Прејди на содржината

Заднептунец

Од Википедија — слободната енциклопедија
Дијаграм на видовите заднептунци во Сончевиот Систем.

Заднептунец (заднептунско тело, ЗНТ) или транснептунски објект — секој планетоид во Сончевиот Систем кој кружи околу Сонцето на просечно растојание (голема полуоска) поголемо од она на Нептун, т.е. 30 астрономски единици (ае). Познати се дванаесет планетоиди[1] со големи полуоски од над 150 ае и перихел поголем од 30 ае, и се нарекуваат крајни заднептунци.[2]

Првиот познат заднептунец е Плутон, откриен во 1930 г. Следниот ваков објект, 15760 Албион е откриен дури во 1992 г. Во февруари 2017 г. биле познати преку 2.300 заднептунци.[3][4] Од нив, 2.000 имаат перихел подалечен од Нептун (30,1 ае).[5] Во ноември 2016 г. 242 од нив имале доволно познати орбити за да добијат трајни ознаки.[3][6]

Најмасивниот познат заднептунец е Ерида, а по неа следат Плутон, 2007 OR10, Макемаке и Хаумеја. Просторот во кој лежат заднептунците се дели на три дела: Кајперовиот Појас, Расеаниот Диск и Ортовиот Облак,[7] иако сметањето може да се разликува, и постојат објекти како Седна чија припадност не е недвосмислена.

Историја

[уреди | уреди извор]

Плутон е откриен во февруари 1930 г. како прво заднептунско тело. Пронајден е во потрагата за други објекти во Сончевиот Систем, откако е увидено дека орбитите на Уран и Нептун не се според очекувањата, што значело дека мора да има други планети по Нептун кои вршат гравитациски влијанија. Плутон бил најлесен за наоѓање бидејќи има најголема привидна величина од сите заднептунци и најнизок наклон кон еклиптиката.

По откривањето на Плутон, американскиот астроном Клајд Томбо продолжил со повеќегодишно трагање по други тела, но не пронашол ништо. Во следните децении никој не се занимавал со трагање по објекти зад Нептун бидејќи се сметало дека Плутон е последното крупно тело во Сончевиот Систем, сметано за планета сè до август 2006 г. Во 1992 г. е откриен вториот заднептунец (15760) 1992 QB1, и тогаш почнале систематски трагања по други објекти. Во овие напори е сликан широк појас од небото околу еклиптиката и забележани се стотици бавнодвижечки тела, со пречници од 50 до 2.500 км.

Најмасивниот задпентунец Ерида е откриен во 2005 г. и со ова се засилило преиспитувањето на статусот на Плутон, по што двете тела се прогласени за џуџести планети од Меѓународниот астрономски сојуз.

Распореденост и класификација

[уреди | уреди извор]
Распореденост на заднептунците.

Според оддалеченоста од Сонцето и орбиталните параметри, заднептунците се делат на две големи групи:

Објекти од Кајперовиот Појас

[уреди | уреди извор]

Објекти од Расеаниот Диск

[уреди | уреди извор]

Список

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Список на заднептунци
ЗемјаДисномијаДисномијаЕридаЕридаХаронХаронНиктаНиктаКерберКерберСтиксСтиксХидраПлутонПлутонМакемакеМакемакеНамакаНамакаХијакаХијакаХаумејаХаумејаСеднаСедна2007 OR102007 OR10ВејвотВејвотКваварКваварВантВантОркОркПодатотека:EightTNOs-mk.svg
Уметничка споредба на Плутон, Ерида, Макемаке, Хаумеја, Седна, 2007 OR10, Квавар, Орк и Земјата заедно со Месечината
[ ]

Еве список на позначајните заднептунци:

  • 134340 Плутон — џуџеста планета, првиот откриен заднептунец
  • (225088) 2007 OR10 — најголемиот безимен објект во Сончевиот Систем
  • 15760 Албион — прототипното кубевано, првиот објект од Кајперовиот Појас откриен по Плутон
  • 1998 WW31 — првиот двоен објект од Кајперовиот Појас откриен по Плутон
  • 79360 Сила–Нунам — друга двоен планетоид од Кајперовиот Појас, чии два дела се слични
  • 47171 Лемпо — речиси троен планетоид од Кајперовиот Појас, чии два дела се слични, придружени од голема месечина
  • (15874) 1996 TL66 — првото тело прогласено за објект од Расеаниот Диск
  • (48639) 1995 TL8 — објект со многу голема месечина и најрано откриен објект од Расеаниот Диск
  • (385185) 1993 RO — второто плутино откриено по Плутон
  • 20000 Варуна и 50000 Квавар — големи кубевана
  • 90482 Орк и 28978 Иксион — големи плутина
  • 90377 Седна — далечен објект, предложен за нова категорија со назив проширени расеани[8]
  • 120347 Салација — големо кубевано со голема месечина
  • 136108 Хаумеја[11] — џуџеста планета, трет по големина заднептунец. Забележителна по свете познати месечини и необично краток вртежен период (3,9 ч).[12] Најмасивниот член на судирно семејство.[13][14]
  • 136199 Ерида — џуџеста планета, објект од Расеаниот Диск и најмасивниот познат заднептунец. Има една позната месечина, Дисномија.
  • 136472 Макемаке[15] — џуџеста планета, кубевано и петти по големина заднептунец
  • 2004 XR190 — објект од Расеаниот Диск кој следи високонаклонета, но речиси кружна орбита
  • (87269) 2000 OO67 и (148209) 2000 CR105 — забележителни по занесените орбити и големите апхели
  • 2008 KV42 — првиот повратен заднептунец, со орбитален наклон i = 104°
  • 2012 VP113 — веројатно џуџеста планета со перихел од 80 ае од Сонцето (50 ае по Нептун).
  • V774104 — со ~103 ае најдалечниот видлив заднептунец (со откритијата од ноември 2015 г.)[16]
  • (471325) 2011 KT19 — заднептунец со необична сончева орбитална рамнина наклонета на 110°.[17]
  • (486958) 2014 MU69 — одредиштето на леталото „Нови хоризонти“ во средбата на 1 јануари 2019 г.

Претпоставени заднептунци со планетарна големина

[уреди | уреди извор]

Научниците неретко даваат претпоставки за постоењето на заднептунски карпесто-ледени тела со планетарна големина, од оние помали од Земјината маса, па до маса на кафеаво џуџе[18][19] со цел да го објаснат одлликите на Кајперовиот Појас и Ортовиот Облак. Предложена е употреба на далекумерните податоци од леталото „Нови хоризонти“ за да се уточни положбата на ваквите тела.[20]

Физички особености

[уреди | уреди извор]

Земајќи ја привидната величина (>20) на сите освен најголемите заднептунци, физичките испитувања се ограничени на следново:

Изучувањето на боите и спектрите дава увид во потеклото на објектот и неговата потенцијална поврзаност со други класи на објекти, имено кентаури и некои месечини на џиновски планети како (Тритон, Феба), за кои се претпоставува дека потекнале од Кајперовиот Појас. Меѓутоа, толкувањата обично се недоволно јасни бидејќи спектрите одговараат на повеќе од еден модел за површинскиот состав и зависат од непознатата честична големина. Уште поважно е тоа што оптичките површини на малите тела се променливи поради силното зрачење, сончевиот ветер и микрометеоритите. Затоа, тенкиот слој на оптичката површина може да е мошне различен од реголитот под него, и да не биде претставителен за габаритниот состав на телото.

Се смета дека највеќето заднептунци се мешавина од карпи и мраз со ниска густина и извесни органски (јаглеродосодржечки) површински материјал како толин, кој се распознава од нивните спектри. Големата густина на Хаумеја (2,6–3,3 г/см3) укажува многу голем удел на незамрзната материја (споредено со Плутоновата густина: 1,86 г/см3).

Составот на малите заднептунци може да е сличен на оној на кометите. Некои кентаури претрпуваат сезонски промени кога ќе се доближат кон Сонцето, со што границата станува нејасна (погл. 2060 Хирон и 133P/Елст-Писаро). Сепак, споредбата на бројноста на кентаурите и заднептунците останува спорна.[21]

Бои

[уреди | уреди извор]
Бои на заднептунците. Марс и Тритон се вон размер. Феба и Фол не се заднептунци.

Како и кентаурите, меѓу заднептунците има значајни разлики во боите, од синосива (неутрална) со силна црвена, но за разлика од нив кои имаат две јасни класи, распореденоста делува рамномерна.[21]

Бојните показатели се прост начин на изразување на разликите во привидната величина на еден објект гледан низ син, видлив (т.е. зеленожолт) и црвен филтер. На дијаграмот се прикажани познатите бојни показатели за сите објекти освен најголемите.[22] За споредба се дадени месечините Тритон и Феба, кентаурот Фол и планетата Марс (со жолти ознаки, вон размер).

Изучуван е односот помеѓу боите и орбиталните особености, за проверка на теориите за различно потекло на различните динамички класи.

Класични објекти

[уреди | уреди извор]

Класичните објекти се сочинети од две различни бојни населенија: т.н. студено (наклон <5°), кое дава само црвени нијанси итн. врело (поголем наклон) со сиот спектар на бои од сино до многу црвено.[23]

Со анализа на податоците од Длабокиот еклиптички преглед е потврдена разликата во боите помеѓу нисконаклонетите (наречени јадрени) и високонаклонетите (наречени ореолски) објекти. Црвените бои на јадрените објекти заедно со нивните нерастроени орбити покажуваат дека објектите може да со остатоци од изворното население на појасот.[24]

Објекти од Расеаниот Диск

[уреди | уреди извор]

Објектите од Расеаниот Диск се слични по боја на врелите класични објекти, што укажува на заедничко потекло.

Најголеми објекти

[уреди | уреди извор]
Големинска споредба на Месечината, Тритон, Плутон, неколку поголеми заднептунци и астероидот Церера.
Големините, албедата и боите на некои поголеми заднептунци.

Големите (сјајни) објекти обично се движат по наклонети орбити, додека пак неменливата рамнина содржи претежно мали и слабо видливи тела. Иако малите тела (и збировите воопшто) се со црвеникава боја (V−I = 0,3–0,6), поголемите објекти имаат понеутрална боја (инфрацрвен показател V−I < 0,2). Ова покажува дека површината на поголемите тела е прекриена со мразови, покривајќи ги поцрвените и потемни делови.[12]

Спектри

[уреди | уреди извор]

Објектите се присутни во најразлични спектри и се разликуваат во одбојноста на видливото црвена и речиси инфрацрвено зрачење. Неутралните објекти даваат рамен спектар, одбивајќи црвено и инфрацрвено исто колку видливо зрачење.[25] Мошне црвените објекти имаат стрмни спектри и одбиваат многу повеќе црвено и инфрацрвено. Неодамна е осмислена поделба на телата на четири класи, од BB (сино, просечно B−V=0,70, V−R=0,39, како на пр. Орк) до RR (многу црвено, B−V=1,08, V−R=0,71, како на пр. Седна), а меѓу нив се класите BR и IR. BR и IR се разликуваат претежно во инфрацрвените појаси I, J и H.

Типичните модели на површините имаат воден мраз, аморфен јаглерод, силикати и органски макромолекули наречени толини, настанати од силното зрачење. Распознаваме четири основни толини:

  • титански толин — се смета дека се добива со мешање на 90 % N2 и 10 % CH4 (гасовит метан)
  • тритонски толин — како претходното, но со многу малку метан (0,1 %)
  • (етан) Замрзнат толин I — се смета дека се добива со мешање на 86 % H2O и 14 % C2H6 (етан)
  • (метанол) Замрзнат толин II — 80 % H2O, 16% CH3OH (метанол) и 3 % CO2

Како илустрација на двете крајни класи BB и RR, предложени се следниве состави

  • за Седна (RR многу црвена): 24 % тритонски толин, 7 % јаглерод, 10% N2, 26 % метанол и 33 % метан
  • за Орк (BB, црвена/сина): 85 % аморфен јаглерод, +4 % титански толин и 11 % H2O ice

Определување на големината

[уреди | уреди извор]

Утврдувањето на пречникот кај заднептунците е тешка задача. Кај многу големите објекти со добро познати орбитални елементи (како Плутон), пречниците можат точно да се измерат според прикривањето на ѕвездите.

Кај другите големи заднептунци, пречниците се проценуваат со топлински мерења. Јачината на светлината која паѓа врз објектот е позната по оддалеченоста од Сонцето, а за површината се претполага претежна топлинска рамнотежа. Кога е познато албедото, може да се процени површинската температура, а со тоа и јачината на топлинското зрачење. Ако е позната големината на објектот, може да се предвиди и количината на оддадена видлива светлина и топлинско зрачење што доаѓа до Земјата. Состојбата ја упростува тоа што Сонцето ја зрачи својата енергија речиси целосно во видлива светлина и во блиски честоти, додека пак при ниските температури на заднептунците, топлинското зрачење се оддава на сосема различни бранови должини (крајно инфрацрвени).

Така, постојат две непознати (албедото и големината), кои можат да се пронајдат со две независни мерења (количината на одбиена светлина и оддадено ифрацрвено топлинско зрачење).

За жал, заднептунците се многу далеку од Сонцето и затоа се многу студени и даваат црнотелесно зрачење од околу 60 микрометри во бранова должина. Светлината на оваа брнаова должина не може да се забележи од површината на Земјата, туку само од вселената, користејќи вселенски телескоп како „Спицер“. Кога работат од Земјиното тло, астрономите ја набљудуваат опашката на црнотелесното зрачење во далечни инфрацрвени честоти. Ова зрачење е толку слабо забележливо, што определувањето според топлина важи само за најголемите објекти од Кајперовиот Појас. Кај највеќето објекти (кои се мали), пречникот се проценува со претпоставка за албедото. Меѓутоа, пронајдените албеда се во опсегот од 0,50 до 0,05, што дава големински опсег од 1.200–3.700 км за објект со величина од 1,0.[26]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 2003 SS422 е изземена од оваа категорија бидејќи има лак на набљудување од само 76 дена, па затоа главната полуоска не ѝ е позната со сигурност.
  2. ↑ C. de la Fuente Marcos; R. de la Fuente Marcos (September 1, 2014). „Extreme trans-Neptunian objects and the Kozai mechanism: signalling the presence of trans-Plutonian planets“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (1): L59–L63. arXiv:1406.0715. Bibcode:2014MNRAS.443L..59D. doi:10.1093/mnrasl/slu084.
  3. ↑ 3,0 3,1 IAU Minor Planet Center List Of Transneptunian Objects
  4. ↑ „JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (TNO)“. JPL Solar System Dynamics. Посетено на 2014-07-10.
  5. ↑ „JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (TNO) and q > 30,1 (ае)“. Посетено на 2014-07-11.
  6. ↑ „List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects“. minorplanetcenter.org.
  7. ↑ Remo, John L. (2007). „Classifying Solid Planetary Bodies“. AIP Conference Proceedings. 886: 284–302. Bibcode:2007AIPC..886..284R. doi:10.1063/1.2710063.
  8. ↑ 8,0 8,1 Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Clancy, K. B.; Gulbis, A. A. S.; Millis, R. L.; Buie, M. W.; Wasserman, L. H.; Chiang, E. I.; Jordan, A. B.; Trilling, D. E.; Meech, K. J. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на June 25, 2008.
  9. ↑ Brown, Michael E.; Trujillo, Chadwick A.; Rabinowitz, David L. (2004). „Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid“ (PDF). Astrophysical Journal. 617 (1): 645–649. arXiv:astro-ph/0404456. Bibcode:2004ApJ...617..645B. doi:10.1086/422095. Архивирано од изворникот (PDF) на 2006-06-27. Посетено на 2008-04-02.
  10. ↑ Trujillo, Chadwick A.; Sheppard, Scott S. (2014). „A Sedna-like body with a perihelion of 80 astronomical units“ (PDF). Nature. 507 (7493): 471–474. Bibcode:2014Natur.507..471T. doi:10.1038/nature13156. PMID 24670765. Архивирано од изворникот (PDF) на 2014-12-16.
  11. ↑ „Distant object found orbiting Sun“. BBC News. 2005-07-29. Посетено на 2010-03-28.
  12. ↑ 12,0 12,1 Rabinowitz, David L.; Barkume, K. M.; Brown, Michael E.; Roe, H. G.; Schwartz, M.; Tourtellotte, S. W.; Trujillo, C. A. (2006). „Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 El61, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt“. Astrophysical Journal. 639 (2): 1238–1251. arXiv:astro-ph/0509401. Bibcode:2006ApJ...639.1238R. doi:10.1086/499575.
  13. ↑ Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). „A collisional family of icy objects in the Kuiper belt“. Nature. 446 (7133): 294–296. Bibcode:2007Natur.446..294B. doi:10.1038/nature05619. PMID 17361177.
  14. ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (11 February 2018). „Dynamically correlated minor bodies in the outer Solar system“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 474 (1): 838–846. arXiv:1710.07610. Bibcode:2018MNRAS.474..838D. doi:10.1093/mnras/stx2765.
  15. ↑ „MPEC 2005-O42 : 2005 FY9“. Minorplanetcenter.org. Посетено на 2013-10-07.
  16. ↑ Hand, E. (2015-11-10). „Astronomers spot most distant object in the solar system, could point to other rogue planets“. News.ScienceMag.org. AAAS. Посетено на 2015-11-11.
  17. ↑ „Mystery object in weird orbit beyond Neptune cannot be explained“. New Scientist. 2016-08-10. Посетено на 2016-08-11.
  18. ↑ Julio A., Fernández (January 2011). „On the Existence of a Distant Solar Companion and its Possible Effects on the Oort Cloud and the Observed Comet Population“. The Astrophysical Journal. 726 (1): 33. Bibcode:2011ApJ...726...33F. doi:10.1088/0004-637X/726/1/33.
  19. ↑ Patryk S., Lykawka; Tadashi, Mukai (April 2008). „An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture“. The Astronomical Journal. 135 (4): 1161–1200. arXiv:0712.2198. Bibcode:2008AJ....135.1161L. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1161.
  20. ↑ Lorenzo, Iorio (August 2013). „Perspectives on effectively constraining the location of a massive trans-Plutonian object with the New Horizons spacecraft: a sensitivity analysis“. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 116 (4): 357–366. arXiv:1301.3831. Bibcode:2013CeMDA.116..357I. doi:10.1007/s10569-013-9491-x.
  21. ↑ 21,0 21,1 Peixinho, N.; Doressoundiram, A.; Delsanti, A.; Boehnhardt, H.; Barucci, M. A.; Belskaya, I. (2003). „Reopening the TNOs Color Controversy: Centaurs Bimodality and TNOs Unimodality“. Astronomy and Astrophysics. 410 (3): L29–L32. arXiv:astro-ph/0309428. Bibcode:2003A&A...410L..29P. doi:10.1051/0004-6361:20031420.
  22. ↑ Hainaut, O. R.; Delsanti, A. C. (2002). „Color of Minor Bodies in the Outer Solar System“. Astronomy & Astrophysics. 389 (2): 641–664. Bibcode:2002A&A...389..641H. doi:10.1051/0004-6361:20020431. datasource Архивирано на 26 април 2005 г.
  23. ↑ Doressoundiram, A.; Peixinho, N.; de Bergh, C.; Fornasier, S.; Thébault, Ph.; Barucci, M. A.; Veillet, C. (2002). „The color distribution in the Edgeworth-Kuiper Belt“. The Astronomical Journal. 124 (4): 2279–2296. arXiv:astro-ph/0206468. Bibcode:2002AJ....124.2279D. doi:10.1086/342447.
  24. ↑ Gulbis, Amanda A. S.; Elliot, J. L.; Kane, Julia F. (2006). „The color of the Kuiper belt Core“. Icarus. 183 (1): 168–178. Bibcode:2006Icar..183..168G. doi:10.1016/j.icarus.2006.01.021.
  25. ↑ A. Barucci Trans Neptunian Objects’ surface properties, IAU Symposium No. 229, Asteroids, Comets, Meteors, Aug 2005, Rio de Janeiro
  26. ↑ „Conversion of Absolute Magnitude to Diameter“. Minorplanetcenter.org. Посетено на 2013-10-07.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Класи
Џуџести планети (месечини)
Седноиди
Мали планети
Астероиди
Далечни астероиди
Комети
Метеороиди
Списоци / категории
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Заднептунец&oldid=5262180“