Пояс Койпера

Под малыми телами (планетами) Солнечной системы обычно подразумевают хорошо всем известные астероиды и кометы. В течение длительного времени считалось, что в Солнечной системе существуют два главных резервуара этих малых тел. Один из них – это Главный астероидный пояс, который располагается между Марсом и Юпитером, а другой – это Облако Оорта, находящееся далеко на краю Солнечной системы. Если Главный астероидный пояс в соответствии с его названием содержит только астероиды, то Облако Оорта является главным резервуаром для комет. Кстати, само это облако носит имя знаменитого голландского астронома, предсказавшего его существование.

Традиционный интерес к исследованиям комет и астероидов состоит в том, что обычно считается, что эти малые тела состоят из вещества, оставшегося еще со стадии протопланетного диска вокруг Солнца. Это значит, что излучение их дает информацию о процессах, происходивших в Солнечной системе еще до образования планет.

Астероиды – это малые планеты, имеющие диаметры в интервале от 1 до 1000 км. Их орбиты расположены примерно между орбитами Марса и Юпитера. История открытия этого Главного астероидного пояса началась с предсказания в 1596 году великого астронома Иоганна Кеплера, который считал, что между орбитами Марса и Юпитера должна существовать отдельная планета. В 1772 году немецкий ученый И. Тициус предложил эмпирическую формулу, согласно которой неизвестная планета должна находится на расстоянии 2,8 а.е. от Солнца (1 а.е. – это одна астрономическая единица, равная расстоянию от Земли до Солнца в ~150 млн км). Закон, который описывается этой формулой, получил название закона Тициуса-Боде. В 1796 году на специальном конгрессе ученых-астрономов был принят проект поиска этой неизвестной планеты, и спустя четыре года итальянский астроном Дж. Пиацци открыл первый астероид – Церера. Затем знаменитый немецкий астроном Г. Ольберс (вспомним парадокс Ольберса) открыл второй астероид, получивший название Паллады. Так состоялось открытие Главного астероидного пояса Солнечной системы. К началу 1984 года число астероидов этого пояса с надежно установленными параметрами орбит достигло 3000. Научная работа по открытию новых астероидов и уточнению их орбит продолжается и по сей день.

Другой вид малых тел – кометы также принадлежит Солнечной системе. Кометы, как правило, движутся вокруг Солнца по вытянутым эллиптическим орбитам различных размеров, произвольно ориентированным в пространстве. Размеры орбит большинства комет в тысячи раз больше поперечника планетной системы. Большую часть своего времени кометы находятся в самых удаленных точках своих орбит (афелиях), образуя, таким образом, кометное облако на далеких окраинах Солнечной системы. Это облако и получило название Облака Оорта. Это облако простирается далеко от Солнца, достигая расстояний в 105 а.е. Считается, что Облако Оорта содержит до 1011 кометных ядер. Периоды обращения наиболее удаленных комет вокруг Солнца могут достигать значений 106-107 лет. Напомним, что знаменитая комета наших дней – комета Хейла-Боппа прибыла к нам из ближайших окрестностей Облака Оорта, так как ее орбитальный период составляет всего (!) около трех тысяч лет.

Проблема происхождения малых тел Солнечной системы тесно связана с проблемой происхождения самих планет. В 1796 году французский ученый П. Лаплас выдвинул гипотезу об образовании Солнца и всей Солнечной системы из сжимающейся газовой туманности. Согласно Лапласу, часть газового вещества отделилась от ядра туманности под действием возросшей при сжатии центробежной силы, что прямо следует из закона сохранения момента количества движения. Это вещество и послужило материалом для образования планет. Эта гипотеза встретилась с трудностями, которые были преодолены в работах американских ученых Ф. Мультона и Т. Чемберлена. Они показали, что более вероятным является образование планет не прямо из газа, а скорее из малых твердых частиц, названных ими планетозималями. Поэтому в настоящее время считается, что процесс образования планет Солнечной системы проходил в два этапа. На первом этапе из пылевого компонента первичного облака околосолнечного вещества образовалось множество промежуточных тел размером в сотни километров (планетозималей). И лишь затем на втором этапе из роя промежуточных тел и их обломков аккумулировались планеты.

В Солнечной системе может существовать несколько резервуаров таких промежуточных тел, или планетозималей. В 1949 году астроном К.Е. Эджворт (K.E. Edgeworth), а затем в 1951 году астроном Дж.П. Койпер (G.P. Kuiper) предсказали существование другого резервуара – семейства транснептуновых объектов, возникших на ранней стадии образования Солнечной системы. Являясь остатками протопланетного диска, эти предсказанные объекты должны были концентрироваться на орбитах с малыми эксцентриситетами и углами наклона непосредственно вокруг Нептуна. Гипотетический резервуар таких объектов и получил название пояса Койпера (КП, Kuiper Belt).

ОТКРЫТИЕ ПОЯСА КОЙПЕРА:

ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА

СОСТАВЛЯЮЩИХ ЕГО ОБЪЕКТОВ

Начнем с того факта, что исследование орбиты знаменитой кометы Галлея позволило дать грубую оценку массы пояса Койпера в пределах до 50 а.е. от Солнца. Она должна составлять довольно малую часть массы Земли.

Многочисленные фотографические поиски медленно движущихся объектов пояса Койпера (ОК) долго не приводили к успеху. Наконец, в 1930 году астроном Томба открыл первый новый объект за пределами орбиты Нептуна. Это была планета Плутон. Следует сразу заметить, что масса Плутона необычайно мала и составляет всего 0,0017 МЗемли , в то время как масса Нептуна равняется 17,2 МЗемли . В 1979 году был открыт второй объект 2060 Хирон, который относится к группе объектов, получивших название Кентавров. Кентавр – это объект, орбита которого лежит в области между Юпитером и Нептуном. Неудача в поиске ОК была связана с недостаточной эффективностью фотографического метода наблюдений. После появления полупроводниковых твердотельных приемников излучения (так называемых ПЗС-приборов с зарядовой связью) стало возможным проведение более глубоких обзоров неба. Появилась возможность регистрации света, отраженного от естественных космических малых тел с размером порядка 100 км и меньше в районе орбиты Нептуна и далее.

Астрономы создали специальную программу поиска таких тел – Программу наблюдения космического пространства (Spacewatch program). И в результате работы этой программы были открыты еще два объекта, принадлежащие к группе Кентавров – это 5145 Фолус и 1993НА2 .

Решающий прорыв произошел в 1992 году, когда американские астрономы Давид Джуитт и Джейн Лу, работающие в обсерватории на Гавайских островах в Мауна-Кеа, обнаружили первый медленно движущийся малый космический объект и по его собственному движению доказали, что он принадлежит поясу Койпера. За этим открытием последовали новые обнаружения объектов из пояса Койпера. В результате успешной работы астрономов в обсерваториях Мауна-Кеа и Сьерра-Тололо в Чили (Межамериканская астрономическая обсерватория IAO) полное количество планетозималей – ОК в настоящее время превышает 40.

Д. Джуитт и Дж. Лу в обсерватории Мауна-Кеа на телескопе с диаметром зеркала 2,2 м зафиксировали собственное движение одного из первых ОК в течение 4,6 часа. Видимая звездная величина этого объекта в полосе R (эффективная длина волны l = 0,7 мкм) составляла 21,7. Его гелиоцентрическое расстояние в момент наблюдения равнялось 34,5 а.е.

Дальнейшие наблюдения показали, что объекты пояса Койпера представляют собой довольно крупные тела диаметром 200-300 км, напоминающие астероиды, причем наиболее крупные из них (кентавры) проявляют признаки кометной активности. Это означает, что физические свойства транснептуновых тел могут заметно отличаться от свойств астероидов Главного пояса. Более того, не исключается и эволюционная связь транснептуновых объектов с другими известными объектами Солнечной системы. В настоящее время считается, что пояс Койпера является источником короткопериодических комет.

Анализ открытых ОК, а также объектов популяции кентавров позволил установить основные параметры пояса Койпера. Видимая ширина этого пояса представляется величиной ~10?. Однако после коррекции наблюдательной селекции его истинная ширина оценивается в 30? по отношению к плоскости эклиптики. Общее число ОК с размерами >100 км оценивается как N ~ 106. Эта оценка относится к области между 30 и 50 а.е. Любопытно, что таких крупных астероидов в Главном астероидном поясе намного меньше. Их количество оценивается как N ~ 230.

Однако остается открытым вопрос о количестве типичных астероидов с размерами 1-10 км в поясе Койпера. Эту проблему попыталась решить группа астрономов во главе с Анитой Кохран с помощью специальной программы наблюдений на Космическом телескопе им. Э. Хаббла. Естественно невозможно зарегистрировать такие малые космические тела непосредственно. Поэтому группа Аниты Кохран использовала статистический подход. Изучая распределение шумовых сигналов, они обнаружили усиление шума в направлении на пояс Койпера. Этот факт они интерпретировали как результат наличия в поясе Койпера (ПК) большого количества малых тел диаметром 1-10 км, отраженный солнечный свет от которых создает усиление сигналов регистрирующей аппаратуры. Однако не все ученые согласны с такой точкой зрения. Многие из них считают, что Кохран и др. зарегистрировали усиление собственных шумов регистрирующей аппаратуры. Поэтому Научный комитет Космического телескопа им. Э. Хаббла выделил специальное время для проведения дополнительных наблюдений ПК с целью поиска малых космических тел. Вместе с тем различные оценки, в том числе с динамической точки зрения, позволяют определить нижний предел количества небольших космических тел диаметром 5-10 км: N(d > 5-10 км) > 3 ” 109. Это число значительно больше числа астероидов Главного пояса (ГП) с диаметром d > 1 км. Считается, что ожидаемое число всех астероидов с d > 1 км и с орбитами, скрещивающимися с орбитой Земли, должно превышать 3000.

Почти 40% транснептуновых объектов имеют орбиты, лежащие в области 3 : 2 резонанса с Нептуном. На языке небесной механики это означает, что отношение орбитальных периодов этих астероидов и Нептуна составляют РА : РН = 3 : 2. Любопытно, что в эту область резонанса попадает и орбита планеты Плутон (см. рис. 2 из работ Джуитта и Лу). Именно поэтому Джуитт и Лу выделили этот класс объектов в отдельную популяцию и назвали эти объекты <плутино>.

Существование плутино позволяет сформулировать интересную идею динамического развития протопланетного диска в фазе аккреции. Суть этой идеи, развиваемой некоторыми известными специалистами-планетологами из США, состоит в том, что в результате передачи углового момента планетозималям в этой фазе возможен процесс радиальной миграции образующихся планет Солнечной системы в направлении от Солнца. Это означает, что по крайней мере планеты-гиганты образовались не на тех местах, где мы их видим, а значительно ближе к Солнцу. Численные расчеты американского ученого Р. Малхотра показали, что Нептун мигрировал от своего первоначального места примерно на 5 а.е. в течение десятков миллионов лет. Во время этого движения Нептун захватывал планетозимали из протопланетного диска на свои сильнейшие резонансные орбиты, причем в течение этого процесса окончательно устанавливались значения эксцентриситетов и углов наклона орбит захваченных планетозималей. Окончательное распределение орбитальных параметров (e, i) захваченных планетозималей целиком определялось типом радиальной миграции.

Что касается самой планеты Плутон, то она по массе довольно близка к ОК. Кроме того, хорошо известно, что его орбита пересекает орбиту Нептуна, причем перигелий Плутона составляет 29,58 а.е., в то время как полуось орбиты Нептуна равна 30,06 а.е. До самого последнего времени считалось, что именно орбита Плутона имеет наибольший наклон к плоскости эклиптики i = 17?. Однако недавно было установлено, что один из объектов ОК, а именно 1995QZ9 , имеет еще больший наклон i = 19,5?. Джувит и Лу оценивают число таких плутино (с диаметром d > 100 км) как ~10 000 объектов.

Вместе с тем, несмотря на обнаружение довольно большого количества ОК, исследователи пока имеют больше вопросов, чем ответов. Пространственные характеристики наблюдавшихся объектов статистически не очень хорошо обоснованы. Позиционных измерений недостаточно для уверенного расчета их орбит. Поэтому проблема динамического поведения ОК требует своего разрешения.

Центральной задачей является исследование физических свойств объектов Койпера как фотометрическими, так и спектроскопическими методами. Прямой способ решения этой задачи – это получение спектрального и фотометрического распределения отраженного от них солнечного излучения, что позволит напрямую выяснить химический состав их наружных слоев. Задача далеко не простая, поскольку это довольно слабые объекты 25-27 звездной величины. Поэтому для фотометрических и спектральных наблюдений требуются весьма большие телескопы.

Первые такие наблюдения уже осуществлены на Канадско-Французско-Гавайском телескопе (CFHT) с диаметром зеркала 3,6 м (Мауна-Кеа, Гавайские острова), а также на английском инфракрасном телескопе (UKIRT) с диаметром зеркала около 4 м, расположенном в обсерватории на Канарских островах. Ряд ОК оказались более красными, чем многие известные кометные ядра и астероиды, например, такие, как 5145 Фолус и 1993НА2 , в то время как некоторые из них, например 1993SC, имеют такое же спектральное распределение, как у многих известных кометных ядер и астероидов. Однако таких наблюдений еще сравнительно мало, чтобы можно было сделать выводы о химическом составе наружных слоев ОК.

НАБЛЮДЕНИЯ ОБЪЕКТОВ ПОЯСА КОЙПЕРА НА РОССИЙСКОМ БТА-6м

В нашей стране также были начаты наблюдения на 6-метровом телескопе (БТА-6м) Специальной астрофизической обсерватории (САО) Российской Академии наук, расположенном в горах на Северном Кавказе вблизи станицы Зеленчукская. Такие наблюдения состоялись в июле 1996 года. В наблюдениях участвовали как астрономы САО РАН С.В. Жариков и Н.А. Тихонов, так и астроном Пулковской обсерватории К.Л. Масленников. Они использовали ПЗС-камеру отечественного производства с матрицей 1000 i 1000 пикселей и обычные широкополосные фильтры В(lэф = 0,44 мкм), V(lэф = 0,55 мкм), R(lэф = 0,70 мкм), I(lэф = 0, 90 мкм). Продолжительность наблюдений в каждом фильтре составляла 10 мин. Необходимое координатное обеспечение программы было выполнено с помощью специальной программной системы CERES, разработанной в Институте теоретической астрономии РАН в Санкт-Петербурге.

Первоначально была решена задача отождествления уже известных объектов 1993SC, 1993SB и 1993RO. Это можно было сделать по видимому движению ОК среди звезд. Это довольно медленное движение, и его скорость составляет величину около 2? в час, что эквивалентно примерно 5 км/с. Поэтому надежного отождествления удалось добиться путем сравнения изображений полей наблюдения, полученных в разные ночи. Во время этих наблюдений самый яркий из астероидов ПК, а именно 1993SC, был виден на ПЗС-кадрах как отчетливый звездообразный объект. 1993SB выглядел уже значительно более слабым и размытым. А объект 1993RO с трудом увидели лишь в полосах V и R.

В результате этих наблюдений удалось существенно уточнить параметры их орбит и значения их скоростей движения. Таким образом, был заполнен существенный пробел в распределении позиционных данных этих объектов, не позволявший точно вычислить их орбиты. Кроме того, были получены новые оценки блеска и показатели цвета этих объектов. По полученным фотометрическим оценкам были построены кривые нормированной отражательной способности этих астероидов, которой обычно и характеризуется спектральное распределение их энергий. Существенно новый результат, полученный нашими астрономами, – это довольно резкое падение отражательной способности в длинноволновой области.

Интересно отметить, что нашим астрономам повезло. И в ходе их наблюдений случилась удачная неожиданность. Во время наблюдений объекта 1993SC в ночь с 14 на 15 июля всего в 20? от объекта был зафиксирован проходящий в поле зрения слабый (не ярче 20-й звездной величины) астероид Главного пояса. Вследствие большой видимой скорости за время экспозиции он оставил на матрице след в виде штриха. За 40 минут, в течение которых проходили наблюдения в четырех фильтрах, неизвестный астероид описал в поле зрения дугу в 18?. В результате измерений опорных звезд и каждого из четырех следов (помните, четыре фильтра) зафиксированного астероида были получены прямоугольные координаты объекта и опорных звезд. Далее традиционными методами астрометрии были вычислены его сферические координаты, определены параметры его видимого движения и элементы возможной эллиптической орбиты. При расчете вероятной орбиты и ее элементов был использован специальный эффективный метод расчета орбит, так называемый метод параметров видимого движения (ПВД), разработанный в Пулковской обсерватории А.А. Киселевым и О.П. Быковым.

Такое неожиданное появление в поле наблюдения буквально рядом друг с другом Койперовского астероида и астероида Главного пояса предоставило уникальную возможность прямого, непосредственного без фотометрических редукций, и тем самым наиболее точного сравнения цветов этих объектов. Результаты такого прямого сравнения действительно подтверждают явление покраснения малых планет Солнечной системы по мере их удаления от Главного пояса.

ОТКРЫТИЕ НОВЫХ КРУПНЫХ ТРАНСНЕПТУНОВЫХ МАЛЫХ ПЛАНЕТ, ВОЗМОЖНЫЕ НОВЫЕ РЕЗЕРВУАРЫ МАЛЫХ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

В июне 1997 года Д. Джуитт и Дж. Лу распространили по системе ИНТЕРНЕТ волнующее сообщение об открытии новой удивительной популяции транснептуновых малых планет с помощью 2,2-метрового телескопа обсерватории на Гавайских островах. Первый из этих объектов был открыт 9 октября 1996 года благодаря применению в наблюдениях ПЗС-детектора с широкоформатной матрицей 8192 i 8192 пикселей. Его звездная величина в полосе R составилаm~ 20 , 9. Таким образом, по яркости это третий среди трансурановых объектов после самого Плутона и Харона. Последующие наблюдения, выполненные с помощью уже других телескопов, позволили определить орбиту этого необычного объекта. Оказалось, что эта орбита имеет период в 1000 лет, полуось в 81 а.е., эксцентриситет е = 0,58 и угол наклона 24?. Таким образом, была открыта новая популяция транснептуновых объектов, которая располагается еще дальше от Нептуна на расстояниях заметно больше 30-50 а.е., то есть характерного размера пояса Койпера. Астрономы сумели оценить характерный размер этого необычного объекта, который оказался ~ 500 км. Для плотности 1000 кг/м3 его масса составит 6 ” 1019 кг, то есть 10- 5МЗемли ! Астрономы также оценивают приблизительно возможное количество этих объектов, которое может составлять величину в 6500 объектов. Тогда полная масса этой новой популяции может составить 0,07 М Земли .

Наконец, самая последняя новость из этой области исследований – это идея, выдвинутая канадским ученым М. Холманом и опубликованная в известном международном журнале “Природа” (“Nature”). Выполнив численные расчеты, он показал возможность существования динамически устойчивой новой популяции малых планет в области 24-27 а.е. от Солнца, расположенной между орбитами Урана и Нептуна. Согласно этим расчетам, примерно 0,3% от первоначальной популяции планетозималей, которые движутся по орбитам с малыми эксцентриситетами и малыми углами наклона, могут образовать такую популяцию в течение жизни Солнечной системы. Оценка массы предсказанного нового астероидного пояса дает величину 5 ” 10- 4МЗемли , что оказывается весьма близко к полной массе Главного астероидного пояса. Таким образом, перед современной астрономией возникают новые интересные задачи не только в весьма популярных и приоритетных областях, таких, как физика звезд и галактик, космология, но и в области исследования нашей Солнечной системы. http://www.pereplet.ru/obrazovanie/stsoros/1057.html