Zono de Kuiper
La zono de Kuiper, foje nomata la zono de Edgeworth–Kuiper, estas ĉirkaŭstela disko en la Sunsistemo preter la (konataj) planedoj, etendiĝanta de la orbito de Neptuno (je 30 AU) ĝis proksimume 50 AU de la Suno.[1] Kiel la asteroida zono, ĝi konsistas ĉefe el minoraj korpoj, aŭ restaĵoj de la formado de la Sunsistemo. La zono de Kuiper estas hejmo de tri oficiale agnoskitaj nanoplanedoj: Plutono, Haŭmeo, kaj Makemako. Kelkaj el la lunoj de la Sunsistemo, kiel ekzemple Tritono de Neptuno kaj Febo de Saturno, supozeble originis de la regiono.[2][3]
| Suno Jupiteraj trojanoj Gigantaj planedoj: J•S•U•N Centaŭro | Zono de Kuiper Disa disko Neptunaj trojanoj |
Male al tiuj de la asteroida zono (kiuj estas ĉefe rokaj kaj metalaj), la korpoj de la zono de Kuiper konsistas ĉefe el vaporiĝemaj komponaĵoj kiel metano, amoniako kaj akvo.
Oni ne konfuzu la zonon de Kuiper kun la (ankoraŭ teoria) Oorta nubo, miloble pli malproksima.
Historio
redakti
Post la malkovro de Plutono en 1930, multaj konjektis ke ĝi eble ne estas sola. Oni hipotezas la regiono nun nomita zono de Kuiper en diversaj formoj dum jardekoj. Oni trovis nur en 1992 la unua rekta pruvo pri ĝia ekzisto. La nombro kaj diverseco de antaŭaj konjektoj pri la naturo de la zono de Kuiper kondukis al daŭra necerteco pri kiu meritas krediton por unue proponi ĝin.[4]
En 1951, en artikolo por la revuo Astrophysics, Gerard Kuiper konjektis pri simila disko formiĝis frue en la evoluo de la Sunsistemo, sed li ne opiniis ke tia zono daŭre ekzistis hodiaŭ. Kuiper funkciis laŭ la supozo, ofta en sia tempo, ke Plutono estis la grandeco de la Tero kaj tial disĵetis tiujn korpojn eksteren direkte al la Nubo de Oort aŭ eksteren de la Sunsistemo. Se la hipotezo de Kuiper estus ĝusta, ne ekzistus zono de Kuiper hodiaŭ.[5]
Nomo
redaktiLa objektoj de la zono nomiĝas objektoj de la zono de Kuiper (mallonge KBO-oj), ankaŭ transneptunaj objektoj. Astronomoj foje uzas la alternativan nomon zono de Edgeworth–Kuiper por krediti Edgeworth, kaj KBO-oj estas foje referitaj kiel EKO-oj.
Origino
redaktiLa precizaj originoj de la zono de Kuiper kaj ĝia kompleksa strukturo ankoraŭ estas neklaraj, kaj astronomoj atendas la kompletigon de pluraj larĝakampaj enketteleskopoj kiel ekzemple Pan-STARRS kaj la estonta LSST, kiuj devus malkaŝi multajn nuntempe nekonatajn KBO-ojn. Ĉi tiuj enketoj provizos datumojn, kiuj helpos determini respondojn al ĉi tiuj demandoj.[6]
Konsisto
redakti
Estante malproksimaj de la Suno kaj gravaj planedoj, objektoj de la zono de Kuiper supozeble estas relative netuŝitaj de la procezoj kiuj formis kaj ŝanĝis aliajn Sunsistemajn objektojn; tiel, determini ilian kunmetaĵon disponigus grandajn informojn pri la konsisto de la plej frua Sunsistemo.[7] Pro ilia eta grandeco kaj ekstrema distanco de la Tero, la kemia konsisto de KBO estas tre malfacile determini. La ĉefa metodo per kiu astronomoj determinas la konsiston de ĉiela objekto estas spektroskopio. Kiam la lumo de objekto estas rompita en ĝiajn komponentkolorojn, bildo simila al ĉielarko estas formita. Ĉi tiu bildo estas nomita spektro. Malsamaj substancoj sorbas lumon je malsamaj ondolongoj, kaj kiam la spektro por specifa objekto estas malimplikita, malhelaj linioj (nomitaj spektraj linioj) aperas kie la substancoj ene de ĝi absorbis tiun specialan ondolongon de lumo. Ĉiu elemento aŭ kombinaĵo havas sian propran unikan spektroskopan subskribon, kaj legante la plenan spektran "fingrospuron" de objekto, astronomoj povas determini ĝian kunmetaĵon.
Analizo indikas ke objektoj de la zono de Kuiper estas kunmetitaj de miksaĵo de roko kaj gamo da glacioj kiel ekzemple akvo, metano, kaj amoniako. La temperaturo de la zono estas nur ĉirkaŭ 50 K,[8] do multaj kunmetaĵoj, kiuj estus gasaj pli proksime al la Suno, restas solidaj. Kvankam ĝis nun la plej multaj KBO-oj daŭre ŝajnas spektre senkaraktecaj pro sia sveno, ekzistas kelkaj sukcesoj en determinado de sia kunmetaĵo. La ĉeesto de kristala glacio sur grandaj kaj mezgrandaj objektoj, inkluzive de 50000 Kvavaro kie hidrata amoniako ankaŭ estis detektita, povas indiki pasintan tektonan agadon helpitan per frostopunkto malaltiĝo pro la ĉeesto de amoniako.
En 1996, Robert H. Brown kaj aliaj akiris spektroskopajn datenojn pri la KBO 1993 SC, kiu rivelis ke ĝia surfackonsisto estas rimarkeble simila al tiu de Plutono, same kiel la luno de Neptuno Tritono, kun grandaj kvantoj de metanglacio.[9] La plej grandaj KBO-oj, kiel Plutono kaj Kvavaro, havas surfacojn riĉajn je volatilaj komponaĵoj kiel metano, nitrogeno kaj karbona monooksido. Makemako pruviĝis posedi kelkajn hidrokarbidojn derivitajn de la radiad-prilaborado de metano, inkluzive de etano, etileno kaj acetileno.
Klasado
redakti
Ĝis nun oni esploris ĉirkaŭ 800 el tiuj objektoj. Laŭ la karakterizaĵoj de iliaj orbitoj ili estas klaseblaj jene:
- Resonancaj objektoj de la zono de Kuiper havas orbitojn resonancajn al tiu de Neptuno (kies periodo havas simplan frakcian rilaton al tiu de Neptuno). Ekzemplo estas la plutonenoj, kies resonanca rilato al Neptuno estas 3:2, tio signifas, ke en 495 jaroj Neptuno orbitas trifoje, sed la plutonenoj nur dufoje. Orbito kun rilato 3:2 al Neptuno havas radiuson de ĉirkaŭ 40 AU. El la ĝis nun esploritaj KBOj unu triono estas resonancaj.
- Klasikaj objektoj de la zono de Kuiper orbitas proksimume cirkle inter 41 kaj 50 AU, sed havas orbitan klinon al la ekliptiko de ĝis 30 °. Al tiu klaso apartenas ĉirkaŭ du trionoj de la konataj objektoj de la zono de Kuiper.
- Restas kelkaj "disaj objektoj" de la zono de Kuiper, kies orbitoj estas tre elipsaj kaj kiuj moviĝas inter 35 AU kaj 1000 AU de Suno.
Vidu ankaŭ
redaktiReferencoj
redakti- ↑ 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), p. 879–882. doi:10.1086/304912. Bibkodo:1997ApJ...490..879S.
- ↑ Johnson, Torrence V.; Lunine, Jonathan I. . “Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System”, Nature 435, p. 69–71.
- ↑ Agnor, Craig; Hamilton, Douglas P. (2006). Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter. Nature. Arkivita el la originalo je 2007-06-21.
- ↑ Randall, Lisa. (2015) Dark Matter and the Dinosaurs. Novjorko: HarperCollins, p. 105–06. ISBN 978-0-06-232847-2.
- ↑ Jewitt, David. WHY "KUIPER" BELT?. University of Hawaii. Arkivita el la originalo je 2019-02-12.
- ↑ Delsanti, Audrey; Jewitt, David (2006). The Solar System beyond the Planets. University of Hawaii. Arkivita el la originalo je 2007-09-25.
- ↑ Brown, Michael E. (2012). “The Compositions of Kuiper Belt Objects”, Annual Review of Earth and Planetary Sciences 40 (1), p. 467–494. doi:10.1146/annurev-earth-042711-105352. Bibkodo:2012AREPS..40..467B. arXiv:1112.2764.
- ↑ Jewitt, David C.; Luu, Jane (2004). “Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar”, Nature 432 (7018), p. 731–33. doi:10.1038/nature03111. Bibkodo:2004Natur.432..731J.
- ↑ Brown, R. H.; Cruikshank, DP; Pendleton, Y.; Veeder, GJ (1997). “Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC”, Science 276 (5314), p. 937–39. doi:10.1126/science.276.5314.937. Bibkodo:1997Sci...276..937B.