [22]
82075 2000 YW 134 ~500 4.7 41,0 73,9 2000 vesmírné hodinky Předpokládá se 3:8 rezonanční [23]
48639 1995 TL8 ~350 5.2 40,0 64,5 1995 A. Gleason Předpokládá se Samostatný
2003 QK91 ~180 6.9 38.4 98,5 2003 J. Elliot a kol. Předpokládá se Samostatně [24]
2003 FZ129 ~150 7.3 38,0 85,6 2003 Observatoř Mauna Kea [20] Předpokládá se Samostatně [25]
134210 2005 PQ21 ~200 6.7 37.6 87,6 2005 Cerro Tololo Předpokládá se Samostatně [26]
2006 QH181 ~765 3.8 37.6 97,0 2006 Cerro Tololo [20] Předpokládá se Detašovaný nebo 1:5 rezonanční? [27]
120132 2003 FY128 ~440 4.8 37,0 61,7 2003 ELEGANTNÍ Předpokládá se Samostatně [28]
2006 HX122 ~290 5.9 36.4 102,6 2006 Mark Bue [20] Předpokládá se Detašovaný [29] nebo 2:7 rezonanční? [třicet]
2010 KZ39 _ 440-980 3.9 39.1 52,5 2010 Andrzeje Udalského Předpokládá se Izolovaný [31] nebo klasický objekt Edgeworth-Kuiper Belt [32]

Poznámky

  1. ↑ PS Lykawka; T. Mukai. Vnější planeta za Plutem a původ architektury transneptunského pásu // Astronomický časopis  :  časopis. - 2008. - Sv. 135 . — S. 1161 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1161 .  
  2. ↑ 1 2 Jewitt, David , A.Delsanti Aktualizace Sluneční soustavy za planetami ve sluneční soustavě: Aktuální a aktuální přehledy ve vědách o sluneční soustavě , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006) Předtisk článek (pdf) Archivováno 25. května 2006 na Wayback Machine
  3. ↑ 1 2 J. L. Elliot, SD Kern, KB Clancy, AAS Gulbis, RL Millis, Mark Buie, LH Wasserman, EI Chiang, AB Jordan, DE Trilling a KJ Meech. Hluboký ekliptický průzkum: Hledání objektů Kuiperova pásu a kentaurů. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 129 .
  4. ↑ Důkaz pro rozšířený rozptýlený disk? . Získáno 15. února 2011. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  5. ↑ 1 2 Rodney S. Gomes; Matese, J; Lissauer, J. Vzdálený planetární sluneční společník mohl vytvořit vzdálené oddělené objekty  // Icarus  :  journal. - Elsevier, 2006. - Sv. 184 , č. 2 . - S. 589-601 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.05.026 . - .
  6. ↑ 1 2 Lykawka, Patryk Sofia & Mukai, Tadashi. Dynamická klasifikace transneptunických objektů: Zkoumání jejich původu, evoluce a vzájemného vztahu  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2007. - Červenec ( roč. 189 , č. 1 ). - str. 213-232 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.01.001 .
  7. ↑ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. Scénáře původu drah transneptunských objektů 2000 CR 105 a 2003 VB 12  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Listopad ( roč. 128 , č. 5 ). - S. 2564-2576 . - doi : 10.1086/424617 .
  8. ↑ Kolektivní gravitace, nikoli Planeta Devět, může ovlivnit oběžné dráhy transneptunských objektů . Získáno 12. června 2018. Archivováno z originálu 12. června 2018.
  9. ↑ Kolektivní gravitace, nikoli Planeta Devět, může vysvětlit oběžné dráhy „oddělených objektů“ . Získáno 12. června 2018. Archivováno z originálu 12. června 2018.
  10. ↑ Brown, Michael Sedna (Nejchladnější nejvzdálenější známé místo ve sluneční soustavě; možná první objekt v dlouho hypotetizovaném Oortově oblaku) . California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Získáno 2. července 2008. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  11. ↑ Jewitt, David , A. Moro-Martın, P.Lacerda The Kuiper Belt and Other Debris Disks se objeví v Astrofyzice v příštím desetiletí , Springer Verlag (2009). Předtisk článku (pdf) Archivováno 18. září 2009 na Wayback Machine
  12. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a astrometrický záznam pro 136199 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (28. prosince 2007). Získáno 25. ledna 2009. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  13. ↑ 1 2 Emel'yanenko, VV Rezonanční pohyb transneptunských objektů na drahách s vysokou excentricitou  (anglicky)  // Astronomy Letters  : journal. - 2008. - Sv. 34 . - str. 271-279 . - doi : 10.1007/s11443-008-4007-9 . - . (vyžadováno předplatné)
  14. ↑ Objekty s číslem označení Minor Planets Center mají dráhu s větším počtem pozorování za delší časové období, která je proto lépe určená a bezpečnější než dráha objektů s pouze provizorním označením .
  15. ↑ "Předpokládáno" znamená, že albedo objektu je předpokládáno 0,04 a průměr objektu je vypočítán podle toho.
  16. ↑ Z měření provedených v infračervené oblasti pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu .
  17. ↑ WM Grundy, KS Noll a DC Stephens. Různorodá albeda malých transneptunských objektů  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier, 2005. - Červenec ( roč. 176 , č. 1 ). - S. 184-191 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.01.007 . ( Arxiv.org Archivováno 24. února 2020 na Wayback Machine )
  18. ↑ 1 2 E. L. Schaller a M. E. Brown. Nestálá ztráta a zadržení na objektech Kuiperova pásu  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 659 . - PI61-I.64 . - doi : 10.1086/516709 . ( PDF archivováno 24. srpna 2007 na Wayback Machine )
  19. ↑ R. L. Allen, B. Gladman. Objev objektu Kuiperova pásu s nízkou excentricitou a vysokým sklonem v 58 AU  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 640 . objevný papír. Preprint Archivováno 29. července 2020 na Wayback Machine
  20. ↑ 1 2 3 4 Seznam kentaurů a objektů na rozptýleném disku . Získáno 24. října 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  21. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 04VN112 (nedostupný odkaz) . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (8. listopadu 2007). Získáno 17. července 2008. Archivováno z originálu 15. července 2012. 
  22. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a astrometrický záznam pro 03UY291 . SwRI (Oddělení kosmických věd) (2. prosince 2005). Získáno 22. ledna 2009. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  23. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 82075 (nedostupný odkaz) . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (16. dubna 2004). Získáno 18. července 2008. Archivováno z originálu dne 8. července 2012. 
  24. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 03QK91 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (7. června 2008). Datum přístupu: 27. ledna 2009. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  25. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 03FZ129 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (10. července 2005). Datum přístupu: 27. ledna 2009. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  26. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 134210 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (30. července 2006). Datum přístupu: 24. ledna 2009. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  27. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a astrometrický záznam pro 06QH181 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (5. března 2008). Získáno 29. července 2008. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  28. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 120132 (nedostupný odkaz) . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2. dubna 2006). Získáno 22. ledna 2009. Archivováno z originálu 15. července 2012. 
  29. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam pro 06HX122 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (16. července 2007). Datum přístupu: 23. ledna 2009. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  30. ↑ MPEC 2008-K28: 2006 HX122 . Centrum Minor Planet (23. května 2008). Datum přístupu: 30. ledna 2009. Archivováno z originálu 8. července 2012.
  31. ↑ Mark Buie . Orbit Fit a Astrometrický záznam za 10KZ39 . SwRI (Oddělení vesmírných věd) (2010-06-16 s použitím 19 z 19 pozorování během 0,98 roku (356 dní)). Získáno 18. srpna 2011. Archivováno z originálu 15. července 2012.
  32. ↑ 2010 KZ39 . Středisko malých planet IAU. Získáno 18. srpna 2011. Archivováno z originálu 15. července 2012.