Күн жүйесінің шетіндегі денелер жиынтығы

Кіріспе

Шашыраңқы диск (немесе шашыраңқы дискі) – Күн жүйесіндегі алыс жұлдыздық диск, мұзды кішкентай Күн жүйесі денелерімен сирек қамтылған, олар кең транснептундық объектілердің үлкен отбасының бір бөлігін құрайды. Шашыраңқы дискі нысандарының (ШДН) орбиталық эксцентриситеті 0,8-ге дейін, еңісі 40°-қа дейін және перигелиясы одан да жоғары болады. Бұл ерекше орбиталар газ алып планеталарының гравитациялық "шашырауының" нәтижесі деп есептеледі, ал нысандар Нептун планетасының бұзылыстарына ұшырай береді. Шашыраңқы дискінің ең жақын нысандары Күнге шамамен 30–35 а.б. жақындасса да, олардың орбиталары 100 а.б.-ден әлдеқайда асып түсуі мүмкін. Бұл шашыраңқы нысандарды Күн жүйесіндегі ең суық және ең алыс орналасқан денелердің қатарына қосады. Шашыраңқы дискінің ішкі бөлігі дәстүрлі түрде Койпер белдеуі деп аталатын, айналып өтетін нысандардың тор тәрізді аймағымен беттеседі. Осы мақалада шашыраңқы диск Койпер белдеуінен бөлек популяция ретінде қарастырылады. Өзгергіш табиғатының салдарынан, астрономдар қазір шашыраңқы дискіні Күн жүйесіндегі көптеген периодтық кометалардың пайда болу орыны деп санайды, ал кентаврлар – Юпитер мен Нептун арасындағы мұзды денелердің тобы – нысанның дискіден ішкі Күн жүйесіне көшуінің аралық кезеңі болып табылады. Соңында, алып планеталардың бұзылыстары мұндай нысандарды Күнге қарай жіберіп, оларды периодтық кометаларға айналдырады. Ұсынылған Оорт бұлтының көптеген нысандары да шашыраңқы дискіде пайда болған деп есептеледі. Ажыратылған нысандар шашыраңқы дискі нысандарынан айқын ерекшеленбейді, және Седна сияқты кейбіреулері осы топқа жатады деп саналады.

Ашылу

Дәстүрлі түрде, астрономияда Күн жүйесіндегі объектілерді анықтау үшін жыпылықтату салыстырғышы сияқты құрылғылар қолданылды, себебі бұл объектілер екі суретке түсірілу арасында орын ауыстыратын. Бұл фототақталарды немесе пленкаларды әзірлеу сияқты көп уақытты қажет ететін қадамдарды қамтитын, содан кейін адамдар болашақ объектілерді қолмен анықтау үшін жыпылықтату салыстырғышын пайдаланатын. 1980 жылдары телескоптарда CCD-негізді камераларды қолдану электрондық суреттерді тікелей жасауға мүмкіндік берді, оларды оңайрақ цифрландырып, цифрлық суреттерге көшіруге болатын. CCD пленкаға қарағанда көбірек жарық түсіргендіктен (келіп түскен жарықтың шамамен 90%-ы, пленкада 10%-ға қарағанда) және жыпылықтатуды енді реттелетін компьютер экранында жасауға болатындықтан, зерттеулердің өнімділігі артты. Осының нәтижесінде көптеген жаңа ашылулар жасалды: 1992 мен 2006 жылдар аралығында мыңнан астам Нептуннан тыс объектілер анықталды. Таратылған диск объектісі (ТДО) ретінде алғаш рет 1996 жылы Гавайидегі Мауна-Кеа обсерваториясындағы астрономдар анықтаған. 1999 жылы осы зерттеуде тағы үш объекті анықталды: , , және . 2011 жылға қарай 200-ден астам ТДО анықталды, соның ішінде (NEAT), Эрис (Браун, Трухильо және Рабиновиц), Седна (Браун, Трухильо және Рабиновиц) және 474640 Аликанто (Deep Ecliptic Survey). Кейпер белдеуіндегі және таратылған дискідегі объектілердің саны шамамен бірдей деп болжанғанымен, олардың үлкен қашықтығына байланысты байқаулардың бұрмалануы салдарынан бүгінгі күнге дейін ТДО-ның әлдеқайда аз саны байқалды.

Транс-Нептун кеңістігінің бөліністері

Белгілі транснептундық объектілер көбінесе екі топқа бөлінеді: Койпер белдеуі және шашыраңқы диск. Кейбір зерттеушілер шашыраңқы диск пен ішкі Оорт бұлты арасындағы ауысу кеңістігін, «жекеленген объектілермен» толтырылған деп ұсынады. Бұл Койпер белдеуі объектілерінің (КБО) екі негізгі тобын қамтиды: Нептунның әсеріне ұшырамаған орбиталардағы классикалық Койпер белдеуі объектілері (немесе «кубеванолар») және резонанстық Койпер белдеуі объектілері; Нептун орбиталық қатынасты 2:3 (объект Нептунның әр үш айналымына екі рет айналады) және 1:2 (объект Нептунның әр екі айналымына бір рет айналады) сияқты нақты орбиталық қатынасқа бекіткен. Бұл қатынастар орбиталық резонанстар деп аталады және КБО-ға Күн жүйесінің жасы бойы Нептунның гравитациялық әсерінен тазартылған аймақтарда қалуға мүмкіндік береді, себебі объектілер Нептунның гравитациясымен шашырау үшін жеткілікті жақын келмейді. 2:3 резонансындағылар Плутон олардың тобының ең үлкен мүшесі болғандықтан «плютинолар» деп, ал 1:2 резонансындағылар «твотинолар» деп аталады. Койпер белдеуінен айырмашылығы, шашыраңқы диск тобына Нептун әсер ете алады. Ағымдағы зерттеулер Юпитер мен Нептун арасында айналатын мұзды планетоидтар класы – кентаврлар, Нептунның Күн жүйесінің ішкі аймағына лақтырған SDO болуы мүмкін екенін көрсетеді, осылайша оларды транснептундық шашыраңқы объектілер емес, «цис-нептундық» етеді. Кейбір объектілер, мысалы (29981) 1999 TD10, осы айырмашылықты жояды және барлық транснептундық объектілерді ресми түрде тізімдейтін Кіші планета орталығы (MPC) қазір кентаврларды және SDO-ларды бірге тізімдейді. Дегенмен, Койпер белдеуі мен шашыраңқы диск арасындағы айырмашылық нақты емес, және көптеген астрономдар шашыраңқы дискті жеке топ ретінде емес, Койпер белдеуінің сыртқы аймағы ретінде қарастырады. Шашыраңқы диск денелері үшін тағы бір термин – «шашыраңқы Койпер белдеуі объектісі» (немесе SKBO). Морбиделли мен Браун Койпер белдеуі объектілері мен шашыраңқы диск объектілерінің арасындағы айырмашылық соңғы денелердің «Нептунмен жақын және алыс кездесулер арқылы жартылай үлкен осінде жылжуы» деп болжайды. Бұл анықтама бойынша перигелийі 40 АЕ-ден асатын объект шашыраңқы диск сыртында деп жіктелуі мүмкін. Седна – жалғыз осындай объект емес: (148209) 2000 CR (Седнадан бұрын ашылған) және 474640 Аликантоның перигелийі Нептуннан тым алыс, оған әсер ету мүмкін емес. Бұл астрономдар арасында кеңейтілген шашыраңқы диск (E SDO) деп аталатын жаңа кіші планеталар жиынтығы туралы пікірталас тудырды. 2000 CR сонымен қатар ішкі Оорт бұлты объектісі немесе (көбінесе) шашыраңқы диск пен ішкі Оорт бұлты арасындағы ауысу объектісі болуы мүмкін. Жақында бұл объектілер «жекеленген» немесе алыстағы жекеленген объектілер (DDO) деп аталады, немесе планета көлеміндегі алыстағы объекті. Басқаша айтқанда, бұл объектілер өтіп бара жатқан жұлдыздан тартылған болуы мүмкін деген болжам бар. 2005 жылғы J. L. Elliott және басқалар жасаған Deep Ecliptic Survey есебінде енгізілген схема екі санатты ажыратады: шашыраңқы жақын (яғни, типтік SDO) және шашыраңқы кеңейтілген (яғни, жекеленген объектілер). Жақын жерде шашыраңқы объектілердің орбиталары резонанссыз, планеталық орбиталар қиылыспайтын және Тиссеран параметрі (Нептунға қатысты) 3-тен аз. Объект SDO ретінде танылуы үшін оның орбитасы резонанссыз болуы керек, жартылай үлкен осі 2000 АЕ-ден аспауы керек және интеграция кезінде оның жартылай үлкен осі 1,5 АЕ немесе одан да көп ауытқу көрсетуі керек. SDO-лар әдетте орташа және жоғары эксцентрицитеттері бар орбиталармен сипатталады, жартылай негізгі осі 50 АЕ-ден жоғары, бірақ олардың перигелийлері оларды Нептунның әсеріне әкеледі. Перигелий шамамен 30 АЕ-ге ие болу – шашыраңқы объектілердің ерекшеліктерінің бірі, себебі ол Нептунға гравитациялық әсерін көрсетуге мүмкіндік береді. Классикалық объектілер (кубеванолар) шашыраңқы объектілерден өте өзгеше: барлық кубеванолардың 30% -дан астамы төмен еңісті, эксцентриктігі 0,25-ке жететін дөңгелек орбиталарға жақын. Классикалық объектілердің эксцентриктігі 0,2-ден 0,8-ге дейін өзгереді. Шашыраңқы объектілердің еңісі экстремалды КБО-ға ұқсас болғанымен, шашыраңқы объектілердің өте азы КБО популяциясының көп бөлігі сияқты эклиптикаға жақын орбитаға ие. Қазіргі заманғы модельдерге сәйкес, шашыраңқы диск Койпер белдеуінің объектілері (КБО) Нептун және басқа сыртқы планеталармен гравитациялық өзара әрекеттесу арқылы эксцентрикалық және еңіс орбиталарға «шашыраған» кезде пайда болды. Бұл процеске кеткен уақыттың мөлшері әлі белгісіз. Бір гипотеза бұл процеске Күн жүйесінің барлық жасы тең кезең қажет екенін, екіншісі шашырау Нептунның ерте миграция кезеңінде салыстырмалы түрде жылдам болғанын айтады. Юпитер мен Сатурнның орбиталары 2:1 резонансына (Сатурнның әр айналымына Юпитердің екі айналымы) ауысқанда, олардың біріккен гравитациялық тартылысы Уран мен Нептунның орбиталарын бұзып, Нептунды прото-Койпер белдеуінің уақытша «хаосына» жіберді. Нептун сыртқа қарай жылжығанда, ол көптеген транснептундық объектілерді жоғары және эксцентрикалық орбиталарға шашыратып жіберді. Бұл модельде шашыраңқы дисктегі объектілердің 90% немесе одан да көп бөлігі Нептунның миграция кезеңінде резонанстар арқылы осы эксцентрикалық орбиталарға «көтерілгенін» көрсетеді [сондықтан] шашыраңқы диск осылай шашыраңқы болмауы мүмкін. Атап айтқанда, SDO-лар бетінде көп мөлшерде метан, күн сәулесімен толдарға айналған күтілді. Бұл көк жарықты сіңіріп алып, қызыл түс береді.

Known trans Neptunian objects are often divided into two subpopulations: the Kuiper belt and the scattered disc. Some researchers further suggest a transitional space between the scattered disc and the inner Oort cloud, populated with "detached objects". comprising two main populations of Kuiper belt objects (KBOs): the classical Kuiper belt objects (or "cubewanos"), which lie in orbits untouched by Neptune, and the resonant Kuiper belt objects; those which Neptune has locked into a precise orbital ratio such as 2:3 (the object goes around twice for every three Neptune orbits) and 1:2 (the object goes around once for every two Neptune orbits). These ratios, called orbital resonances, allow KBOs to persist in regions which Neptune's gravitational influence would otherwise have cleared out over the age of the Solar System, since the objects are never close enough to Neptune to be scattered by its gravity. Those in 2:3 resonances are known as "plutinos", because Pluto is the largest member of their group, whereas those in 1:2 resonances are known as "twotinos". In contrast to the Kuiper belt, the scattered disc population can be disturbed by Neptune. Ongoing research suggests that the centaurs, a class of icy planetoids that orbit between Jupiter and Neptune, may simply be SDOs thrown into the inner reaches of the Solar System by Neptune, making them "cis Neptunian" rather than trans Neptunian scattered objects. Some objects, like (29981) 1999 TD10, blur the distinction and the Minor Planet Center (MPC), which officially catalogues all trans Neptunian objects, now lists centaurs and SDOs together. However, the difference between the Kuiper belt and the scattered disc is not clear cut, and many astronomers see the scattered disc not as a separate population but as an outward region of the Kuiper belt. Another term used is "scattered Kuiper belt object" (or SKBO) for bodies of the scattered disc. Morbidelli and Brown propose that the difference between objects in the Kuiper belt and scattered disc objects is that the latter bodies "are transported in semi major axis by close and distant encounters with Neptune," Under this definition, an object with a perihelion greater than 40 AU could be classified as outside the scattered disc. Sedna is not the only such object: (148209) 2000 CR (discovered before Sedna) and 474640 Alicanto have a perihelion too far away from Neptune to be influenced by it. This led to a discussion among astronomers about a new minor planet set, called the extended scattered disc (E SDO). 2000 CR may also be an inner Oort cloud object or (more likely) a transitional object between the scattered disc and the inner Oort cloud. More recently, these objects have been referred to as "detached", or distant detached objects (DDO). or a distant, planet sized object. Alternatively, it has been suggested that these objects have been captured from a passing star. A scheme introduced by a 2005 report from the Deep Ecliptic Survey by J. L. Elliott et al. distinguishes between two categories: scattered near (i. e. typical SDOs) and scattered extended (i. e. detached objects). Scattered near objects are those whose orbits are non resonant, non planetary orbit crossing and have a Tisserand parameter (relative to Neptune) less than 3. An object qualifies as an SDO if its orbit is not resonant, has a semi major axis no greater than 2000 AU, and, during the integration, its semi major axis shows an excursion of 1.5 AU or more. SDOs are typically characterized by orbits with medium and high eccentricities with a semi major axis greater than 50 AU, but their perihelia bring them within influence of Neptune. Having a perihelion of roughly 30 AU is one of the defining characteristics of scattered objects, as it allows Neptune to exert its gravitational influence. The classical objects (cubewanos) are very different from the scattered objects: more than 30% of all cubewanos are on low inclination, near circular orbits whose eccentricities peak at 0.25. Classical objects possess eccentricities ranging from 0.2 to 0.8. Though the inclinations of scattered objects are similar to the more extreme KBOs, very few scattered objects have orbits as close to the ecliptic as much of the KBO population. According to contemporary models, the scattered disc formed when Kuiper belt objects (KBOs) were "scattered" into eccentric and inclined orbits by gravitational interaction with Neptune and the other outer planets. The amount of time for this process to occur remains uncertain. One hypothesis estimates a period equal to the entire age of the Solar System; a second posits that the scattering took place relatively quickly, during Neptune's early migration epoch. Once the orbits of Jupiter and Saturn shifted to a 2:1 resonance (two Jupiter orbits for each orbit of Saturn), their combined gravitational pull disrupted the orbits of Uranus and Neptune, sending Neptune into the temporary "chaos" of the proto Kuiper belt. As Neptune traveled outward, it scattered many trans Neptunian objects into higher and more eccentric orbits. This model states that 90% or more of the objects in the scattered disc may have been "promoted into these eccentric orbits by Neptune's resonances during the migration epoch [therefore] the scattered disc might not be so scattered." Specifically, SDOs were expected to have large amounts of surface methane, chemically altered into tholins by sunlight from the Sun. This would absorb blue light, creating a reddish hue.

Кометалар

Бастапқыда Койпер белдеуі Күн жүйесінің эклиптикалық кометаларының бастауы деп есептелген. Алайда, 1992 жылдан бергі зерттеулер Койпер белдеуіндегі орбиталардың салыстырмалы түрде тұрақты екенін, ал эклиптикалық кометалардың шашыраңқы дискіден шығатынын көрсетті, онда орбиталар көбінесе тұрақсыз болады. Кометаларды шартты түрде екі санатқа бөлуге болады: қысқа мерзімді және ұзақ мерзімді – соңғысы Оорт бұлтында пайда болады деп саналады. Қысқа мерзімді кометалардың екі негізгі түрі – Юпитер отбасы кометалары (JFC) және Галлей типіндегі кометалар. Кентаврлар шашыраңқы диск пен Юпитер отбасы арасындағы динамикалық кезең ретінде қарастырылады.