Disco disperso

El disco disperso  es una región remota del sistema solar , escasamente poblada por pequeños cuerpos , compuestos principalmente de hielo . Dichos cuerpos se denominan objetos de disco disperso ( SDO * , objeto de disco disperso ); son un subconjunto de la gran familia de objetos transneptunianos (TNO). La región interior del disco disperso se superpone parcialmente con el cinturón de Kuiper , pero, en comparación, el borde exterior del disco se encuentra mucho más lejos del Sol y mucho más arriba y más abajo del plano de la eclíptica .

* Debido a la falta de una abreviatura en ruso generalmente aceptada, a continuación se utilizará la abreviatura del término en inglés.

Formación

El origen del disco disperso aún no está claro, aunque la opinión predominante entre los astrónomos es que se formó cuando los objetos del cinturón de Kuiper se "dispersaron" debido a la interacción gravitacional con los planetas exteriores, principalmente Neptuno , adquiriendo grandes excentricidades e inclinaciones orbitales . Mientras que el cinturón de Kuiper es una "dona" relativamente redonda y plana, ubicada en el área de 30 a 44 UA. Es decir, con sus propios objetos en órbitas circulares autónomas ( cubivano ) o órbitas resonantes ligeramente elípticas (2:3 - plutino y 1:2), el disco disperso es un medio mucho más inestable en comparación. Los objetos de disco dispersos a menudo, como en el caso de Eris , pueden viajar "verticalmente" casi las mismas distancias que viajan "horizontalmente". El modelado muestra que las órbitas de los objetos en el disco disperso pueden ser errantes e inestables, y que el destino final de estos objetos es ser expulsados ​​constantemente desde el centro del sistema solar hacia la nube de Oort o incluso más lejos.

Se especula que los centauros pueden ser simplemente objetos similares a los objetos del disco disperso que fueron "lanzados" desde el cinturón de Kuiper no hacia afuera, sino hacia adentro, y se convirtieron en objetos del disco disperso "cis-neptunianos". De hecho, algunos objetos como (29981) 1999 TD 10 desdibujan la línea entre estas dos familias separadas por la órbita de Neptuno , y el Minor Planet Center (MPC) ahora clasifica a los centauros y objetos de disco disperso en la misma categoría [1] . Conscientes de la confusión de la clasificación, algunos científicos utilizan el término " objeto disperso del cinturón de Kuiper " como un término único para ambos tipos: centauros y cuerpos de disco dispersos.

Aunque TNO 90377 Sedna es oficialmente un MPC SDO, su descubridor Michael Brown sugirió que Sedna debería asignarse a la nube de Oort interna en lugar del disco disperso, ya que su perihelio es de 76 UA. es demasiado grande para que este objeto experimente una atracción notable de los planetas exteriores [2] . Este razonamiento lleva al hecho de que la falta de interacción gravitacional con los planetas exteriores excluye a los TNO del grupo de objetos del disco disperso, colocando así el límite exterior del disco disperso en algún lugar entre Sedna y los SDO más tradicionales como Eris . Si Sedna está fuera del disco disperso, no puede ser único; (148209) 2000 CR105 , que se descubrió antes de Sedna, también podría ser un objeto de la nube de Oort interior o, más probablemente, un objeto de transición entre el disco disperso y la nube de Oort interior.

Dichos objetos, denominados objetos "separados" (SDO separados), tienen órbitas que no se pudieron formar debido a la influencia de Neptuno. En cambio, se han propuesto una gran cantidad de explicaciones, incluido el paso cercano de otra estrella [3] o un objeto distante del tamaño de un planeta [4] .

Órbitas

El primer objeto reconocido por el SDO fue (15874) 1996 TL 66 , identificado por primera vez en 1996 por astrónomos del Observatorio de Mauna Kea . El primer objeto descubierto actualmente clasificado como SDO es (48639) 1995 TL 8 , descubierto por Spacewatch .

El diagrama de la derecha muestra las órbitas de todos los objetos de disco dispersos conocidos hasta 100 AU. es decir, junto con objetos del cinturón de Kuiper (mostrado en gris) y objetos resonantes (verde). En el eje horizontal: el tamaño del semieje mayor de la órbita. Las excentricidades orbitales están representadas por segmentos de línea ( perihelio a afelio ) con inclinaciones representadas por la posición del segmento de línea en el eje vertical).

Perihelio

Por lo general, los objetos dispersos se caracterizan por órbitas con excentricidad media y alta, pero su perihelio es de al menos 35 UA. Es decir, sin experimentar la influencia directa de Neptuno (segmentos rojos). Plutino (barras grises para Plutón y Orcus), así como objetos resonantes 2:5 (verde), pueden pasar más cerca de Neptuno porque sus órbitas están protegidas por resonancia. Condición perihelio > 35 AU. es una de las características definitorias  de los objetos de disco disperso.

Aventureros

En un disco disperso, la excentricidad extrema y la alta inclinación orbital son la norma, mientras que las órbitas circulares son la excepción. Algunas órbitas inusuales en la figura de la derecha están marcadas con una línea de puntos amarilla:

¿Hay orden en el caos?

Los objetos resonantes (que se muestran en verde) no se consideran miembros del disco disperso. Sin embargo, las resonancias más pequeñas también están pobladas y las simulaciones por computadora muestran que muchos objetos pueden estar en una resonancia débil con un orden más alto (6:11, 4:9, 3:7, 5:12, 3:8, 2:7, 1: cuatro). Citando las palabras de uno de los investigadores [5] : un disco disperso puede no estar tan disperso .

Comparación de objetos de disco dispersos y objetos clásicos

Las inserciones en el diagrama comparan las excentricidades e inclinaciones del disco disperso y los objetos cubewano . Cada pequeño cuadrado relleno representa el porcentaje de objetos en un rango dado de excentricidades e inclinaciones i [6] . El número relativo de objetos en un cuadrado está representado por colores cartográficos de alturas [7] (desde un número pequeño, indicado por valles verdes , hasta cimas marrones ).

Las dos poblaciones son muy diferentes: más del 30% de todos los cubewanos tienen órbitas casi circulares de baja inclinación (el "pico" en la esquina inferior izquierda) y una excentricidad máxima de 0,25. Los objetos dispersos, por el contrario, son, como sugiere su nombre, dispersos . La mayor parte de la población conocida tiene una excentricidad en el rango de 0,25-0,55. Dos picos locales corresponden a e en el rango de 0,25 a 0,35, inclinación de 15 a 20°, ye en el rango de 0,5 a 0,55, bajo i <10°, respectivamente. Las órbitas extremas separadas se muestran en verde. No se conocen objetos de disco disperso con una excentricidad inferior a 0,3 (con la excepción de 2004 XR 190 ).

La excentricidad, más que la inclinación orbital, es un atributo distintivo de la familia de objetos del disco disperso.

Gráficos de órbitas

Los gráficos de la izquierda de una manera más tradicional representan vistas polares y eclípticas de órbitas (rectificadas) de objetos de disco disperso [8] (negro) contra el fondo de objetos cubewano (azul) y resonantes (2:5) (verde). Como aún no clasificados, objetos en el rango de 50-100 AU. E. se dibujan en gris [9] .

El anillo azul en negrita no es una representación artística, sino gráficos reales de cientos de órbitas superpuestas de objetos clásicos, lo que justifica plenamente el nombre "cinturón" (clásico o cubivano). El perihelio mínimo mencionado anteriormente está ilustrado por el círculo rojo. A diferencia de SDO, los objetos resonantes alcanzan la órbita de Neptuno (amarillo).

En la vista desde el lado de la eclíptica, los arcos reflejan el mismo perihelio más pequeño [10] a 35 UA. E. (rojo) y la órbita de Neptuno (~ 30 AU, amarillo). Como muestra esta vista, la inclinación por sí sola no distingue a SDO de los objetos clásicos. En cambio, la excentricidad es un atributo distintivo (segmentos largos hacia el afelio).

Objetos separados o un disco disperso extendido

El descubrimiento de los objetos (148209) 2000 CR105 y 2004 VN112 con un perihelio demasiado lejos de Neptuno para que pueda influir en ellos ha llevado a la discusión entre los astrónomos sobre un nuevo subconjunto de planetas menores llamado disco disperso extendido  ( en inglés ,  disco disperso extendido , E- DO ) [11] . Posteriormente, estos objetos comenzaron a denominarse objetos separados  ( del inglés  tached objects [12] u objetos distantes separados , DDO [4] ).

La clasificación propuesta por el equipo de Deep Ecliptic Survey distingue formalmente entre objetos difusos cercanos (que se han dispersado por la interacción con Neptuno) y objetos difusos extendidos (como Sedna ), utilizando un valor de criterio de Tisserand de 3. [13]

El diagrama muestra todos los objetos dispersos y aislados conocidos, junto con los objetos más grandes del cinturón de Kuiper para comparar. La gran excentricidad de Sedna y (87269) 2000 OO 67 se muestra en parte por las líneas rojas que parten del perihelio y terminan en el afelio, que está fuera de la figura (>900 AU y >1060 AU, respectivamente). El objeto 2006 SQ 372 tiene un afelio aún mayor  : 2140 AU. mi.

SDO notables

Lista de SDO notables

nombre permanente
Nombre convencional		 Magnitud absoluta Albedo
Diámetro ecuatorial
(km) 		Semieje mayor orbital
(AU) 		fecha de apertura Descubridor
_ 		Método de medición del diámetro
eris 2003 UB 313 −1,12 0,86 ± 0,07 2400±100 67.7 2003 Michael Brown , Chadwig Trujillo y David Rabinowitz recto [14]
sedna 2003 VB 12 1.6 1180-1800 525.606 2003 Michael Brown , Chadwig Trujillo y David Rabinowitz
2004XR190 _ 4.5 500-1000 57.5 2004 L Allen
15874 1996 TL66 5.4 0.10? ~630 82,9 1996 D. Jewitt , Jane Lu y J. Chen térmico
48639 1995 TL8 5.28 y 7.0 (objeto doble) 0.09 (supuesto
) 		~350 y ~160 52.2 1995 Vigilancia espacial (A. Gleason)
albedo estimado

Notas

  1. ↑ Lista de centauros y objetos de discos dispersos Archivado el 1 de junio de 2012 en Wayback Machine en la IAU: Minor Planet Center
  2. ↑ Sedna Archivado el 12 de agosto de 2014 en Wayback Machine en www.gps.caltech.edu
  3. ↑ Alessandro Morbidelli y Harold F. Levison Escenarios para el origen de las órbitas de los objetos transneptunianos 2000 CR105 y 2003 VB12 The Astronomical Journal, (2004) 128 , pp 2564-2576. Preprint Archivado el 18 de junio de 2020 en Wayback Machine .
  4. ↑ 1 2 Rodney S. Gomes, John J. Matese y Jack J. Lissauer Un compañero solar de masa planetaria distante puede haber producido objetos separados distantes para aparecer en Icarus (2006). preimpresión
  5. ↑ Hahn J., La migración de Malhotra R. Neptune hacia un Cinturón de Kuiper agitado The Astronomical Journal, 130 , págs. 2392-2414, noviembre. 2005. Texto completo en arXiv .
  6. ↑ Las órbitas casi circulares ocupan la primera columna (e<0.05) y las órbitas con la inclinación más baja (i<5°) ocupan la fila inferior, los cuadrados en la esquina inferior izquierda representan el número de órbitas casi circulares y débilmente inclinadas.
  7. ↑ Un cuadrado verde significa un solo objeto en ese rango.
  8. ↑ Minor Planet Circular 2005-X77 Los planetas menores distantes se usaron para clasificar las órbitas . Archivado el 4 de marzo de 2016 en Wayback Machine . Se pueden encontrar datos más recientes en MPC 2006-D28 . Archivado el 10 de enero de 2016 en Wayback Machine .
  9. ↑ Aproximadamente la mitad de las órbitas TNO conocidas no se conocen con suficiente precisión para la clasificación (esta es una tarea bastante delicada para los objetos resonantes).
  10. ↑ El valor exacto no es muy importante; valor de 35 a. e) tomado como consistente con Jewitt 2006. Otros autores prefieren usar 30 a en su lugar. e., pero hasta ahora los datos utilizados aquí no llegan al 34 a. mi.
  11. ↑ ¿Evidencia de un disco disperso extendido? Archivado el 4 de febrero de 2012 en Wayback Machine en el Observatoire de la Cote d'Azur . Archivado el 19 de enero de 2012 en Wayback Machine .
  12. ↑ Jewitt, David C .; A. Delsanti. El sistema solar más allá de los planetas // Actualización del sistema solar : revisiones actuales y oportunas en ciencias del sistema solar  . - Springer-Praxis Ed., 2006. ( Versión preliminar (pdf) )
  13. ↑ JL Elliot, SD Kern, KB Clancy, AAS Gulbis, RL Millis, Mark V. Buie, LH Wasserman, EI Chiang, AB Jordan, DE Trilling y KJ Meech The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Clasificación dinámica, el plano del cinturón de Kuiper y la población central. The Astronomical Journal, 129 (2006), págs. preprint Archivado desde el original el 23 de agosto de 2006.
  14. ↑ Fuente . Consultado el 5 de octubre de 2007. Archivado desde el original el 10 de septiembre de 2008.
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