PROFILPELAJAR.COM

Відокремлені транснептунові об'єкти (англ. detached objects) — клас об'єктів Сонячної системи, розташованих далеко за орбітою Нептуна. Перигелій цих об'єктів розташований на значній відстані від Нептуна, тому вони не зазнають його гравітаційного впливу. Завдяки цьому вони, по суті, відокремлені від впливу планет Сонячної системи^[1]^[2].

Цим вони суттєво відрізняються від більшості відомих транснептунових об'єктів (ТНО), орбіти яких зазнають гравітаційних збурень унаслідок взаємодії з газовими гігантами, передусім із Нептуном. Відокремлені об'єкти в перигелії перебувають на великій відстані від масивних газових планет, на відміну від інших груп ТНО, зокрема об'єктів, які перебувають в орбітальному резонансі з Нептуном, як-от Плутон, класичних об'єктів поясу Койпера, які не перебувають у резонансі, як-от Макемаке, та об'єктів розсіяного диска на кшталт Ериди.

Відокремлені об'єкти вважаються об'єктами розширеного розсіяного диска (англ. extended scattered disc objects, E-SDO)^[3], далекими відокремленими об'єктами (англ. distant detached objects, DDO)^[4] або продовженням розсіяного диска за формальною класифікацією Глибокого огляду екліптики^[5]. Це відбиває динамічні градації, які можуть існувати між орбітальними параметрами об'єктів розсіяного диска й відокремленими об'єктами.

Щонайменше дев'ять таких об'єктів було надійно ідентифіковано^[6]. З них найвідомішою є, імовірно, Седна.

Орбіти

Відокремлені об'єкти, як правило, мають далекі орбіти з великим ексцентриситетом та великими півосями — до кількох сотень астрономічних одиниць (а. о., радіус земної орбіти). Такі орбіти не можуть бути результатом гравітаційного розсіювання газовими гігантами (зокрема, Нептуном). Для пояснення цього феномена було висунуто низку пояснень, зокрема: взаємодія із зорею, що пройшла неподалік Сонця^[7], і вплив далекої великої планети^[4]. Класифікація, запропонована групою Глибокого огляду екліптики, вводить формальні відмінності між близькими об'єктами розсіяного диска (які могли бути розсіяні Нептуном) і його віддаленими об'єктами (наприклад, Седною) на основі значення Тіссеранового параметра, починаючи з 3.

Класифікація

Відокремлені об'єкти є одним із п'яти класів ТНО (інші три класи: класичні об'єкти поясу Койпера, резонансні об'єкти, об'єкти розсіяного диска та седноїди). У відокремлених об'єктів перигелій, як правило, перебуває на відстані понад 40 а. о., що перешкоджає сильним взаємодіям із Нептуном, який має практично кругову орбіту радіусом в 30 а. о. Утім, чіткої межі між об'єктами розсіяного диска й відокремленими об'єктами немає, адже можуть існувати транснептунові об'єкти у проміжній області з перигелієм на відстані між 37 і 40 а. о.^[6]. Один із таких проміжних об'єктів із добре відомою орбітою — (120132) 2003 FY₁₂₈.

Відкриття Седни, а також кількох інших тіл, як-от (148209) 2000 CR₁₀₅ і 2004 XR₁₉₀ (також відомого під назвою «Баффі»), змусили почати обговорення категоризації віддалених об'єктів, які можуть бути частиною внутрішньої хмари Оорта або (що ймовірніше) перехідними об'єктами між розсіяним диском і внутрішньою частиною хмари Оорта^[2].

Хоча Седна формально вважається об'єктом розсіяного диска, її першовідкривач Майкл Браун припустив, що оскільки її перигелій — 76 а. о. — перебуває надто далеко від гравітаційного впливу Нептуна, її слід вважати об'єктом внутрішньої хмари Оорта, а не частиною розсіяного диска^[8]. Ця класифікація Седни як окремого об'єкта ухвалюється в останніх публікаціях^[9].

Отже, передбачається, що відсутність значної гравітаційної взаємодії із зовнішніми планетами створює розширену зовнішню групу, що починається десь між Седною (перигелій 76 а. о.) і традиційними об'єктами розсіяного диска, такими як Ерида (перигелій 37 а. о.)^[10]. Глибоким оглядом екліптики Ерида визначена як об'єкт розсіяного диска.

Одна з проблем, пов'язаних із цією розширеною категорією, полягає в можливому існуванні слабких резонансів. Їх наявність або відсутність складно довести внаслідок хаотичних планетарних збурень і малу точність визначених орбіт цих далеких об'єктів. Ці об'єкти мають орбітальні періоди понад 300 років. За кілька років спостережень більшість із них спостерігалися лише протягом короткої дуги. Через велику відстань до них і повільний рух на тлі зір мають минути десятиліття, перш ніж можна буде досить точно визначити параметри їх орбіт і з упевненістю підтвердити (або виключити) наявність резонансів. Подальше вивчення орбіт та потенційних резонансів цих об'єктів допоможе краще зрозуміти рух планет-гігантів і еволюцію Сонячної системи. Наприклад, методи Ємельяненко й Кисельова у 2007 році свідчать, що багато віддалених об'єктів можуть перебувати в резонансі з Нептуном. Вони показують наявність 10%-вої імовірності того, що 2000 CR₁₀₅ перебуває в резонансі 1:20, 38%-ву — що 2003 QK₉₁ перебуває в резонансі 3:10, і 84%-ву імовірність того, що (82075) 2000 YW₃₄ перебуває в резонансі 3:8 із Нептуном^[11]. Кандидат у карликові планети (145480) 2005 TB₁₉₀, судячи з усього, має менше 1 % імовірності резонансу 1:4^[11].

Див. також

Примітки

↑ P. S. Lykawka; T. Mukai (2008). An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture. Astronomical Journal. 135: 1161. arXiv:0712.2198. Bibcode:2008AJ....135.1161L. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1161.
↑ ^а ^б D.Jewitt, A.Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006) Preprint of the article (pdf) [Архівовано 25 травня 2006 у Wayback Machine.]
↑ B. Gladman et al. (2002): Evidence for an Extended Scattered Disk. Icarus 157, p. 269—279, doi:10.1006/icar.2002.6860 (PDF [Архівовано 4 лютого 2016 у Wayback Machine.]).
↑ ^а ^б Rodney S. Gomes; Matese, J; Lissauer, J (2006). A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects. Icarus. Elsevier. 184 (2): 589—601. Bibcode:2006Icar..184..589G. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026.
↑ J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech (2006). 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: 1117. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395. Архів оригіналу (PDF) за 21 липня 2013. Процитовано 25 лютого 2016.
↑ ^а ^б Lykawka, Patryk Sofia & Mukai, Tadashi (July 2007). Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation. Icarus. 189 (1): 213—232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001.
↑ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (November 2004). Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR₁₀₅ and 2003 VB₁₂. The Astronomical Journal. 128 (5): 2564—2576. arXiv:astro-ph/0403358. Bibcode:2004AJ….128.2564M. doi:10.1086/424617. Процитовано 2 липня 2008. {{cite journal}}: Перевірте значення |bibcode= (довідка)
↑ Brown, Michael E. 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. Архів оригіналу за 25 липня 2010. Процитовано 2 липня 2008.
↑ D.Jewitt, A. Moro-Martın, P.Lacerda The Kuiper Belt and Other Debris Disks to appear in Astrophysics in the Next Decade, Springer Verlag (2009). Preprint of the article (pdf) [Архівовано 18 вересня 2009 у Wayback Machine.]
↑ Marc W. Buie (28 грудня 2007). Orbit Fit and Astrometric record for 15874. SwRI (Space Science Department). Архів оригіналу за 15 липня 2012. Процитовано 12 листопада 2011.
↑ ^а ^б Emel’yanenko, V. V (2008). Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits. Astronomy Letters. 34: 271—279. Bibcode:2008AstL...34..271E. doi:10.1134/S1063773708040075.(subscription required)