Obiekt odłączony
Obiekty odłączone – planetoidy krążące w zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, które nigdy nie zbliżają się do Słońca na tyle, aby wpływ grawitacyjny planet (w szczególności Neptuna) mógł zaburzyć ich orbitę. Z tego powodu uważa się je za „odłączone” od reszty Układu Słonecznego[1][2].
Obiekty te wyróżnia się spośród innych obiektów transneptunowych, które, zgodnie z modelami powstania Układu Słonecznego, znalazły się na swoich aktualnych orbitach w wyniku perturbacji wywołanych przez gazowe olbrzymy, głównie Neptuna. Obiekty odłączone mają peryhelia w zbyt dużej odległości, żeby wpływ Neptuna był dla nich znaczący kiedykolwiek w historii Układu.
W literaturze obiekty odłączone nazywane są również obiektami rozszerzonego dysku rozproszonego (E-SDO)[3], odległymi obiektami odłączonymi (DDO)[4] lub obiektami rozproszonymi–rozszerzonymi, według klasyfikacji Deep Ecliptic Survey[5]. Wynika to z braku wyraźnego rozróżnienia pomiędzy dalszymi obiektami dysku rozproszonego a bliższymi obiektami odłączonymi.
Do 2007 roku zidentyfikowano co najmniej dziewięć obiektów odłączonych[6]. Największym i jednym z najodleglejszych z nich jest Sedna.
Odkrycie
[edytuj | edytuj kod]Na początku XXI wieku, odkrycie kilku obiektów znajdujących się na bardzo wydłużonych orbitach: (90377) Sedna, (148209) 2000 CR105, (308933) 2006 SQ372 i 2008 KV42, wywołało dyskusję nad stworzeniem nowej kategorii obiektów, mającej stanowić kategorię przejściową między dyskiem rozproszonym a wewnętrznymi rejonami obłoku Oorta[2].
Choć oficjalnie Sedna została zaliczona do obiektów dysku rozproszonego, jej odkrywca Michael E. Brown zasugerował, że skoro peryhelium Sedny jest w odległości 76 j.a., to nie może ona ulegać grawitacyjnemu wpływowi gazowych olbrzymów i powinna zostać zaliczona do wewnętrznego obłoku Oorta[7]. Ponieważ obłok Oorta, według teorii, powinien zaczynać się znacznie dalej, około 2000 j.a. od Słońca, astronomowie stopniowo zaczęli zaliczać Sednę oraz obiekty na podobnych orbitach do nowej grupy[8] obiektów odłączonych, wyróżniającej się brakiem zauważalnego wpływu grawitacyjnego gazowych olbrzymów. Klasyfikacja obiektów do tej grupy jest obecnie tematem dyskusji[9].
Charakterystyka
[edytuj | edytuj kod]
Orbity obiektów odłączonych mają peryhelia w znacznie większej odległości niż aphelium Neptuna (30,3 j.a.). Często są silnie wydłużone, a ich półoś wielka sięga nawet kilkuset jednostek astronomicznych. Takie orbity nie mogą być wynikiem grawitacyjnego oddziaływania z Neptunem. Wśród możliwych wytłumaczeń ich powstania podaje się bliskie przejście innej gwiazdy[10] lub wpływ hipotetycznej planety krążącej na dalekiej orbicie[4].
Klasyfikacja
[edytuj | edytuj kod]Obiekty transneptunowe dzieli się na cztery rozłączne klasy obiektów: obiekty pozostające w rezonansie orbitalnym z Neptunem, takie jak Pluton, obiekty nierezonansowe pasa Kuipera, takie jak Makemake, obiekty dysku rozproszonego, takie jak Eris oraz obiekty odłączone, takie jak Sedna. Do obiektów odłączonych zwykle zalicza się te, których peryhelium znajduje się w odległości co najmniej 40 j.a. Ponieważ Neptun krąży w odległości od 29,8 do 30,3 j.a., po prawie kołowej orbicie, taka odległość praktycznie wyklucza jego duży wpływ grawitacyjny. Nie jest to jednak ścisłe ograniczenie i obiekty o peryheliach między 37 a 40 j.a. są zaliczane czasem do obiektów odłączonych, a czasem do obiektów z dysku rozproszonego[6]. Deep Ecliptic Survey wykorzystuje do klasyfikacji parametr określający grawitacyjny wpływ Neptuna, analogiczny do parametru Tisseranda, służącego do odróżniania planetoid od komet w zależności od grawitacyjnego wpływu Jowisza[5].
Jednym z problemów ze zdefiniowaniem tej kategorii jest możliwość istnienia słabych rezonansów, które są trudne do udowodnienia ze względu na chaotyczny charakter perturbacji oraz ze względu na niedokładność wyznaczenia orbit odległych obiektów. Obiekty te mają okres orbitalny powyżej 300 lat i większość z nich była obserwowana dotychczas jedynie na krótkim odcinku swojej orbity w ciągu kilku lat. Aby wykluczyć istnienie rezonansów, potrzebne jest często bardzo dokładne określenie parametrów orbity, co może wymagać dziesiątek lat obserwacji. Dokładne zbadanie tych orbit i potencjalnych rezonansów może pomóc zrozumieć proces powstania Układu Słonecznego. Przykładowo, symulacje przeprowadzone w 2007 roku pokazały, że wiele odległych obiektów może być w rezonansie z Neptunem. W przypadku 2000 CR105 byłby to rezonans 20:1, w przypadku 2003 QK91 rezonans 10:3, a w przypadku 2000 YW134 rezonans 8:3[11].
Kandydaci
[edytuj | edytuj kod]Poniższa tabela przedstawia listę obiektów według odległości ich peryhelium od Słońca, które są podejrzewane o bycie obiektami odłączonymi.
| Numer MPC [a] |
Nazwa |
Średnica (km)[12] |
Abs. wielk. gwiazdowa (mag.) | Peryhelium (j.a.) |
Aphelium (j.a.) |
Rok odkrycia |
Odkrywcy | Określenie średnicy |
Typ |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 90377 | Sedna | 995 | 1,6 | 76,1 | 975,5 | 2003 | Brown, Trujillo, Rabinowitz | termofizyczne [b] |
odłączony[13] |
| 2004 XR190 | ~580 | 4,5 | 52,3 | 61,8 | 2004 | Lynne Jones i in. | jasność [c] |
odłączony[14][15] | |
| 2004 VN112 | ~231 | 6,4 | 47,3 | 614 | 2004 | CTIO[16] | jasność | odłączony[17] | |
| 145480 | 2005 TB190 | 418 | 4,7 | 46,2 | 106,5 | 2005 | A.C. Becker i in. | jasność | odłączony |
| 148209 | 2000 CR105 | ~253 | 6,1 | 44,3 | 397 | 2000 | Lowell Observatory | jasność | odłączony[14] |
| 2003 UY291 | ~153 | 7,3 | 41,2 | 57,1 | 2003 | J. Pittichova i in. | jasność | cubewano?[18] | |
| 82075 | 2000 YW134 | 472 | 4,7 | 41,0 | 73,9 | 2000 | Spacewatch | jasność | rezonans 8:3[19] |
| 48639 | 1995 TL8 | ~333 | 5,2 | 40,0 | 64,5 | 1995 | A. Gleason | jasność | odłączony |
| 2010 KZ39 | ~730 | 3,9 | 39,1 | 52,5 | 2010 | A. Udalski i in. | jasność | odłączony[20] lub cubewano[21] | |
| 2003 QK91 | ~183 | 6,9 | 38,4 | 98,5 | 2003 | J. Elliot i in. | jasność | odłączony[22] | |
| 2003 FZ129 | ~146 | 7,3 | 38,0 | 85,6 | 2003 | Obserwatorium na Mauna Kea[16] | jasność | odłączony[23] | |
| 134210 | 2005 PQ21 | ~192 | 6,7 | 37,6 | 87,6 | 2005 | CTIO | jasność | odłączony[24] |
| 2006 QH181 | ~765 | 3,8 | 37,6 | 97,0 | 2006 | CTIO[16] | jasność | odłączony lub w rezonansie 5:1[25] | |
| 120132 | 2003 FY128 | 373 | 4,8 | 37,0 | 61,7 | 2003 | N.E.A.T. | jasność | odłączony[26] |
| 2006 HX122 | ~291 | 5,9 | 36,4 | 102,6 | 2006 | M.W. Buie[16] | jasność | odłączony[27] lub w rezonansie 7:2[28] |
Zobacz też
[edytuj | edytuj kod]Uwagi
[edytuj | edytuj kod]- ↑ Obiekty z numerami nadanymi przez MPC mają orbity wyznaczone przez wiele obserwacji, co oznacza, że są dokładniej zbadane niż obiekty posiadające tylko oznaczenie daty odkrycia.
- ↑ Na podstawie wyników uzyskanych przez Kosmiczne Obserwatorium Herschela.
- ↑ Przy określaniu na podstawie jasności przyjmuje się, że albedo obiektów transneptunowych wynosi 0,09.
Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ P.S. Lykawka, T. Mukai. An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture. „Astronomical Journal”. 135, s. 1161, 2008. DOI: 10.1088/0004-6256/135/4/1161. Bibcode: 2008AJ....135.1161L. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ a b David Jewitt, A. Delsanti, The Solar System Beyond The Planets, [w:] Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences, Springer-Praxis Ed, 2006, ISBN 3-540-26056-0 [dostęp 2012-03-28] (ang.).
- ↑ Brett Gladman: Evidence for an Extended Scattered Disk?. [dostęp 2012-03-28]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-02-04)]. (ang.).
- ↑ a b Rodney S. Gomes, J Matese, J Lissauer. A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects. „Icarus”. 184 (2), s. 589–601, 2006. Elsevier. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.05.026. Bibcode: 2006Icar..184..589G. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ a b J.L. Elliot, S.D. Kern, K.B. Clancy, A.A.S. Gulbis i inni. The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population. „The Astronomical Journal”. 129, 2006. DOI: 10.1086/427395. Bibcode: 2005AJ....129.1117E. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ a b Patryk Sofia Lykawka, Tadashi Mukai. Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation. „Icarus”. 189 (1), s. 213–232, lipiec 2007. DOI: 10.1016/j.icarus.2007.01.001. Bibcode: 2007Icar..189..213L. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Michael E. Brown: Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud). California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ David Jewitt, A. Moro-Martın, P. Lacerda. The Kuiper Belt and Other Debris Disks. „Astrophysics in the Next Decade”, 2009. Springer Verlag. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 15874. SwRI (Space Science Department), 2007-12-28. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Alessandro Morbidelli, Harold F. Levison. Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12. „The Astronomical Journal”. 128 (5), s. 2564–2576, November 2004. DOI: 10.1086/424617. Bibcode: 2004AJ....128.2564M. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ V.V Emel’yanenko. Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits. „Astronomy Letters”. 34, s. 271–279, 2008. DOI: 10.1134/S1063773708040075. Bibcode: 2008AstL...34..271E. (ang.).
- ↑ List of Known Trans-Neptunian Objects. Johnston's Archive, 2012-04-08. [dostęp 2012-05-12]. (ang.).
- ↑ W.M. Grundy, K.S. Noll, D.C. Stephens. Diverse albedos of small trans-Neptunian objects. „Icarus”. 176 (1), s. 184–191, lipiec 2005. Elsevier. DOI: 10.1016/j.icarus.2005.01.007. Bibcode: 2005Icar..176..184G. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ a b E.L. Schaller, Michael E. Brown. Volatile loss and retention on Kuiper belt objects. „Astrophysical Journal”. 659, s. I.61–I.64, 2007. DOI: 10.1086/516709. Bibcode: 2007ApJ...659L..61S. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ R.L. Allen, B. Gladman. Discovery of a low-eccentricity, high-inclination Kuiper Belt object at 58 AU. „The Astrophysical Journal”. 640, 2006. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ a b c d List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112. SwRI (Space Science Department), 2007-11-08. [dostęp 2012-03-28]. [zarchiwizowane z tego adresu (2016-06-16)]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 03UY291. SwRI (Space Science Department), 2005-12-02. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 82075. SwRI (Space Science Department), 2004-04-16. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 10KZ39. SwRI (Space Science Department), 2010-06-16 using 19 of 19 observations over 0.98 years (356 days). [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ 2010 KZ39. IAU Minor Planet Center. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 03QK91. SwRI (Space Science Department), 2008-06-07. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 03FZ129. SwRI (Space Science Department), 2005-07-10. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 134210. SwRI (Space Science Department), 2006-07-30. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 06QH181. SwRI (Space Science Department), 2008-03-05. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 120132. SwRI (Space Science Department), 2006-04-02. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ Marc W. Buie: Orbit Fit and Astrometric record for 06HX122. SwRI (Space Science Department), 2007-07-16. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
- ↑ MPEC 2008-K28 : 2006 HX122. Minor Planet Center, 2008-05-23. [dostęp 2012-03-28]. (ang.).
