Кубевано

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Орбитите на разни кубевана споредени со орбитата на Нептун (сино) и Плутон (розово).

Кубевано (класично тело од Кајперовиот Појас или класичен кајперовец) — малкузанесено тело од Кајперовиот Појас кое кружи подалеку од Нептун и не е под раководство на орбитална резонанција со него. Ваквите тела имаат орбити со големи полуоски во опсег од 40 до 50 ае и, за разлика од Плутон, не ја пресекуваат Нептуновата орбита. Ова значи дека имаат малкузанесени, а понекогаш и нисконаклонети орбити како класичните планети.

Називот „кубевано“ доаѓа од првиот заднептунец пронајден по Плутон и Харон15760 Албион, кој сè јануари 2018 г. немал име, туку ја носел привремената ознака (15760) 1992 QB1[1] (кју-би-уан на англиски). Подоцна откриените тела од овој вид го носат истиот назив, иако поимот „класични тела“ е многу позастапен во научната литература.

Меѓу позначајните кубевана се вбројуваат:

136108 Хаумеја првично е заведена како кубевано од Центарот за мали планети во 2006 г.,[3] но подоцна е утврдено дека таа е во резонантна орбита.[2]

Орбити: „врели“ и „студени“ населенија[уреди | уреди извор]

Голема полуоска и наклон на кубеваната (сино) споредени со резонантните заднептунци (црвено).

Постојат две динамички класи на кубевана: оние во релативно нерастроени („студени“) орбити, и оние во значајно растроени („врели“) орбити.

Највеќето кубевана се среќаваат помеѓу орбиталната резонанција 2:3 со Нептун (населена од плутина) и резонанцијата 1:2. На пример, 50000 Квавар има речиси кружна орбита близу до еклиптиката. Плутината, од друга страна, имаат позанесени орбити, што значи некои доаѓаат поблиску до Сонцето отколку до Нептун.

Голем дел од кубеваната, таканареченото студено население, имаат мал наклон (< 5°) и речиси кружни орбити, сместени помеѓу 42 и 47 ае. Помало население (врелото население) се одликува со високонаклонети позанесени орбити.[4] Поимите „врело“ и „студено“ немаат врска со температурата на телата, туку со нивните орбити, аналогно на честичките во гас, кои ја зголемуваат нивната релативна брзина при загревање.[5]

Длабокиот еклиптички преглед ја дава распределеноста на двете населенија; едното со наклон околу 4,6° (наречено јадрено) и друго со наклон над 30° (ореолно).[6]

Распределеност[уреди | уреди извор]

Огромното мнозинство на кајперовци (преку две третини) имаат наклон помал од 5° и наклон помал од 0,1 . Нивните големи полуоски имаат склоност кон средината на главниот појас; може да се рече дека помалите тела близу ограничувачките резонанции имаат орбити зафатени во резонанција или нивните орбити се изменети од Нептун.

„Врелите“ и „студените“ населенија се забележливо различни: преку 30 % од кубеванта се во нисконаклонети, речиси кружни орбити. Параметрите на орбитите на плутината се порамномерно распределени, со месен максимум во умерени занесености од 0,15–0,2 range и ниски наклони од 5–10°.

Кога ќе се спореди орбиталниот наклон на кубеваната и плутината, се гледа дека кубеваната образуваат јасен „појас“ вон Нептуновата орбита, додека пак плутината се доближуваат, па дури и ја пресекуваат орбитата. Кога ќе се споредат наклоните, „врелите“ кубевана лесно се распознаваат по нивниот висок наклон, а плутината имаат орбити под 20°. (Засега не постои јасно образложение за наклонот на „врелите“ кубевана.[7])

Лево: Распределба на орбитите на кубеваната и плутината. Десно: Споредба на порамнетите орбити (поларен и еклиптички поглед) на кубеваната, плутината и Нептун (жолто).

Студени и врели населенија: физички особености[уреди | уреди извор]

Покрај различните орбитални особености, двете населенија имаат различни физички одлики.

Разликата во боја помеѓу црвеното студено население, како 486958 Арокот, и поразнообразното врело население е забележано уште во 2002 г.[8] Поновите изучувања на основа на повеќе податоци укажуваат на граница од 12° (наместо 5°) помеѓу студените и врелите населенија, потврдувајќи ја разликата помеѓу еднообразното црвено и студено население и синикавото врело население.[9]

Друга разлика помеѓу нисконаклонетите (студени) и високонаклонетите (врели) кубевана се забележува во низа двојни тела. Овие се доста чести во нисконаклонети орбити и составниците обично имаат слична сјајност. Дојките се поретки во високонаклонети орбити и нивните составници обично имаат различна сјајност. Овој меѓусебен однос, заедно со разликите во бојата одат во прилог на предлогот дека забележаните кубевана припаѓаат на барем две различни населенија кои се поклопуваат, со различни физички својства и орбитална историја.[10]

Кон формална дефиниција[уреди | уреди извор]

Не постои официјална дефиниција за „кубевано“ или „класичен кајперовец“. Сепак, поимите обично се однесуваат на тела беез значителни растројувања од Нептун, со што од оваа категорија се исклучвуат кајперовците во орбитална резонанција со него (резонантни заднептунци). Центарот за мали планети и Длабокиот еклиптички преглед (DES) не ги заведуваат кубеваната (класичните тела) со исти критериуми. Многу заднептунци заведени како кубевана од ЦМП се водат во класата „тело близу расеаните“ (ScatNear) (можеби расеани од Нептун) кај DES. Џуџестата планета Макемаке е таков граничен случај на кубевано/тело близу расеаните. (119951) 2002 KX14 може да е внатрешно кубевано близу плутината. Покрај ова, изучувањата упатуваат на тоа дека Кајперовиот Појас има „раб“, што е заклучено од отсуството на нисконаклонети тела по 47–49 ае.[11] Оттука, традиционалната примена на поимите се заснова на големата полуоска на орбитата, и опфаќа тела сместени помеѓу резонанциите 2:3 и 1:2, односно од 39,4 до 47,8 ае (изземајќи ги овие резонанции и ситните помеѓу нив).[4]

Овие дефиниции не се доволно уточнети: особено забележливо е што границата меѓу кубеваната и телата од расеаниот диск останува нејасно одредена. Во 2020 г. имало 634 тела со перихел (q) > 40 ае и афел (Q) < 47 ае.[12]

Класификација според DES[уреди | уреди извор]

Оваа класификација е воведена во извештај на Длабокиот еклиптички преглед (DES) од Џ. Л. Елиот и др. во 2005 г. со формални критерими според средните орбитални параметри.[6] Неформално изразено, со дефиницијата се опфатени телата кои никогаш ја немаат пресечено Нептуновата орбита. Според оваа дефиниција, едно тело е класично кубевано ако:

Класификација според SSBN07[уреди | уреди извор]

Друга класификација на Б. Гледман, Б. Марсден и К. ван Ларховен од 2007 г. се служи со интеграција на орбитата за 10 милиони години наместо со Тисерановиот параметар. Кубеваната се дефинираат како телата кои се нерезонантни и тековно не претрпуваат расејување од Нептун.[13]

Формално, во оваа дефиниција како класични (кубевана) спаѓаат сите тела со нивните тековни орбити кои

  • не се резонантни (погл. дефиниција за начинот на определување)
  • имаат голема полуоска поголема од Нептуновата (30,1 ае; т.е. изземајќи ги кентаурите) но помала од 2000 ае (изземајќи ги телата во внатрешниот Ортов Облак)
  • не претрпуваат расејување под дејство на Нептун
  • имаат занесеност од (изземајќи ги одвоените тела)

За разлика од другите начини на поделба, со оваа дефиниција се вклучени и телата со голема полуоска помала од 39,4 ае (резонанција 2:3) —наречени внатрешен класичен појас, или преку 48,7 (резонанција 1:2) — наречени надворешен класичен појас, а поимот главен класичен појас го задржува за орбитите помеѓу овие две резонанции.[13]

Семејства[уреди | уреди извор]

Првото познато судирно семејство во класичниот Кајперов Појас (група тела останати од раздробувањето на поголемо тело) е Хаумеиното семејство.[14] Во него спаѓа Хаумеја, нејзините месечини, 2002 TX300 и седум помали тела. Телата не само што следат слични орбити, туку и делат слични физички особености. За разлика од многу други кајперовци, на нивните површини има големи количества мраз (H2O), а нема толини.[15] Површинскиот состав е изведен од нивната неутрална (наспроти црвени) боја и длабоко впивање при 1,5 и 2 μм во инфрацрвениот спектар.[16] Во класичниот Кајперов Појас може да има уште неколку судирни семејства.[17][18]

Истражување[уреди | уреди извор]

Траекторија на „Нови хоризонти“ и орбитите на Плутон и 486958 Арокот.

Засега[19] само едно кубевано е разгледувано одблизу од вселенско летало. Двете летала на програмата „Војаџер“ минале низ подрачјето пред откривањето на Кајперовиот Појас.[20] „Нови хоризонти“ е првата мисија која посетила кубевано. По успешното истражување на Плутоновиот систем во 2015 г. леталата на НАСА на 1 јануари 2019 г. го посетиле малиот кајперовец 486958 Арокот на растојание од 3.500 км.[21]

Список[уреди | уреди извор]

Ова е список на некои избрани кубевана. Во октомври 2020 г. се знаело за 779 тела со q > 40 ае и Q < 48 ае.[22]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Jewitt, David. „Classical Kuiper Belt Objects“. UCLA. Посетено на 1 јули 2013.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 Brian G. Marsden (30 јануари 2010). „MPEC 2010-B62: Distant Minor Planets (2010 FEB. 13.0 TT)“. IAU Minor Planet Center. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Архивирано од изворникот на 4 септември 2012. Посетено на 26 јули 2010.
  3. „MPEC 2006-X45: Distant Minor Planets“. IAU Minor Planet Center & Tamkin Foundation Computer Network. 12 декември 2006. Посетено на 3 октомври 2008.
  4. 4,0 4,1 Jewitt, D.; Delsanti, A. (2006). „The Solar System Beyond The Planets“ (PDF). Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (PDF). Springer-Praxis. ISBN 978-3-540-26056-1. Архивирано од изворникот (PDF) на 29 јануари 2007. Посетено на 2 март 2006.)
  5. 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. S2CID 4395099.
  6. 6,0 6,1 J. L. Elliot; и др. (2006). „The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population“. Astronomical Journal. 129 (2): 1117–1162. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395. („Preprint“ (PDF). Архивирано од изворникот (PDF) на 23 август 2006.)
  7. Jewitt, D. (2004). „Plutino“. Архивирано од изворникот на 19 април 2007.
  8. A. Doressoundiram; N. Peixinho; C. de Bergh; S. Fornasier; P. Thebault; M. A. Barucci; C. Veillet (октомври 2002). „The Color Distribution in the Edgeworth-Kuiper Belt“. The Astronomical Journal. 124 (4): 2279. arXiv:astro-ph/0206468. Bibcode:2002AJ....124.2279D. doi:10.1086/342447. S2CID 30565926.
  9. Peixinho, Nuno; Lacerda, Pedro; Jewitt, David (август 2008). „Color-inclination relation of the classical Kuiper belt objects“. The Astronomical Journal. 136 (5): 1837. arXiv:0808.3025. Bibcode:2008AJ....136.1837P. doi:10.1088/0004-6256/136/5/1837. S2CID 16473299.
  10. K. Noll; W. Grundy; D. Stephens; H. Levison; S. Kern (април 2008). „Evidence for two populations of classical transneptunian objects: The strong inclination dependence of classical binaries“. Icarus. 194 (2): 758. arXiv:0711.1545. Bibcode:2008Icar..194..758N. doi:10.1016/j.icarus.2007.10.022. S2CID 336950.
  11. Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. (2001). „The Radial Distribution of the Kuiper Belt“ (PDF). The Astrophysical Journal. 554 (1): L95–L98. Bibcode:2001ApJ...554L..95T. doi:10.1086/320917. Архивирано од изворникот (PDF) на 19 септември 2006.
  12. „JPL Small-Body Database Search Engine“. JPL Solar System Dynamics. Посетено на 26 јули 2010.
  13. 13,0 13,1 Gladman, B. J.; Marsden, B.; van Laerhoven, C. (2008). „Nomenclature in the Outer Solar System“ (PDF). Во Barucci, M. A.; и др. (уред.). The Solar System Beyond Neptune. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  14. Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). „A collisional family of icy objects in the Kuiper belt“ (PDF). Nature. 446 (7133): 294–6. Bibcode:2007Natur.446..294B. doi:10.1038/nature05619. PMID 17361177. S2CID 4430027.
  15. Pinilla-Alonso, N.; Brunetto, R.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Roush, T. L.; Strazzulla, G. (2009). „The surface of (136108) Haumea (2003 EL61), the largest carbon-depleted object in the trans-Neptunian belt“. Astronomy and Astrophysics. 496 (2): 547. arXiv:0803.1080. Bibcode:2009A&A...496..547P. doi:10.1051/0004-6361/200809733. S2CID 15139257.
  16. Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Brunetto, R. (2007). „The water ice rich surface of (145453) 2005 RR43: a case for a carbon-depleted population of TNOs?“. Astronomy and Astrophysics. 468 (1): L25–L28. arXiv:astro-ph/0703098. Bibcode:2007A&A...468L..25P. doi:10.1051/0004-6361:20077294. S2CID 18546361.
  17. Chiang, E.-I. (јули 2002). „A Collisional Family in the Classical Kuiper Belt“. The Astrophysical Journal. 573 (1): L65–L68. arXiv:astro-ph/0205275. Bibcode:2002ApJ...573L..65C. doi:10.1086/342089. S2CID 18671789.
  18. de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (11 февруари 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. S2CID 73588205.
  19. Податок од јануари 2019 г.
  20. Stern, Alan (28 февруари 2018). „The PI's Perspective: Why Didn't Voyager Explore the Kuiper Belt?“. Посетено на 13 март 2018.
  21. Lakdawalla, Emily (24 јануари 2018). „New Horizons prepares for encounter with 2014 MU69“. Planetary Society. Посетено на 13 март 2018.
  22. q > 40 AU and Q < 48 AU. IAU Minor Planet Center. minorplanetcenter.net. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]