Википедија

Кајперов Појас

Кајперов Појас [1] — голем прстен од „отпад“ или околуѕвезден диск кој се наоѓа во надворешниот Сончевиот Систем, кој се протега од орбитата на Нептун на 30 астрономски единици (AU) до околу 50 ае од Сонцето.[2] Тој е сличен на Астероидниот појас, но е далеку поголем - 20 пати поширок и 20–200 пати помасовен.[3][4] Како и астероидниот појас, тој главно се состои од мали тела или остатоци од времето кога се формирал Сончевиот Систем. Додека многу астероиди се составени првенствено од карпи и метал, повеќето објекти на Кајперовиот Појас се составени главно од замрзнати испарливи материи (наречени „мразови“), како што се метан, амонијак и вода. Кајперовиот Појас е дом на три објекти идентификувани како џуџести планети од страна на Меѓународниот астрономски сојуз: Плутон,[5] Хаумеја,[6] и Макемаке.[7] Некои од месечините на Сончевиот Систем, како што се Тритон на Нептун и Феба на Сатурн, можеби потекнуваат од регионот.[8][9]

Познати објекти во Кајперовиот Појас надвор од орбитата на Нептун. (Скала во ае)
      Сонце
      Јупитерови тројанци (6.178)
      Расеан Диск (>300)       Нептунови тројанци (9) 		      Џиновски планети: Ј · С · У · Н
      Кентаури (44.000)
      Кајперов Појас (>100.000)
(размер во ае; ерата е од јануари 2015 година; # за телата во загради)

Кајперовиот Појас го добил името по холандскиот астроном Џерард Кајпер, иако тој не го предвидел неговото постоење. Во 1992 година била откриена мала планета, наречена 15760 Албион, првиот објект на Кајперовиот Појас по Плутон и Харон.[10] Од неговото откритие, бројот на познати објекти од Кајперовиот Појас (ОКП) се зголемил на над илјада, а повеќе од 100.000 со над 100 километри во пречник се смета дека постојат.[11] Првично се сметало дека Кајперовиот Појас е главното складиште за периодични комети, оние со орбити кои траат помалку од 200 години. Проучувањата од средината на 1990-тите покажале дека појасот е динамички стабилен и дека вистинското место на потекло на кометите е расеаниот диск, динамички активна зона создадена од движењето на Нептун нанадвор пред 4,5 милијарди години;[12] расеаните објекти како што е Ерида имаат екстремно ексцентрични орбити кои ги носат до 100 AU од Сонцето. [б 1]

Кајперовиот Појас се разликува од теоретскиот Ортов Облак, кој е илјада пати подалечен и претежно е сферичен. Објектите во Кајперовиот Појас, заедно со членовите на расеаниот диск и сите потенцијални Хилсови облаци или Ортови облаци, колективно се нарекуваат заднептунски објекти (ЗНО).[15] Плутон е најголемиот и најмасивниот член на Кајперовиот Појас и најголемиот и вториот најмасивен познат ЗНО, надминат само од Ерида во расеаниот диск. Првично Плутон се сметал за планета, но статусот на Плутон како дел од Кајперовиот Појас предизвикало да биде рекласифициран како џуџеста планета во 2006 година. Композициски е сличен на многу други објекти од Кајперовиот Појас, а неговиот орбитален период е карактеристичен за класата на ЗНО, познати како „ плутино“, кои ја делат истата резонанца 2:3 со Нептун.

Кајперовиот Појас и Нептун може да се третираат како маркери за обемот на Сончевиот Систем, алтернативи се хелиопаузата и растојанието на кое гравитационото влијание на Сонцето се совпаѓа со она на другите ѕвезди (се проценува дека е помеѓу 50.000 и 125.000).[16]

ИсторијаУреди

 
Плутон и Харон

По откривањето на Плутон во 1930 година, многумина шпекулирале дека тој можеби не е сам. Регионот кој сега се нарекува Кајперовиот Појас бил хипотезиран во различни форми со децении. Дури во 1992 година бил пронајден првиот директен доказ за неговото постоење. Бројот и разновидноста на претходните шпекулации за природата на Кајперовиот Појас довеле до континуирана неизвесност за тоа кој ја заслужува заслугата што прв го предложил.[17]

ХипотезиУреди

Првиот астроном кој предложил постоење на заднептунска популација бил Фредерик К. Леонард. Набргу по откривањето на Плутон од страна на Клајд Томбо во 1930 година, Леонард размислувал дали „не е веројатно дека во Плутон излезе на виделина како првото од серијата ултра-нептунски тела, чии преостанати членови сè уште чекаат да бидат откриени, но кои се предодредени на крајот да бидат откриени“.[18] Истата година, астрономот Армин О. Лејшнер сугерирал дека Плутон „можеби е еден од многуте планетарни објекти со долг период што допрва треба да се откријат“.[19]

 
Астрономот Џерард Кајпер, по кого е именуван Кајперовиот Појас

Во 1943 година, во Списание на Британското астрономско здружение, Кенет Еџворт претпоставил дека, во регионот надвор од Нептун, материјалот во исконската сончева маглина бил премногу широко распореден за да се кондензира во планети и така прилично кондензиран во огромен број помали тела. Од ова тој заклучил дека „надворешниот регион на Сончевиот Систем, надвор од орбитите на планетите, е окупиран од многу голем број на релативно мали тела“ [20] и дека, одвреме-навреме, некој од нивниот број „скита од сопствената сфера и се појавува како повремен посетител на внатрешниот Сончев Систем“,[20] станувајќи комета.

Во 1951 година, во трудот во Астрофизика: Тематски симпозиум, Џерард Кајпер шпекулирал за сличен диск кој се формирал на почетокот на настанокот на Сончевиот Систем, но тој не мислел дека таков појас сè уште постои. Кајпер работел на претпоставката, вообичаена во негово време, дека Плутон е со големина на Земјата и затоа ги расеал овие тела кон Ортовиот Облак или надвор од Сончевиот Систем. Да била точна хипотезата на Кајпер, денес немало да има Кајперов Појас.[21]

Хипотезата добила многу други форми во следните децении. Во 1962 година, физичарот Ал Г.В. Камерон го постулирал постоењето на „огромна маса на мал материјал на периферијата на Сончевиот Систем“.[20] Во 1964 година, Фред Випл, кој ја популаризирал познатата хипотеза за „валкани снежни топки“ за структурата на кометата, сметал дека „појасот на кометите“ може да биде доволно масивен за да предизвика наводни разлики во орбитата на Уран што ја поттикнало потрагата по планетата X, или, во најмала рака, доволно масивен за да влијае на орбитите на познатите комети.[22] Набљудувањето ја отфрлило оваа хипотеза.[20]

Во 1977 година, Чарлс Ковал го открил 2060 Хирон, леден планетоид со орбита помеѓу Сатурн и Уран. Тој користел компаратор за трепкање, истиот уред што му дозволил на Клајд Томбо да го открие Плутон скоро 50 години пред тоа.[23] Во 1992 година, друг објект, 5145 Фол, бил откриен во слична орбита.[24] Денес е познато дека цела популација на тела слични на комети, наречени кентаури, постои во регионот помеѓу Јупитер и Нептун. Орбитите на кентаурите се нестабилни и имаат динамичен век на траење од неколку милиони години.[25] Од времето на откривањето на Харон во 1977 година, астрономите шпекулираат дека кентаурите мора често да се надополнуваат со некој надворешен резервоар.[20]

Дополнителни докази за постоењето на Кајперовиот Појас подоцна се појавиле од проучувањето на кометите. Дека кометите имаат конечен животен век е познато подолго време. Како што се приближуваат до Сонцето, нивната топлина предизвикува нивните испарливи површини да се сублимираат во вселената, постепено расејувајќи ги. Со цел кометите да продолжат да бидат видливи во текот на староста на Сончевиот Систем, тие мора често да се надополнуваат.[26] Предлог за таква област на надополнување е Ортовиот Облак, веројатно сферичен рој комети што се протега над 50.000 AU од Сонцето за првпат хипотезиран од холандскиот астроном Јан Орт во 1950 година.[27] Се смета дека Ортовиот Облак е точката на потекло на долгопериодните комети, кои се оние, како Хејл-Боповата комета, со орбити кои траат илјадници години.

Постои уште една популација на комети, позната како краткопериодични или периодични комети, која се состои од оние комети кои, како Халеевата комета, имаат орбитални периоди помали од 200 години. До 1970-тите, брзината со која биле откриени комети со краток период станувала сè понеконзистентна со нивното појавување само од Ортовиот Облак.[20] За објектот од Ортовиот Облак да стане комета со краток период, прво ќе треба да биде заробен од џиновските планети. Во трудот објавен во Monthly Notices of the Royal Astronomical Society во 1980 година, уругвајскиот астроном Хулио Фернандез изјавил дека за секоја кратка комета што ќе биде испратена во внатрешниот Сончев Систем од Ортовиот Облак, 600 други ќе треба да бидат исфрлени во меѓуѕвездениот простор.[28] Следејќи ја работата на Фернандез, во 1988 година, канадскиот тим составен од Мартин Данкан, Том Квин и Скот Тремејн извршиле голем број компјутерски симулации за да утврдат дали сите набљудувани комети можеле да пристигнат од Ортовиот Облак. Тие откриле дека Ортовиот Облак не може да ги земе предвид сите комети со краток период, особено затоа што кометите со краток период се групирани во близина на рамнината на Сончевиот Систем, додека кометите од Ортовиот Облак имаат тенденција да пристигнуваат од која било точка на небото. Со „појасот“, како што го опишал Фернандез, додаден во формулациите, симулациите се поклопиле со набљудувањата.[29] Наводно, бидејќи зборовите „Кајпер“ и „појас на комети“ се појавиле во почетната реченица на трудот на Фернандез, Тремејн го нарекол овој хипотетички регион „Кајперовиот Појас“.[20]

ОткритиеУреди

 
Низата телескопи на врвот Мауна Кеја, со која била откриен Кајперовиот Појас

Во 1987 година, астрономот Дејвид Џевит од Масачусетскиот технолошки универзитет, останал збунет од „очигледната празнина на надворешниот Сончев Систем“. Тој ја охрабрил тогашната студентка Џејн Лу да му помогне во неговиот обид да лоцира друг објект надвор од орбитата на Плутон, бидејќи, како што и рекол, „Ако ние не го сториме тоа, никој нема да го стори тоа“.  Користејќи телескопи во Националната опсерваторија Кит Пик во Аризона и Меѓуамериканската опсерваторија Серо Тололо во Чиле, ти го спровеле своето пребарување на ист начин како што го направиле Клајд Томбо и Чарлс Ковал, со трепкав компаратор.[20] Првично, за испитувањето на секој пар чинии траело околу осум часа,[20]  но процесот бил забрзан со пристигнувањето на електронски уреди поврзани со полнење (CCD), кои, иако нивното видно поле било потесно, не само што биле поефикасни во собирањето светлина (тие задржувале 90% од светлината, наместо 10% постигнати со фотографии), но дозволе процесот на трепкање да се направи виртуелно, на компјутерски екран. Денес, тие уреди ја формираат основата за повеќето астрономски детектори.[20] Во 1988 година, Џевит се преселил во Институтот за астрономија на Универзитетот на Хаваи. Лу подоцна му се придружила за да работи на Универзитетот на Хаваи со 2.24 м телескоп во Мауна Кеја.[20]  На крајот, видното поле за CCD се зголемило на 1024 пиксели, што овозможило пребарувањето да се спроведе многу побрзо.[20] По пет години пребарување, Џевит и Лу на 30 август 1992 година го објавила „Откривање на објектот - кандидат за Кајперовиот Појас 1992 QB 1“.[10] Овој објект подоцна станал познат под името Албион 15760. Шест месеци подоцна, тие откриле втор објект во регионот, (181708) 1993 FW.[30] До 2018 година, биле откриени над 2000 на Кајперовиот Појас.[31]

Над илјада тела биле пронајдени во појасот во текот на дваесет години (1992–2012), по пронаоѓањето на 1992 QB1 (именуван во 2018 година), покажувајќи огромен појас на тела.[32] До 2010-тите целосниот обем и природата на телата на Кајперовиот Појас е во голема мера непознат.[32] Конечно, кон крајот на 2010-тите, два објекти на Кајперовиот Појас биле прелетани со вселенско летало без екипаж, обезбедувајќи многу поблиски набљудувања на плутонскиот систем.[33]

Студиите спроведени откако заднептунскиот регион за прв пат бил изготвен покажале дека регионот кој сега се нарекува Кајперовиот Појас не е точката на потекло на краткопериодните комети, туку дека тие наместо тоа произлегуваат од поврзаната популација наречена расеан диск. Расеаниот диск е создаден кога Нептун мигрирал нанадвор во прото-Кајперовиот Појас, кој во тоа време бил многу поблиску до Сонцето и оставил популација од динамички стабилни објекти кои никогаш не би можеле да бидат погодени од неговата орбита, и популација чии перихели се доволно блиску што Нептун сè уште може да ги вознемирува додека патува околу Сонцето (расеаниот диск). Бидејќи расеаниот диск е динамички активен, а Кајперовиот Појас релативно динамички стабилен, расеаниот диск сега се смета за најверојатната точка на потекло на периодичните комети.

ИмеУреди

Астрономите понекогаш го користат алтернативното име Еџворт-Кајперов Појас за да го кредитираат Еџворт, а објектите (КПО) повремено се нарекуваат ЕКО. Брајан Г. Марсден тврди дека ниту еден не заслужува вистинска заслуга: „Ниту Еџворт, ниту Кајпер не пишувале за нешто од далечина како она што сега ние го гледаме, но Фред Випл напишал“.[20] Дејвид Џевит коментирал: „Фернандез речиси ја заслужува заслугата за предвидувањето на Кајперовиот Појас.“

КПО понекогаш се нарекуваат „кајпероиди“, име предложено од Клајд Томбо.[34] Терминот „заднептунски објект “ (ЗО) е препорачан за објекти во појасот од неколку научни групи бидејќи терминот е помалку контроверзен од сите други - сепак не е точен синоним, бидејќи заднептунските објекти ги вклучуваат сите објекти кои кружат околу Сонцето покрај орбитата на Нептун, не само оние во Кајперовиот Појас.

СтруктураУреди

Во својот најголем обем (но со исклучок на расеаниот диск), вклучувајќи ги неговите оддалечени региони, Кајперовиот Појас се протега од приближно 30-55 AU. Главното тело на појасот е општо прифатено да се протега од резонанца на средно движење 2:3 на 39,5 AU до резонанца 1:2 на приближно 48 AU.[35] Кајперовиот Појас е прилично дебел, при што главната концентрација се протега до десет степени надвор од еклиптичката рамнина и подифузна распределба на објектите која се протега неколку пати подалеку. Генерално, повеќе наликува на тор или крофна отколку на појас.[36] Неговата средна положба е наклонета кон еклиптиката за 1,86 степени.[37]

Присуството на Нептун има големо влијание врз структурата на Кајперовиот Појас поради орбиталните резонанции. Во временска скала споредлива со возраста на Сончевиот Систем, гравитацијата на Нептун ги дестабилизира орбитите на сите објекти што се наоѓаат во одредени региони и или ги испраќа во внатрешниот Сончев Систем или надвор во расеаниот диск или меѓуѕвездениот простор. Ова предизвикува Кајперовиот Појас да има изразени празнини во неговиот сегашен распоред, слични на Керквудовите јазови во астероидниот појас. Во регионот помеѓу 40 и 42 ае, на пример, ниту еден објект не може да задржи стабилна орбита во такви времиња, и секое тело забележано во тој регион морало да мигрира во овој појас релативно неодамна.[38]

 
Различните динамички класи на заднептунските објекти.

Класичен појасУреди

Помеѓу резонанциите 2:3 и 1:2 со Нептун, приближно на 42-48 AU, гравитационите интеракции со Нептун се случуваат во подолг временски период, а објектите можат да постојат со нивните орбити суштински непроменети. Овој регион е познат како класичен Кајперов Појас (или Кубевано), а неговите членови сочинуваат приближно две третини од КПО.[39][40] Бидејќи првиот современ објект од појасот откриен (Албион) се смета за прототип на оваа група, класичните КПО често се нарекуваат Кубевано.[41][42] Насоките воспоставени од Меѓународниот астрономски сојуз бараат класичните KПO да добијат имиња на митолошки суштества поврзани со создавањето.

Класичниот Кајперовиот Појас се чини дека е композит од две одделни популации. Првата, позната како „динамично студена“ популација, има орбити слично како планетите; речиси кружни, со орбитално занесување помало од 0,1 и со релативно мали наклонетости до околу 10° (тие лежат блиску до рамнината на Сончевиот Систем наместо под агол). Студената популација, исто така, содржи концентрација на предмети, наречени јадро, со големи полуоски на 44-44,5 ае.[43] Втората, „динамички жешката“ популација, има орбити многу понаклонети кон еклиптиката, до 30°. Двете популации се именувани на овој начин не поради некоја голема разлика во температурата, туку од аналогија на честички во гасот, кои ја зголемуваат нивната релативна брзина додека се загреваат.[44] Не само што двете популации се во различни орбити, студената популација исто така се разликува по боја и албедо, бидејќи е поцрвена и посветла, има поголем дел од бинарни објекти,[45] има различна дистрибуција на големина,[46] и нема многу големи објекти.[47] Масата на динамично студената популација е приближно 30 пати помала од масата на топлата.[46] Разликата во боите може да биде одраз на различни композиции, што сугерира дека тие се формирани во различни региони. Се претпоставува дека жешката популација се формирала во близина на првобитната орбита на Нептун и дека била расеана за време на миграцијата на џиновските планети. Студената популација, од друга страна, се предлага дека се формирала повеќе или помалку во нејзината сегашна положба, бидејќи лабавите бинарни броеви веројатно нема да ги преживеат средбите со Нептун.[48] Иако се смета дека моделот Ница може барем делумно да ја објасни разликата во составот, исто така било предложено дека разликата во бојата може да ги одразува разликите во еволуцијата на површината.[49]

РезонанциУреди

 
Распределба на кубевано (сино), резонантни заднептунски објекти (црвено), седноиди (жолти) и расеани објекти (сива)
 
Класификација на орбитата (шема на големи полуоски )

Кога орбиталниот период на објектот е точен сооднос на нептуновиот (ситуација наречена резонанца на средно движење ), тогаш тој може да се заклучи во синхронизирано движење со Нептун и да избегне да биде вознемирен ако нивните релативни порамнувања се соодветни. Ако, на пример, некој објект кружи околу Сонцето двапати на секои три орбити на Нептун, и ако достигне перихел со Нептун на четвртина од орбитата подалеку од него, тогаш секогаш кога ќе се врати во перихел, Нептун секогаш ќе биде во приближно иста релативна положба, како што почнал, затоа што ќе орбитрира 1 1⁄2 во исто време. Ова е познато како резонанца 2:3 (или 3:2) и одговара на карактеристична голема полуоска од околу 39,4 AU. Оваа резонанца 2:3 е населена со околу 200 познати објекти,[50] вклучувајќи го и Плутон заедно со неговите месечини. Како признание за ова, членовите на ова семејство се познати како плутино. Многу плутино, вклучително и Плутон, имаат орбити кои ја преминуваат орбитата на Нептун, иако нивната резонанца значи дека тие никогаш не можат да се судрат. Тие имаат високи орбитални ексцентричности, што сугерира дека тие не се родни на нивните сегашни позиции, туку дека биле случајно фрлени во нивните орбити од мигрирачкиот Нептун.[51] Насоките на Меѓународниот астрономски сојуз диктираат дека сите плутина, како и Плутон, мора да бидат именувани за божества на подземниот свет. Резонанца 1:2 (чии објекти завршуваат половина орбита за секоја од нептуновите орбити) одговара на големи полуоски од ~ 47,7 AU, и е ретко населена.[52] Неговите жители понекогаш се нарекуваат резонантни заднептунци. Други резонанции исто така постојат во 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5. Нептун има голем број тројански објекти, кои ги зафаќаат неговите Лагранжови точки, гравитациски стабилни региони кои го водат и го следат во неговата орбита. Нептунските тројанци се во резонанца на средно движење 1:1 со Нептун и често имаат многу стабилни орбити.

Дополнително, постои релативно отсуство на објекти со големи полуоски под 39 AU што очигледно не може да се објасни со сегашните резонанци. Моментално прифатената хипотеза за причината за ова е дека како што Нептун мигрирал нанадвор, нестабилните орбитални резонанции постепено се движеле низ овој регион, и на тој начин сите објекти во него биле збришани или гравитациски исфрлени од него.

Кајперова карпаУреди

 
Хистограм на големите полуоски на објектите на Кајперовиот Појас со наклонетост над и под 5 степени.

Резонанца 1:2 на 47,8 AU се чини дека е раб зад кој се познати неколку објекти. Не е јасно дали тоа е всушност надворешниот раб на класичниот појас или само почеток на широката празнина. Објектите се откриени на 2:5 резонанца на околу 55 AU, добро надвор од класичниот појас; предвидувањата за голем број тела во класичните орбити помеѓу овие резонанции не се потврдени преку набљудување.

Врз основа на проценките на исконската маса потребна за да се формираат Уран и Нептун, како и тела големи како Плутон, претходните модели на Кајперовиот Појас сугерирале дека бројот на големи објекти ќе се зголеми за двапати над 50 AU,[53] така што овој ненадеен драстичен пад, познат како Кајперова карпа, бил неочекуван и до денес неговата причина е непозната. Бернштајн, Трилинг и др. (2003) нашле докази дека брзиот пад на објектите од 100 км или повеќе во полупречник над 50 ае е реална. Можните објаснувања вклучуваат дека материјалот на таа далечина бил премногу редок или премногу расфрлан за да се натрупа во големи објекти, или дека последователните процеси ги отстраниле или уништиле оние што го направиле.[54] Патрик Ликавка од Универзитетот Коби тврдел дека гравитационата привлечност на невиден голем планетарен објект, можеби со големина на Земјата или Марс, може да биде одговорен за оваа празнина.[55][56]

ПотеклоУреди

 
Симулација која покажува надворешни планети и Кајперовиот Појас: (а) пред резонанца Јупитер/Сатурн 1:2, (б) расејување на објекти од Кајперовиот Појас во Сончевиот Систем по орбиталното поместување на Нептун, (в) по исфрлањето на телата на Кајперовиот Појас од Јупитер
 
Кајперовиот Појас (зелено), во периферијата на Сончевиот Систем

Прецизното потекло на Кајперовиот Појас и неговата сложена структура сè уште се нејасни, а астрономите го чекаат завршувањето на неколку телескопи за истражување со широко поле, како што се Pan-STARRS и идниот LSST, кои треба да откријат многу моментално непознати објекти од Кајперовиот Појас (KПO). Овие истражувања ќе обезбедат податоци кои ќе помогнат да се одредат одговорите на овие прашања.

Се смета дека Кајперовиот Појас се состои од планетезимали, фрагменти од оригиналниот протопланетарен диск околу Сонцето кои не успеале целосно да се спојат во планети и наместо тоа се формирале во помали тела, најголемите помали од 3,000 во пречник. Студиите на бројот на кратери на Плутон и Харон откриле недостиг на мали кратери што сугерира дека таквите објекти се формирале директно како големи објекти во опсег од десетици километри во пречник, наместо да се акредитираат од многу помали, приближно километарски тела.[57] Хипотетичките механизми за формирање на овие поголеми тела го вклучуваат гравитацискиот колапс на облаци од камчиња концентрирани помеѓу витли во турбулентен протопланетарен диск. Овие облаци кои се распаѓаат може да се фрагментираат, формирајќи бинарни датотеки.[58]

Современите компјутерски симулации покажуваат дека Кајперовиот Појас бил под силно влијание на Јупитер и Нептун, а исто така сугерираат дека ниту Уран ниту Нептун не можеле да се формираат на нивните сегашни позиции, бидејќи на тој опсег постоела премалку исконска материја за да се создадат објекти со толку голема маса. Наместо тоа, се проценува дека овие планети се формирале поблиску до Јупитер. Распрснувањето на планезималите во почетокот на историјата на Сончевиот Систем би довело до миграција на орбитите на џиновските планети: Сатурн, Уран и Нептун се оддалечиле нанадвор, додека Јупитер се оддалечил навнатре. На крајот, орбитите се префрлиле до точката каде што Јупитер и Сатурн достигнале точна резонанца 1:2; Јупитер орбитирал околу Сонцето двапати за секоја орбита на Сатурн. Гравитационите реперкусии на таквата резонанца на крајот ги дестабилизирало орбитите на Уран и Нептун, предизвикувајќи тие да бидат расеани нанадвор во орбити со висока ексцентричност кои го преминале исконскиот планезимален диск.[59]

Додека орбитата на Нептун била многу ексцентрична, нејзините резонанции со средно движење се преклопиле и орбитите на планезималите еволуирале хаотично, дозволувајќи им на планетезималите да талкаат нанадвор до резонанцијата на Нептун 1:2 за да формираат динамички ладен појас од објекти со мала наклонетост. Подоцна, откако неговата ексцентричност се намалила, орбитата на Нептун се проширила нанадвор кон неговата сегашна позиција. Многу планетезимали биле заробени и остануваат во резонанции за време на оваа миграција, други еволуирале во орбити со поголема наклонетост и помала ексцентричност и избегале од резонанциите на стабилни орбити.[60] Многу повеќе планетезимали биле расфрлани навнатре, при што малите фракции биле заробени како тројанци на Јупитер, како неправилни сателити кои кружат околу огромните планети и како астероиди од надворешниот појас. Остатокот повторно бил расеан нанадвор од Јупитер и во повеќето случаи исфрлен од Сончевиот Систем, намалувајќи ја исконската популација на Кајперовиот Појас за 99% или повеќе.

Оригиналната верзија на моментално најпопуларниот Нички модел, репродуцира многу карактеристики на Кајперовиот Појас, како што се „ладните“ и „жешките“ популации, резонантните објекти и расеаниот диск, но сепак не може да ги земе предвид некои од карактеристиките на нивната дистрибуција. Моделот предвидува повисока просечна ексцентричност во класичните KПO орбити отколку што е забележана (0,10–0,13 наспроти 0,07) и неговата предвидена распределба на наклон содржи премалку објекти со висока наклонетост. Покрај тоа, честотата на бинарни објекти во ладниот појас, од кои многу се оддалечени и лабаво врзани, исто така претставува проблем за моделот. Се предвидува дека тие биле разделени за време на средбите со Нептун,[61] навело некои да предложат дека студениот диск се формирал на неговата сегашна местоположба, претставувајќи ја единствената вистинска локална популација на мали тела во Сончевиот Систем.[62]

Со неодамнешната модификација на моделот, Сончевиот Систем започнува со пет џиновски планети, вклучително и дополнителен леден џин, во синџир на резонанции на средно движење. Околу 400 милиони години по формирањето на Сончевиот Систем, синџирот на резонанца бил прекинат. Наместо да бидат расфрлани во дискот, ледените џинови прво мигрирале нанадвор.[63] Оваа дивергентна миграција на крајот довела до премин на резонанца, дестабилизирајќи ги орбитите на планетите. Дополнителниот леден џин наишол на Сатурн и се расфрлил навнатре на орбитата на Јупитер и по серија средби бил исфрлен од Сончевиот Систем. Останатите планети потоа ја продолжиле својата миграција додека планестималниот диск речиси не се исцрпил со мали фракции кои остануваат на различни локации.[63]

Како и во оригиналниот модел на Ница, предметите се доловуваат во резонанца со Нептун за време на неговата надворешна миграција. Некои остануваат во резонанца, други еволуираат во орбити со поголема наклонетост, помала ексцентричност и се ослободуваат на стабилни орбити формирајќи го динамички жешкиот класичен појас. Распределбата на наклонот на топлиот појас може да се репродуцира ако Нептун мигрирал од 24 AU до 30 AU на 30 Ма како временска рамка.[64] Кога Нептун мигрирал до 28 AU, имал гравитациска средба со дополнителниот леден џин. Предметите заробени од студениот појас во резонанца со средно движење 1:2 со Нептун се оставени како локална концентрација на 44 AU кога оваа средба предизвикала големата полуоска на Нептун да скокне нанадвор.[65] Предметите депонирани во ладниот појас вклучуваат некои лабаво врзани „сини“ бинарни датотеки кои потекнуваат од поблиску од моменталната местоположба на ладниот појас.[66] Ако ексцентричноста на Нептун остане мала за време на оваа средба, хаотичната еволуција на орбитите на оригиналниот модел на Ница е избегната и се зачувува исконскиот студен појас.[67] Во подоцнежните фази на миграцијата на Нептун, бавното бришење на резонанциите на средно движење ги отстранува објектите со поголема ексцентричност од студениот појас, скратувајќи ја неговата дистрибуција на ексцентричност.[68]

СоставУреди

 
Инфрацрвените спектри на Ерида и Плутон, истакнувајќи ги нивните заеднички линии на апсорпција на метан

Со оглед на тоа што се оддалечени од Сонцето и големите планети, објектите на Кајперовиот Појас се смета дека се релативно незасегнати од процесите што ги обликувале и менувале другите објекти на Сончевиот Систем; така, одредувањето на нивниот состав би обезбедило значителни информации за составот на најраниот Сончев Систем.[69] Поради нивната мала големина и екстремната оддалеченост од Земјата, хемискиот состав на КПО е многу тешко да се одреди. Главниот метод со кој астрономите го одредуваат составот на небесниот објект е спектроскопија. Кога светлината на објектот ќе се распадне на нејзините составни бои, се формира слика слична на виножитото. Оваа слика се нарекува спектар. Различни супстанции апсорбираат светлина на различни бранови должини, а кога спектарот за одреден објект е разоткриен, се појавуваат темни линии (наречени линии на апсорпција) каде што супстанциите во него ја апсорбирале одредената бранова должина на светлината. Секој елемент или соединение има свој уникатен спектроскопски потпис и со читање на целосниот спектрален „отпечаток од прст“ на објектот, астрономите можат да го одредат неговиот состав.

Анализата покажува дека предметите на Кајперовиот Појас се составени од мешавина на карпи и разновидни мразови како што се вода, метан и амонијак. Температурата на појасот е само околу 50 К,[70] така што многу соединенија што би биле гасовити поблиску до Сонцето остануваат цврсти. Густините и фракциите на карпа-мраз се познати само за мал број предмети за кои се одредени пречниците и масите. Пречникот може да се определи со сликање со телескоп со висока резолуција како што е вселенскиот телескоп Хабл, со времето на прикривање кога некој објект поминува пред ѕвезда или, најчесто, со користење на албедото на објектот пресметано од неговите инфрацрвени емисии. Масите се одредуваат со помош на големите полуоски и периоди на сателитите, кои затоа се познати само за неколку бинарни објекти. Густините се движат од помалку од 0,4 до 2,6 g/cm 3. Се смета дека објектите со најмалку густина се главно составени од мраз и имаат значителна порозност. Најгустите објекти најверојатно се составени од карпи со тенка кора од мраз. Постои тренд на ниски густини за малите објекти и високи густини за најголемите објекти. Едно можно објаснување за овој тренд е дека мразот се изгубил од површинските слоеви кога диференцираните објекти се судриле за да ги формираат најголемите објекти.

 
Уметнички впечаток за плутино и можниот поранешен астероид од типот C (120216) 2004 EW95 [71]

Првично, деталната анализа на KПO била невозможна, па така астрономите можеле да ги утврдат само најосновните факти, првенствено нивната боја.[72] Овие први податоци покажале широк опсег на бои меѓу КПО, кои се движат од неутрално сиво до длабоко црвено.[73] Ова сугерирало дека нивните површини се составени од широк спектар на соединенија, од валкани мразови до јаглеводороди.[73] Оваа разновидност била запрепастувачка, бидејќи астрономите очекувале овие објекти да бидат подеднакво темни, бидејќи го изгубиле најголемиот дел од испарливите мразови од нивните површини поради ефектите на космичките зраци.[20] Биле предложени различни решенија за оваа несовпаѓање, вклучително и повторно излегување на површината со удари или испуштање гас.[72] Спектралната анализа на Џевит и Лу на познатите објекти на Кајперовиот Појас во 2001 година открила дека варијацијата во бојата е премногу екстремна за лесно да се објасни со случајни удари.[74] Се смета дека зрачењето од Сонцето хемиски го променило метанот на површината на КПО, произведувајќи производи како што се толините. Докажано е дека Макемаке поседува голем број јаглеводороди добиени од радијационата обработка на метанот, вклучувајќи етан, етилен и ацетилен.

Иако до денес повеќето KПO сè уште изгледаат спектрално без карактеристики поради нивната несвестица, имало голем број успеси во одредувањето на нивниот состав. Во 1996 година, Роберт Х. Браун и соработниците, добиле спектроскопски податоци за KПO, 1993 SC, кои откриле дека неговиот површински состав е значително сличен на оној на Плутон, како и на месечината на Нептун, Тритон, со големи количества метански мраз.[75] За помалите предмети, одредени се само боите, а во некои случаи и албедото. Овие објекти во голема мера спаѓаат во две класи: сиви со ниско албедо, или многу црвени со повисоко албедо. Се претпоставува дека разликата во боите и албедото се должи на задржувањето или губењето на сулфурводород (H2S) на површината на овие објекти, при што површините на оние што се формирале доволно далеку од Сонцето го задржиле H2S и поцрвениле поради зрачење.[76]

Најголемите КПО, како што се Плутон и Квавар, имаат површини богати со испарливи соединенија како што се метан, азот и јаглерод моноксид; присуството на овие молекули веројатно се должи на нивниот умерен притисок на пареа во 30-50 К температурен опсег на Кајперовиот Појас. Ова им овозможува повремено да зовриваат од нивните површини и потоа повторно да паѓаат како снег, додека соединенијата со повисоки точки на вриење би останале цврсти. Релативното изобилство на овие три соединенија во најголемите КПО е директно поврзано со нивната површинска гравитација и температурата на околината, што одредува која може да ја задржат. Воден мраз е откриен во неколку KПO, вклучително и членови на семејството Хаумеја, како што се 1996 TO66,[77] објекти со средна големина како 38628 Хуја и 20000 Варуна ,[78] и исто така на некои мали објекти.[69] Присуството на кристален мраз на големи и со средна големина објекти, вклучително и 50000 Квавар каде што е откриен и амонијак хидрат може да укаже на мината тектонска активност потпомогната од намалувањето на точката на топење поради присуството на амонијак.[69]

Распределба на маса и големинаУреди

И покрај неговата огромна големина, колективната маса на Кајперовиот Појас е релативно мала. Се проценува дека вкупната маса на динамички топлата популација е 1% од масата на Земјата. Се проценува дека динамично студената популација е многу помала со само 0,03% од масата на Земјата.[46] Додека динамично топлата популација се смета за остаток од многу поголема популација која се формирала поблиску до Сонцето и била расфрлана нанадвор за време на миграцијата на џиновските планети, за разлика од нив, се смета дека динамички студената популација се формирала на нејзината сегашна местоположба. Најновата проценка ја става вкупната маса на Кајперовиот Појас на 0,02 ± 0,30 на Земјата врз основа на влијанието што тоа го врши врз движењето на планетите.[79]

Малата вкупна маса на динамички студената популација претставува некои проблеми за моделите на формирањето на Сончевиот Систем бидејќи е потребна значителна маса за собирање на КПО поголеми од 100 километри во пречник. Доколку ладниот класичен Кајперовиот Појас отсекогаш ја имал својата сегашна мала густина, овие големи објекти едноставно не би можеле да се формираат од судирот и спојувањето на помалите планетезимали.[3] Освен тоа, ексцентричноста и наклонетоста на тековните орбити ги прават средбите прилично „насилни“ што резултира со уништување, а не со зголемување. Отстранувањето на голем дел од масата на динамично студената популација се смета дека е малку веројатно. Сегашното влијание на Нептун е премногу слабо за да се објасни таквото масивно „вакумирање“, а степенот на губење на масата со судир е ограничен со присуството на лабаво врзани бинарни датотеки во ладниот диск, кои најверојатно ќе бидат нарушени при судири.[80] Наместо да се формира од судирите на помалите планетезимали, поголемиот објект можеби се формирал директно од колапсот на облаците.[81]

 
Илустрација на законот за моќност

Распределбата на големината на објектите на Кајперовиот Појас следи низа закони за моќ. Законот за моќност ја опишува врската помеѓу N ( D) (бројот на објекти со пречник поголем од D) и D, и се нарекува наклон на осветленоста. Бројот на предмети е обратно пропорционален на некоја моќност на пречникот D:

  (претпоставувајќи дека q не е 1) :  

(Константата може да биде не-нула само ако законот за моќност не се применува при високи вредности на D. )

Раните проценки кои се засновале на мерењата на распределбата на привидната величина откриле вредност од q = 4 ± 0,5, што имплицирало дека има 8 (=2 3) пати повеќе објекти во 100-200 км опсег отколку во 200-400 км опсег.

Неодамнешното истражување открило дека распределбата на големината на топлите класични и ладни класични објекти имаат различни наклони. Наклонот за жешките предмети е q = 5,3 при големи пречници и q = 2,0 при мали пречници со промена на наклонот на 110 км. Наклонот за ладните објекти е q = 8,2 при големи пречници и q = 2,9 при мали пречници со промена на наклонот при 140 км. Распределбата на големината на објектите што се распрснуваат, плутиносите и тројанците на Нептун имаат падини слични на другите динамички жешки популации, но наместо тоа може да имаат нагло намалување на бројот на објекти под одредена големина. Се претпоставува дека ова раздвојување се должи или на судирната еволуција на објектите, или дека се должи на популацијата која се формирала без објекти под оваа големина, при што помалите објекти се фрагменти од оригиналните објекти.[82][83]

Најмалите познати објекти на Кајперовиот Појас со полупречник под 1 км се откриени само со ѕвездени прикривања, бидејќи тие се премногу слаби ( магнитуда 35) за да се видат директно со телескопи како што е вселенскиот телескоп Хабл.[84] Првите извештаи за овие прикривања биле од Шлихтинг и неговите соработници во декември 2009 година, кој го објавиле откривањето на мал објект од Кајперовиот Појас со полупречник под километар во архивската фотометрија на Хабл од март 2007 година. Со проценет полупречник од 520 ± 60 или пречник од 1.040 ± 120 објектот бил откриен.[85] Во една последователна студија објавена во декември 2012 година, Шлихтинг и неговите соработници извршиле потемелна анализа на архивската фотометрија на Хабл и пријавиле уште еден настан на прикривање од објект од Кајперовиот Појас со големина под километар, проценет на 530 ± 70 во полупречник или 1.060 ± 140 во пречник. Од окултационите настани откриени во 2009 и 2012 година, Шлихтинг и неговите соработници го определиле наклонот на распределбата на големината на објектот на Кајперовиот Појас да биде q = 3,6 ± 0,2 или q = 3,8 ± 0,2, со претпоставките за еден закон за моќност и рамномерна еклиптичка распределба на ширината. Нивниот резултат имплицира силен дефицит на објекти од Кајперовиот Појас со големина под километар во споредба со екстраполации од популацијата на поголеми објекти од Кајперовиот Појас со пречник над 90 км.[86]

Расеани предметиУреди

 
Споредба на орбитите на објектите со расеани дискови (црни), класичните КПО (сини) и резонантните објекти 2:5 (зелени). Орбитите на другите КПО се сиви. (Орбиталните оски се порамнети за споредба. )

Расеаниот диск е ретко населен регион, кој се преклопува со Кајперовиот Појас, но се протега на над 100 ае. Објектите на расеани дискови (ОРД) имаат многу елиптични орбити, честопати и многу наклонети кон еклиптиката. Повеќето модели на формирање на Сончевиот Систем покажуваат дека и објектите од Кајперовиот Појас (КПО) и објектите од расеаниот диск (ОРД) најпрвин се формирале во исконски појас, со подоцнежни гравитациски интеракции, особено со Нептун, испраќајќи ги објектите нанадвор, некои во стабилни орбити (КПО) и некои во нестабилни орбити, односно во расеаниот диск. Поради неговата нестабилна природа, постои сомнеж дека расеаниот диск е точката на потекло на многу од краткопериодните комети на Сончевиот Систем. Нивните динамични орбити повремено ги принудуваат во внатрешниот Сончев Систем, прво станувајќи кентаури, а потоа комети со краток период.[12]

Според Центарот за мали планети, кој официјално ги каталогизира сите заднептунски објекти, КПО е секој објект што орбитира исклучиво во рамките на дефинираниот регион на Кајперовиот Појас, без оглед на потеклото или составот. Предметите што се наоѓаат надвор од појасот се класифицирани како расеани објекти.[87] Во некои научни кругови, терминот „објект на Кајперовиот Појас“ станал синоним за која било помала ледена планета родена во надворешниот Сончев Систем за која се претпоставува дека била дел од таа почетна класа, дури и доколку нејзината орбита во текот на најголемиот дел од историјата на Сончевиот Систем била надвор од Кајперовиот Појас (на пр. во регионот со расеани дискови). Тие често ги опишуваат расфрланите дискови како „расфрлани предмети од Кајперовиот Појас“.[88] Ерида, за која се знае дека е помасивна од Плутон, често се нарекува КПО, но технички е ОРД.[87] Допрва треба да се постигне консензус меѓу астрономите за прецизна дефиниција на Кајперовиот Појас, а ова прашање останува нерешено.

Се смета дека кентаурите, кои вообичаено не се сметаат за дел од Кајперовиот Појас, се расфрлани предмети, единствената разлика е во тоа што тие биле расфрлани навнатре, наместо нанадвор. Центарот за мали планети ги групира кентаурите и ОРД заедно како расфрлани објекти.

ТритонУреди

 
Месечината на Нептун, Тритон

За време на неговиот период на миграција, се смета дека Нептун заробил голем КПО, Тритон, кој е единствената голема месечина во Сончевиот Систем со ретроградна орбита (тоа орбитира спротивно од ротацијата на Нептун). Ова сугерира дека, за разлика од големите месечини на Јупитер, Сатурн и Уран, за кои се смета дека се споиле од ротирачки дискови со материјал околу нивните млади матични планети, Тритон бил целосно формирано тело кое било заробено од околниот простор. Гравитациското заробување на објект не е лесно: потребен е механизам за да се забави објектот доволно за да биде заробен од гравитацијата на поголемиот објект. Можно објаснување е дека Тритон бил дел од бинарен систем кога се сретнал со Нептун. Исфрлањето на другиот член од Нептун може да го објасни заробувањето на Тритон.[89] Тритон е само 14% поголем од Плутон, а спектралната анализа на двата света покажува дека нивните површини во голема мера се составени од слични материјали, како што се метан и јаглерод моноксид. Сето ова упатува на заклучокот дека Тритон некогаш бил КПО кој бил заробен од Нептун за време на неговата надворешна миграција.[90]

Најголемите КПОУреди

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

Во 2000 година биле откриени голем број КПО со пречник помеѓу 500 и 1500 километри, повеќе од половина од онаа на Плутон (пречник 2370 км). 50000 Квавар , класичен КПО откриен во 2002 година, има над 1.200 км пречник. Макемаке и Хаумеја, откриени на 29 јули 2005 година, биле уште поголеми. Други објекти, како што се 28978 Иксион (откриен во 2001 година) и 20000 Варуна (откриен во 2000 година), се со големина од приближно 500 километри.

ПлутонУреди

Откривањето на овие големи КПО во орбити слични на плутоновите, навело многумина да заклучат дека, освен неговата релативна големина, Плутон не се разликува особено од другите членови на Кајперовиот Појас. Не само што овие објекти се слични по големина на Плутон, туку многумина имаат и сателити и се со сличен состав (метан и јаглерод моноксид се пронајдени и на Плутон и на најголемите КПО). Така, исто како што Церера се сметала за планета пред откривањето на нејзините колеги астероиди, некои почнале да сугерираат дека и Плутон може да биде рекласифициран.

Прашањето било актуелно со откривањето на Ерида, објект во расфрланиот диск многу подалеку од Кајперовиот Појас, за кој сега е познато дека е 27% помасивен од Плутон.[91] (Првично се мислело дека е поголем од Плутон по волумен, но мисијата Нови Хоризонти открила дека тоа не е така. Како одговор на тоа, Меѓународниот астрономски сојуз (МАС) била принудена да дефинира што е планета за прв пат, и со тоа го вклучила во нивната дефиниција дека планетата мора да го „исчистила соседството околу својата орбита“.[92] Бидејќи Плутон ја дели својата орбита со многу други значителни објекти, се сметало дека не ја исчистил својата орбита и на тој начин бил прекласифициран од планета во џуџеста планета, што го прави член на Кајперовиот Појас.

Иако Плутон е моментално најголемиот познат КПО, постои барем еден познат поголем објект во моментов надвор од Кајперовиот Појас кој најверојатно потекнува од него: Нептуновата месечина Тритон (која, како што е објаснето погоре, веројатно е заробена KПO).

Од 2008 година, само пет објекти во Сончевиот Систем (Церера, Ерида, Плутон, Макемаке и Хаумеја) се наведени како џуџести планети од страна на Меѓународниот астрономски сојуз. 90482 Орк, 28978 Иксион и многу други објекти на Кајперовиот Појас се доволно големи за да бидат во хидростатска рамнотежа; повеќето од нив веројатно ќе се квалификуваат кога ќе се знае повеќе за нив.[93][94][95]

СателитиУреди

За шесте најголеми (Ерида, Плутон, Гунггунг, Макемаке, Хаумеја и Квавар) се знае дека имаат сателити, а два од нив имаат повеќе од еден. Поголем процент од поголемите KПO имаат сателити отколку помалите објекти во Кајперовиот Појас, што укажува на тоа дека е одговорен различен механизам за формирање.[96] Исто така, има голем број бинарни датотеки (два објекти доволно блиску по маса за да кружат „еден на друг“) во Кајперовиот Појас. Најзабележителен пример е бинарниот Плутон-Харон, но се проценува дека околу 11% од објектите кои постојат во бинарни датотеки.[97]

ИстражувањеУреди

 
486958 Арокот (зелени кругови), избраната цел за објект мисијата на Кајперовиот Појас Нови Хоризонти

На 19 јануари 2006 година било лансиран првото вселенско летало за истражување на Кајперовиот Појас, Нови Хоризонти, кое прелетало покрај Плутон на 14 јули 2015 година. Надвор од прелетувањето на Плутон, целта на мисијата била да лоцира и истражи други, подалечни објекти во Кајперовиот Појас.[98]

 
Дијаграм што ја покажува местоположбата на 486958 Арокот
 
Композитната слика на Нови Хоризонти во боја на Арокот ја покажува својата црвена боја, што укажува на органски соединенија.[99] Засега, тој е единствениот КПО покрај Плутон и неговите сателити што било посетено од вселенско летало.

На 15 октомври 2014 година, било откриено дека Хабл открил три потенцијални цели, привремено означени PT1 („потенцијална цел 1“), PT2 и PT3 од тимот на Нови Хоризонти.[100][101] Пречникот на објектите се проценува на 30-55 км опсег; премногу мал за да се види со земјени телескопи, на оддалеченост од Сонцето од 43–44 ае, што би ги ставило средбите во периодот 2018–2019 година.[102] Првичната проценка за веројатноста дека овие објекти се достапни во рамките на буџетот на гориво на Нови Хоризонти се 100%, 7%, и 97%, соодветно.[102] Сите се членови на класичниот Кајперовиот „ладен“ појас (низок наклон, ниска ексцентричност), а со тоа и многу различни од Плутон. PT1 најповолно сместен објект, бил со магнитуда 26,8, 30–45 км во пречник, а се сретнал во јануари 2019 година.[103] Откако биле обезбедени доволно орбитални информации, Центарот за мали планети дал официјални ознаки на трите целни КПО: 2014 MU69 (PT1), 2014 OS393 (PT2) и 2014 PN70 (PT3). До есента 2014 година, можната четврта цел, 2014 MT69, била елиминирана со дополнителни набљудувања. PT2 не бил во функција пред прелетувањето на Плутон.[104][105]

На 26 август 2015 година, била избрана 2014 MU69 (наречена „Ultima Thule“ и подоцна 486958 Арокот). Приспособувањето на курсот се случило кон крајот на октомври и почетокот на ноември 2015 година, што довело до прелетување во јануари 2019 година.[106] На 1 јули 2016 година, НАСА одобрила дополнително финансирање за Нови Хоризонти за да го посети објектот.[107]

На 2 декември 2015 година, Нови Хоризонти го открил она што тогаш било наречено 1994 JR1 (подоцна наречено 15810 Арван) од 170 милиони километри подалеку, а фотографиите го прикажуваат обликот на објектот и еден или два детали.[108]

На 1 јануари 2019 година, Нови Хоризонти успешно прелетале покрај Арокот, враќајќи ги податоците што покажуваат дека Арокот е контактно двојна мала планета 32 км во должина од 16 км широк.[109] Инструментот Ралф на New Horizons ја потврди црвената боја на Арокот. Податоците од прелетувањето ќе продолжат да се преземаат во текот на следните 20 месеци.

Не се планирани дополнителни мисии за Нови Хоризонти, иако се проучени најмалку два концепта за мисии кои би се вратиле во орбитата или слетале на Плутон.[110][111] Надвор од Плутон, постојат многу големи КПО кои не можат да се посетат со Нови Хоризонти, како што се џуџестите планети Макемаке и Хаумеја. Новите мисии ќе имаат задача детално да ги истражат и проучуваат овие објекти. Thales Alenia Space ја проучувал логистиката на орбитарска мисија во Хаумеја,[112] научна цел со висок приоритет поради нејзиниот статус како родителско тело на судирно семејство кое вклучува неколку други заднептунски објекти, како и прстенот на Хаумеја и две месечини. Главниот автор, Џоел Понси, се залагал за нова технологија која ќе им овозможи на вселенските летала да стигнат и да кружат околу КПО за 10-20 години или помалку.[113] Главниот истражувач на Нови Хоризонти, Алан Стерн, неформално предложил мисии кои би прелетале покрај планетите Уран или Нептун пред да ги посетат новите цели на KПO,[114] со што ќе го унапредат истражувањето на Кајперовиот Појас додека исто така ќе ги посетат и овие ледени џиновски планети за прв пат по Војаџер 2.во 1980-тите.

Студии и мисииУреди

 
Дизајн за напреден концепт на сонда од 1999 година

Квавар се сметал за прелетна цел со сонда чија задача би била да ја истражува меѓуѕвездената средина; Пон Брант од лабораторијата за применета физика, Џон Хопкинс и неговите колеги проучувале сонда што би прелетала покрај Квавар во 2030-тите пред да продолжи до меѓуѕвездената средина низ хелиосферскиот нос.[115][116] Меѓу нивните интереси во Квавар се неговата веројатно исчезнувачка атмосфера на метан и криовулканизам.[115] Мисијата што ја проучувале Брант и неговите колеги ќе започне со користење на систем за вселенско лансирање и ќе постигне 30 km/s користејќи прелет покрај Јупитер. Алтернативно, за мисија на шатлот, една студија објавена во 2012 година заклучила дека Иксион и Хуја се меѓу повеќето остварливи цели.[117] На пример, авторите пресметале дека орбитарска мисија би можела да стигне до Иксион по 17 години крстарење доколку биде лансирана во 2039 година.

Екстра-сончеви Кајперови појасиУреди

 
Дискови со отпад околу ѕвездите HD 139664 и HD 53143

До 2006 година, астрономите решиле дилема за дискови од прашина за кои се сметало дека се структури слични на Кајперовиот Појас околу девет други ѕвезди освен Сонцето. Се смета дека тие спаѓаат во две категории: широки појаси, со полупречник од над 50 ае и тесни појаси (привремено како оној на Сончевиот Систем) со полупречници помеѓу 20 и 30 ае и релативно остри граници.[118] Покрај ова, 15-20% од ѕвездите од сончевиот тип имаат забележан инфрацрвен вишок што укажува на масивни структури слични на Кајперовиот Појас.[119] Повеќето познати отпадни дискови околу другите ѕвезди се прилично млади, но двете снимки од десната страна, направени од вселенскиот телескоп Хабл во јануари 2006 година, се доволно стари (околу 300 милиони години) за да се сместат во стабилни конфигурации. Левата слика е „горен поглед“ на широк појас, а десната слика е „поглед на работ“ на тесниот појас.[118][120] Компјутерски симулации на прашина во Кајперовиот Појас сугерираат дека кога бил помлад, можеби наликувал на тесните прстени што се гледаат околу помладите ѕвезди.[121]

БелешкиУреди

  1. ↑ Литературата е неконзистентна во употребата на термините „расеан диск“ и „Кајперов Појас“. За некои, тие се различни популации; за други, расфрланиот диск е дел од Кајперовиот Појас. Авторите може дури и да се префрлаат помеѓу овие две употреби во една публикација.[13] Бидејќи Центарот за мали планети на Меѓународниот астрономски сојуз, телото одговорно за каталогизирање на мали планети во Сончевиот Систем, ја прави разликата,[14], уредничкиот избор за статиите на Википедија за заднептунскиот регион е да се направи и оваа разлика. На Википедија, Ерис, најмасивниот познат заднептунски објект, не е дел од Кајперовиот Појас и тоа го прави Плутон најмасивниот објект на Кајперовиот Појас.

НаводиУреди

  1. ↑ „Kuiper belt | Definition of Kuiper belt by Lexico“. Lexico Dictionaries | English. Архивирано од изворникот на 2021-11-26. Посетено на 2021-11-26.
  2. ↑ Stern, Alan; Colwell, Joshua E. (1997). „Collisional erosion in the primordial Edgeworth-Kuiper belt and the generation of the 30–50 AU Kuiper gap“. The Astrophysical Journal. 490 (2): 879–882. Bibcode:1997ApJ...490..879S. doi:10.1086/304912.
  3. ↑ 3,0 3,1 Delsanti, Audrey; Jewitt, David (2006). The Solar System beyond the Planets (PDF). Institute for Astronomy. University of Hawaii. Bibcode:2006ssu..book..267D. Архивирано од изворникот (PDF) на September 25, 2007. Посетено на March 9, 2007.
  4. ↑ Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M.V.; Yagudina, E.I. (July 2002). „Hidden Mass in the Asteroid Belt“. Icarus. 158 (1): 98–105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837.
  5. ↑ Christensen, Lars Lindberg. „IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes“. IAU. Посетено на 25 May 2021.
  6. ↑ Christensen, Lars Lindberg. „IAU names fifth dwarf planet Haumea“. IAU. Посетено на 25 May 2021.
  7. ↑ Christensen, Lars Lindberg. „Fourth dwarf planet named Makemake“. IAU. Посетено на 25 May 2021.
  8. ↑ Johnson, Torrence V.; and Lunine, Jonathan I.; Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System, Nature, Vol. 435, pp. 69–71
  9. ↑ Craig B. Agnor; Douglas P. Hamilton (2006). „Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“ (PDF). Nature. 441 (7090): 192–4. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. Архивирано од изворникот (PDF) на June 21, 2007. Посетено на June 20, 2006.
  10. ↑ 10,0 10,1 Jewitt, David; Luu, Jane (1993). „Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1“. Nature. 362 (6422): 730–732. Bibcode:1993Natur.362..730J. doi:10.1038/362730a0.
  11. ↑ „The PI's Perspective“. New Horizons. August 24, 2012. Архивирано од изворникот на November 13, 2014.
  12. ↑ 12,0 12,1 Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). „Comet Populations and Cometary Dynamics“. Во Lucy Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (уред.). Encyclopedia of the Solar System (2. изд.). Amsterdam; Boston: Academic Press. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  13. ↑ Вајсман и Џонсон, 2007 година, „Енциклопедија на Сончевиот Систем“, стр. 584
  14. ↑ IAU: Minor Planet Center (January 3, 2011). „List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects“. Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Посетено на January 3, 2011.
  15. ↑ Gérard FAURE (2004). „Description of the System of Asteroids as of May 20, 2004“. Архивирано од изворникот на May 29, 2007. Посетено на June 1, 2007.
  16. ↑ „Where is the Edge of the Solar System?“. Goddard Media Studios. NASA's Goddard Space Flight Center. 5 September 2017. Посетено на 2019-09-22.
  17. ↑ Randall, Lisa (2015). Dark Matter and the Dinosaurs. New York: Ecco/HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.
  18. ↑ „What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?)“. International Comet Quarterly. Посетено на October 24, 2010.
  19. ↑ Davies, John K.; McFarland, J.; Bailey, Mark E.; Marsden, Brian G.; Ip, W. I. (2008). „The Early Development of Ideas Concerning the Transneptunian Region“ (PDF). Во M. Antonietta Baracci; Hermann Boenhardt; Dale Cruikchank; Alessandro Morbidelli (уред.). The Solar System Beyond Neptune. University of Arizona Press. стр. 11–23. Архивирано од изворникот (PDF) на February 20, 2015. Посетено на November 5, 2014.
  20. ↑ 20,00 20,01 20,02 20,03 20,04 20,05 20,06 20,07 20,08 20,09 20,10 20,11 20,12 20,13 Davies, John K. (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press.
  21. ↑ David Jewitt. „WHY "KUIPER" BELT?“. University of Hawaii. Посетено на June 14, 2007.
  22. ↑ Rao, M. M. (1964). „Decomposition of Vector Measures“ (PDF). Proceedings of the National Academy of Sciences. 51 (5): 771–774. Bibcode:1964PNAS...51..771R. doi:10.1073/pnas.51.5.771. PMC 300359. PMID 16591174. Архивирано од изворникот (PDF) на 2016-06-03. Посетено на 2021-11-26.
  23. ↑ CT Kowal; W Liller; BG Marsden (1977). „The discovery and orbit of /2060/ Chiron“. In: Dynamics of the Solar System; Proceedings of the Symposium. 81: 245. Bibcode:1979IAUS...81..245K.
  24. ↑ JV Scotti; DL Rabinowitz; CS Shoemaker; EM Shoemaker; DH Levy; TM King; EF Helin; J Alu; K Lawrence (1992). „1992 AD“. IAU Circ. 5434: 1. Bibcode:1992IAUC.5434....1S.
  25. ↑ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E. (2004). „Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics“. MNRAS. 354 (3): 798–810. arXiv:astro-ph/0407400. Bibcode:2004MNRAS.354..798H. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x.
  26. ↑ David Jewitt (2002). „From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter“. The Astronomical Journal. 123 (2): 1039–1049. Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692.
  27. ↑ Oort, J. H. (1950). „The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin“. Bull. Astron. Inst. Neth. 11: 91. Bibcode:1950BAN....11...91O.
  28. ↑ J.A. Fernández (1980). „On the existence of a comet belt beyond Neptune“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 192 (3): 481–491. Bibcode:1980MNRAS.192..481F. doi:10.1093/mnras/192.3.481.
  29. ↑ M. Duncan; T. Quinn; S. Tremaine (1988). „The origin of short-period comets“. Astrophysical Journal. 328: L69. Bibcode:1988ApJ...328L..69D. doi:10.1086/185162.
  30. ↑ Marsden, B.S.; Jewitt, D.; Marsden, B.G. (1993). „1993 FW“. IAU Circ. 5730: 1. Bibcode:1993IAUC.5730....1L.
  31. ↑ Dyches, Preston. „10 Things to Know About the Kuiper Belt“. NASA Solar System Exploration. Посетено на 2019-12-01.
  32. ↑ 32,0 32,1 „The Kuiper Belt at 20“. Astrobiology Magazine. 2012-09-01. Посетено на 2019-12-01.
  33. ↑ Voosen, Paul (2019-01-01). „Surviving encounter beyond Pluto, NASA probe begins relaying view of Kuiper belt object“. Science. AAAS. Посетено на 2019-12-01.
  34. ↑ Clyde Tombaugh, "The Last Word", Letters to the Editor, Sky & Telescope, December 1994, p. 8
  35. ↑ M. C. de Sanctis; M. T. Capria; A. Coradini (2001). „Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects“. The Astronomical Journal. 121 (5): 2792–2799. Bibcode:2001AJ....121.2792D. doi:10.1086/320385.
  36. ↑ „Discovering the Edge of the Solar System“. American Scientists.org. 2003. Архивирано од изворникот на March 15, 2009. Посетено на June 23, 2007.
  37. ↑ Michael E. Brown; Margaret Pan (2004). „The Plane of the Kuiper Belt“ (PDF). The Astronomical Journal. 127 (4): 2418–2423. Bibcode:2004AJ....127.2418B. doi:10.1086/382515. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  38. ↑ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1998). „Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts“ (PDF). Icarus. 141 (2): 367. Bibcode:1999Icar..141..367P. doi:10.1006/icar.1999.6166. Архивирано од изворникот (PDF) на August 9, 2007. Посетено на June 23, 2007.
  39. ↑ Lunine, Jonathan I. (2003). „The Kuiper Belt“ (PDF). Архивирано од изворникот (PDF) на 2007-08-09. Посетено на June 23, 2007.
  40. ↑ Jewitt, D. (February 2000). „Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs)“. Архивирано од изворникот на June 9, 2007. Посетено на June 23, 2007.
  41. ↑ Murdin, P. (2000). „Cubewano“. The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:2000eaa..bookE5403.. doi:10.1888/0333750888/5403. ISBN 978-0-333-75088-9.
  42. ↑ Elliot, J. L.; и др. (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.
  43. ↑ Petit, J.-M.; Gladman, B.; Kavelaars, J.J.; Jones, R.L.; Parker, J. (2011). „Reality and origin of the Kernel of the classical Kuiper Belt“ (PDF). EPSC-DPS Joint Meeting (October 2–7, 2011).
  44. ↑ 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.
  45. ↑ Stephens, Denise C.; Noll, Keith S. (2006). „Detection of Six Trans-Neptunian Binaries with NICMOS: A High Fraction of Binaries in the Cold Classical Disk“. The Astronomical Journal. 130 (2): 1142–1148. arXiv:astro-ph/0510130. Bibcode:2006AJ....131.1142S. doi:10.1086/498715.
  46. ↑ 46,0 46,1 46,2 Fraser, Wesley C.; Brown, Michael E.; Morbidelli, Alessandro; Parker, Alex; Batygin, Konstantin (2014). „The Absolute Magnitude Distribution of Kuiper Belt Objects“. The Astrophysical Journal. 782 (2): 100. arXiv:1401.2157. Bibcode:2014ApJ...782..100F. doi:10.1088/0004-637X/782/2/100.
  47. ↑ Levison, Harold F.; Stern, S. Alan (2001). „On the Size Dependence of the Inclination Distribution of the Main Kuiper Belt“. The Astronomical Journal. 121 (3): 1730–1735. arXiv:astro-ph/0011325. Bibcode:2001AJ....121.1730L. doi:10.1086/319420.
  48. ↑ Parker, Alex H.; Kavelaars, J.J.; Petit, Jean-Marc; Jones, Lynne; Gladman, Brett; Parker, Joel (2011). „Characterization of Seven Ultra-wide Trans-Neptunian Binaries“. The Astrophysical Journal. 743 (1): 159. arXiv:1108.2505. Bibcode:2011AJ....141..159N. doi:10.1088/0004-6256/141/5/159.
  49. ↑ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa; Gomes, R. (2008). „Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune“. Icarus. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035.
  50. ↑ „List Of Transneptunian Objects“. Minor Planet Center. Посетено на June 23, 2007.
  51. ↑ Chiang; Jordan, A. B.; Millis, R. L.; Buie, M. W.; Wasserman, L. H.; Elliot, J. L.; и др. (2003). „Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances“. The Astronomical Journal. 126 (1): 430–443. arXiv:astro-ph/0301458. Bibcode:2003AJ....126..430C. doi:10.1086/375207.
  52. ↑ Wm. Robert Johnston (2007). „Trans-Neptunian Objects“. Посетено на June 23, 2007.
  53. ↑ E.I. Chiang; M.E. Brown (1999). „Keck pencil-beam survey for faint Kuiper belt objects“ (PDF). The Astronomical Journal. 118 (3): 1411. arXiv:astro-ph/9905292. Bibcode:1999AJ....118.1411C. doi:10.1086/301005. Посетено на July 1, 2007.
  54. ↑ Bernstein, G. M.; Trilling, D. E.; Allen, R. L.; Brown, K. E.; Holman, M.; Malhotra, R. (2004). „The size distribution of transneptunian bodies“. The Astronomical Journal. 128 (3): 1364–1390. arXiv:astro-ph/0308467. Bibcode:2004AJ....128.1364B. doi:10.1086/422919.
  55. ↑ Michael Brooks (2005). „13 Things that do not make sense“. NewScientistSpace.com. Посетено на October 12, 2018.
  56. ↑ Govert Schilling (2008). „The mystery of Planet X“. New Scientist. Посетено на February 8, 2008.
  57. ↑ „Pluto may have ammonia-fueled ice volcanoes“. Astronomy Magazine. November 9, 2015. Архивирано од изворникот на March 4, 2016.
  58. ↑ Nesvorný, David; Youdin, Andrew N.; Richardson, Derek C. (2010). „Formation of Kuiper Belt Binaries by Gravitational Collapse“. The Astronomical Journal. 140 (3): 785–793. arXiv:1007.1465. Bibcode:2010AJ....140..785N. doi:10.1088/0004-6256/140/3/785.
  59. ↑ Tsiganis, K.; Gomes, R.; Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2005). „Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System“. Nature. 435 (7041): 459–461. Bibcode:2005Natur.435..459T. doi:10.1038/nature03539. PMID 15917800.
  60. ↑ Thommes, E.W.; Duncan, M.J.; Levison, Harold F. (2002). „The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn“. The Astronomical Journal. 123 (5): 2862–2883. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975.
  61. ↑ Parker, Alex H.; Kavelaars, J.J. (2010). „Destruction of Binary Minor Planets During Neptune Scattering“. The Astrophysical Journal Letters. 722 (2): L204–L208. arXiv:1009.3495. Bibcode:2010ApJ...722L.204P. doi:10.1088/2041-8205/722/2/L204.
  62. ↑ Lovett, R. (2010). „Kuiper Belt may be born of collisions“. Nature. doi:10.1038/news.2010.522.
  63. ↑ 63,0 63,1 Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro (2012). „Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets“. The Astronomical Journal. 144 (4): 117. arXiv:1208.2957. Bibcode:2012AJ....144..117N. doi:10.1088/0004-6256/144/4/117.
  64. ↑ Nesvorný, David (2015). „Evidence for slow migration of Neptune from the inclination distribution of Kuiper belt objects“. The Astronomical Journal. 150 (3): 73. arXiv:1504.06021. Bibcode:2015AJ....150...73N. doi:10.1088/0004-6256/150/3/73.
  65. ↑ Nesvorný, David (2015). „Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel“. The Astronomical Journal. 150 (3): 68. arXiv:1506.06019. Bibcode:2015AJ....150...68N. doi:10.1088/0004-6256/150/3/68.
  66. ↑ Fraser, Wesley; и др. (2017). „All planetesimals born near the Kuiper belt formed as binaries“. Nature Astronomy. 1 (4): 0088. arXiv:1705.00683. Bibcode:2017NatAs...1E..88F. doi:10.1038/s41550-017-0088.
  67. ↑ Wolff, Schuyler; Dawson, Rebekah I.; Murray-Clay, Ruth A. (2012). „Neptune on Tiptoes: Dynamical Histories that Preserve the Cold Classical Kuiper Belt“. The Astrophysical Journal. 746 (2): 171. arXiv:1112.1954. Bibcode:2012ApJ...746..171W. doi:10.1088/0004-637X/746/2/171.
  68. ↑ Morbidelli, A.; Gaspar, H.S.; Nesvorny, D. (2014). „Origin of the peculiar eccentricity distribution of the inner cold Kuiper belt“. Icarus. 232: 81–87. arXiv:1312.7536. Bibcode:2014Icar..232...81M. doi:10.1016/j.icarus.2013.12.023.
  69. ↑ 69,0 69,1 69,2 Brown, Michael E. (2012). „The Compositions of Kuiper Belt Objects“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 40 (1): 467–494. arXiv:1112.2764. Bibcode:2012AREPS..40..467B. doi:10.1146/annurev-earth-042711-105352.
  70. ↑ David C. Jewitt; Jane Luu (2004). „Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar“ (PDF). Nature. 432 (7018): 731–3. Bibcode:2004Natur.432..731J. doi:10.1038/nature03111. PMID 15592406. Архивирано од изворникот (PDF) на June 21, 2007. Посетено на June 21, 2007.
  71. ↑ „Exiled Asteroid Discovered in Outer Reaches of Solar System – ESO telescopes find first confirmed carbon-rich asteroid in Kuiper Belt“. www.eso.org. Посетено на May 12, 2018.
  72. ↑ 72,0 72,1 Dave Jewitt (2004). „Surfaces of Kuiper Belt Objects“. University of Hawaii. Архивирано од изворникот на June 9, 2007. Посетено на June 21, 2007.
  73. ↑ 73,0 73,1 Jewitt, David; Luu, Jane (1998). „Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt“ (PDF). The Astronomical Journal. 115 (4): 1667–1670. Bibcode:1998AJ....115.1667J. doi:10.1086/300299. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  74. ↑ Jewitt, David C.; Luu, Jane X. (2001). „Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects“. The Astronomical Journal. 122 (4): 2099–2114. arXiv:astro-ph/0107277. Bibcode:2001AJ....122.2099J. doi:10.1086/323304.
  75. ↑ Brown, R. H.; Cruikshank, DP; Pendleton, Y; Veeder, GJ (1997). „Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC“. Science. 276 (5314): 937–9. Bibcode:1997Sci...276..937B. doi:10.1126/science.276.5314.937. PMID 9163038.
  76. ↑ Wong, Ian; Brown, Michael E. (2017). „The bimodal color distribution of small Kuiper Belt objects“. The Astronomical Journal. 153 (4): 145. arXiv:1702.02615. Bibcode:2017AJ....153..145W. doi:10.3847/1538-3881/aa60c3.
  77. ↑ Brown, Michael E.; Blake, Geoffrey A.; Kessler, Jacqueline E. (2000). „Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000 EB173“. The Astrophysical Journal. 543 (2): L163. Bibcode:2000ApJ...543L.163B. CiteSeerX 10.1.1.491.4308. doi:10.1086/317277.
  78. ↑ Licandro; Oliva; Di MArtino (2001). „NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106“. Astronomy and Astrophysics. 373 (3): L29. arXiv:astro-ph/0105434. Bibcode:2001A&A...373L..29L. doi:10.1051/0004-6361:20010758.
  79. ↑ Pitjeva, E. V.; Pitjev, N. P. (30 October 2018). „Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft“. Astronomy Letters. 44 (89): 554–566. arXiv:1811.05191. Bibcode:2018AstL...44..554P. doi:10.1134/S1063773718090050.
  80. ↑ Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Bottke, William F.; Noll, Keith; Levison, Harold F. (2011). „Observed Binary Fraction Sets Limits on the Extent of Collisional Grinding in the Kuiper Belt“. The Astronomical Journal. 141 (5): 159. arXiv:1102.5706. Bibcode:2011AJ....141..159N. doi:10.1088/0004-6256/141/5/159.
  81. ↑ Morbidelli, Alessandro; Nesvorny, David (2020). „Kuiper belt: formation and evolution“. The Trans-Neptunian Solar System. стр. 25–59. arXiv:1904.02980. doi:10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3. ISBN 9780128164907.
  82. ↑ Shankman, C.; Kavelaars, J. J.; Gladman, B. J.; Alexandersen, M.; Kaib, N.; Petit, J.-M.; Bannister, M. T.; Chen, Y.-T.; Gwyn, S. (2016). „OSSOS. II. A Sharp Transition in the Absolute Magnitude Distribution of the Kuiper Belt's Scattering Population“. The Astronomical Journal. 150 (2): 31. arXiv:1511.02896. Bibcode:2016AJ....151...31S. doi:10.3847/0004-6256/151/2/31.
  83. ↑ Alexandersen, Mike; Gladman, Brett; Kavelaars, J.J.; Petit, Jean-Marc; Gwyn, Stephen; Shankman, Cork (2014). „A carefully characterised and tracked Trans-Neptunian survey, the size-distribution of the Plutinos and the number of Neptunian Trojans“. The Astronomical Journal. 152 (5): 111. arXiv:1411.7953. doi:10.3847/0004-6256/152/5/111.
  84. ↑ „Hubble Finds Smallest Kuiper Belt Object Ever Seen“. HubbleSite. December 2009. Посетено на June 29, 2015.
  85. ↑ Schlichting, H. E.; Ofek, E. O.; Wenz, M.; Sari, R.; Gal-Yam, A.; Livio, M.; и др. (December 2009). „A single sub-kilometre Kuiper belt object from a stellar occultation in archival data“. Nature. 462 (7275): 895–897. arXiv:0912.2996. Bibcode:2009Natur.462..895S. doi:10.1038/nature08608. PMID 20016596.
  86. ↑ Schlichting, H. E.; Ofek, E. O.; Wenz, M.; Sari, R.; Gal-Yam, A.; Livio, M.; и др. (December 2012). „Measuring the Abundance of Sub-kilometer-sized Kuiper Belt Objects Using Stellar Occultations“. The Astrophysical Journal. 761 (2): 10. arXiv:1210.8155. Bibcode:2012ApJ...761..150S. doi:10.1088/0004-637X/761/2/150. 150.
  87. ↑ 87,0 87,1 „List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects“. IAU: Minor Planet Center. Посетено на October 27, 2010.
  88. ↑ David Jewitt (2005). „The 1000 km Scale KBOs“. University of Hawaii. Посетено на July 16, 2006.
  89. ↑ Craig B. Agnor; Douglas P. Hamilton (2006). „Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“ (PDF). Nature. 441 (7090): 192–194. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. Архивирано од изворникот (PDF) на June 21, 2007. Посетено на October 29, 2007.
  90. ↑ Encrenaz, Thérèse; Kallenbach, R.; Owen, T.; Sotin, C. (2004). TRITON, PLUTO, CENTAURS, AND TRANS-NEPTUNIAN BODIES. NASA Ames Research Center. Springer. ISBN 978-1-4020-3362-9. Посетено на June 23, 2007.
  91. ↑ Mike Brown (2007). „Dysnomia, the moon of Eris“. Caltech. Посетено на June 14, 2007.
  92. ↑ „Resolution B5 and B6“ (PDF). International Astronomical Union. 2006.
  93. ↑ „Ixion“. eightplanets.net. Архивирано од изворникот на May 2, 2012. Посетено на June 23, 2007.
  94. ↑ John Stansberry; Will Grundy; Mike Brown; Dale Cruikshank; John Spencer; David Trilling; Jean-Luc Margot (2007). Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope. arXiv:astro-ph/0702538. Bibcode:2008ssbn.book..161S.
  95. ↑ „IAU Draft Definition of Planet“. IAU. 2006. Архивирано од изворникот на August 27, 2008. Посетено на October 26, 2007.
  96. ↑ Brown, M. E.; Van Dam, M. A.; Bouchez, A. H.; Le Mignant, D.; Campbell, R. D.; Chin, J. C. Y.; Conrad, A.; Hartman, S. K.; Johansson, E. M. (2006). „Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects“ (PDF). The Astrophysical Journal. 639 (1): L43–L46. arXiv:astro-ph/0510029. Bibcode:2006ApJ...639L..43B. doi:10.1086/501524. Посетено на October 19, 2011.
  97. ↑ Agnor, C.B.; Hamilton, D.P. (2006). „Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter“ (PDF). Nature. 441 (7090): 192–4. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170.
  98. ↑ „New Frontiers Program: New Horizons Science Objectives“. NASA – New Frontiers Program. Архивирано од изворникот на April 15, 2015. Посетено на April 15, 2015.
  99. ↑ „NASA's New Horizons Team Publishes First Kuiper Belt Flyby Science Results“. NASA. May 16, 2019. Посетено на May 16, 2019.
  100. ↑ „NASA's Hubble Telescope Finds Potential Kuiper Belt Targets for New Horizons Pluto Mission“. press release. Johns Hopkins Applied Physics Laboratory. October 15, 2014. Архивирано од изворникот на October 16, 2014. Посетено на October 16, 2014.
  101. ↑ Buie, Marc (October 15, 2014). „New Horizons HST KBO Search Results: Status Report“ (PDF). Space Telescope Science Institute. стр. 23. Архивирано од изворникот (PDF) на 2015-07-27. Посетено на 2021-11-26.
  102. ↑ 102,0 102,1 Lakdawalla, Emily (October 15, 2014). „Finally! New Horizons has a second target“. Planetary Society blog. Planetary Society. Архивирано од изворникот на October 15, 2014. Посетено на October 15, 2014.
  103. ↑ Stromberg, Joseph (April 14, 2015). „NASA's New Horizons probe was visiting Pluto — and just sent back its first color photos“. Vox. Посетено на April 14, 2015.
  104. ↑ Corey S. Powell (March 29, 2015). „Alan Stern on Pluto's Wonders, New Horizons' Lost Twin, and That Whole "Dwarf Planet" Thing“. Архивирано од изворникот на 2019-11-16. Посетено на 2021-11-26.
  105. ↑ Porter, S. B.; Parker, A. H.; Buie, M.; Spencer, J.; Weaver, H.; Stern, S. A.; Benecchi, S.; Zangari, A. M.; Verbiscer, A. (2015). „Orbits and Accessibility of Potential New Horizons KBO Encounter Targets“ (PDF). USRA-Houston (1832): 1301. Bibcode:2015LPI....46.1301P. Архивирано од изворникот (PDF) на March 3, 2016.
  106. ↑ McKinnon, Mika (August 28, 2015). „New Horizons Locks Onto Next Target: Let's Explore the Kuiper Belt!“. Архивирано од изворникот на December 31, 2015.
  107. ↑ Dwayne Brown / Laurie Cantillo (July 1, 2016). „New Horizons Receives Mission Extension to Kuiper Belt, Dawn to Remain at Ceres“. NASA. Посетено на May 15, 2017.
  108. ↑ New Horizons' catches a wandering Kuiper Belt Object not far off spacedaily.com Laurel MD (SPX). December 7, 2015.
  109. ↑ Corum, Jonathan (February 10, 2019). „New Horizons Glimpses the Flattened Shape of Ultima Thule – NASA's New Horizons spacecraft flew past the most distant object ever visited: a tiny fragment of the early solar system known as 2014 MU69 and nicknamed Ultima Thule. – Interactive“. The New York Times. Посетено на February 11, 2019.
  110. ↑ Hall, Loura (2017-04-05). „Fusion-Enabled Pluto Orbiter and Lander“. NASA. Посетено на 2018-07-13.
  111. ↑ „Global Aerospace Corporation to present Pluto lander concept to NASA“. EurekAlert!. Посетено на 2018-07-13.
  112. ↑ Poncy, Joel; Fontdecaba Baig, Jordi; Feresin, Fred; Martinot, Vincent (2011-03-01). „A preliminary assessment of an orbiter in the Haumean system: How quickly can a planetary orbiter reach such a distant target?“. Acta Astronautica. 68 (5–6): 622–628. Bibcode:2011AcAau..68..622P. doi:10.1016/j.actaastro.2010.04.011. ISSN 0094-5765.
  113. ↑ „Haumea: Technique and Rationale“. www.centauri-dreams.org. Посетено на 2018-07-13.
  114. ↑ „New Horizons' Dramatic Journey to Pluto Revealed in New Book“. Space.com. Посетено на 2018-07-13.
  115. ↑ 115,0 115,1 TVIW (2017-11-04), 22. Humanity's First Explicit Step in Reaching Another Star: The Interstellar Probe Mission, Архивирано од изворникот на 2018-10-09, Посетено на 2018-07-24CS1-одржување: бот: непознат статус на изворната URL (link)
  116. ↑ „Triennial Earth Sun-Summit“. Посетено на 2018-07-24.
  117. ↑ Gleaves, Ashley; Allen, Randall; Tupis, Adam; Quigley, John; Moon, Adam; Roe, Eric; Spencer, David; Youst, Nicholas; Lyne, James (2012-08-13). A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects – Part II, Orbital Capture. AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference. Reston, Virginia: American Institute of Aeronautics and Astronautics. doi:10.2514/6.2012-5066. ISBN 9781624101823.
  118. ↑ 118,0 118,1 Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. (2006). „First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664“. The Astrophysical Journal. 637 (1): L57. arXiv:astro-ph/0601488. Bibcode:2006ApJ...637L..57K. doi:10.1086/500305.
  119. ↑ Trilling, D. E.; Bryden, G.; Beichman, C. A.; Rieke, G. H.; Su, K. Y. L.; Stansberry, J. A.; Blaylock, M.; Stapelfeldt, K. R.; Beeman, J. W. (February 2008). „Debris Disks around Sun-like Stars“. The Astrophysical Journal. 674 (2): 1086–1105. arXiv:0710.5498. Bibcode:2008ApJ...674.1086T. doi:10.1086/525514.
  120. ↑ „Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt“. 2006. Посетено на July 1, 2007.
  121. ↑ Kuchner, M. J.; Stark, C. C. (2010). „Collisional Grooming Models of the Kuiper Belt Dust Cloud“. The Astronomical Journal. 140 (4): 1007–1019. arXiv:1008.0904. Bibcode:2010AJ....140.1007K. doi:10.1088/0004-6256/140/4/1007.

Надворешни врскиУреди

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Кајперов_Појас&oldid=4932523“