Zono de Kuiper: Malsamoj inter versioj
| [kontrolita revizio] | [atendante kontrolon] |
→Klasado: Ne la Plutonoidoj sed la Plutonenoj resonas 3:2 kun Neptuno |
LiMrBot (diskuto | kontribuoj) esperantigita parametro, +Projektoj, kosmetikaj ŝanĝoj |
||
| (11 mezaj versioj de alia uzanto ne montriĝas) | |||
| Linio 1: | Linio 1: | ||
{{DISPLAYTITLE:Zono de ''Kuiper''}} |
|||
[[Dosiero:Kuiper oort-en.svg|eta|upright=1.3|La Kujper-bendo kaj la Ort-nubo]] |
|||
[[Dosiero:Kuiper belt plot objects of outer solar system.png|320ra|eta|Konataj objektoj en la zono de ''Kuiper'' preter la orbito de Neptuno. (Skalo en [[Astronomia unuo|AU]]; [[Epoko (astronomio)|epoko]] en januaro 2015.)) |
|||
La '''Kujper-zono''' aŭ '''Kujper-bendo''' (ankaŭ nomata '''Edgeworth-Kuiper-zono''') estas proksimume cirkla zono ĉirkaŭ la [[Suno]] inter distanco de 30 ĝis 50 [[astronomia unuo|astronomiaj unuoj]] (AU) de ĝi, en la [[ekliptiko]]. Simile al la [[asteroida zono]], ĝi kredeble enhavas ĉirkaŭ dek-milojn da objektoj kun diametro de pli ol 100 km, multegajn malpli grandajn, kaj almenaŭ tri [[nanoplanedo]]jn: [[Plutono]]n, [[Makemako (nanoplanedo)|Makemakon]] kaj [[Haŭmeo]]n. |
|||
{| style="width: 95%;" |
|||
| ⚫ | |||
|- |
|||
| valign=top | |
|||
{{Priskribo samlinia|#FFFF00|rando=#B3B300|[[Suno]]}}<br /> |
|||
{{Priskribo samlinia|#aaa|rando=#777|[[Trojaj asteroidoj de Jupitero|Jupiteraj trojanoj]]}}<br /> |
|||
{{Priskribo samlinia|#FF4D4D|rando=#FF0000|[[Giganta planedo|Gigantaj planedoj]]: [[Jupitero (planedo)|J]]{{·}}[[Saturno (planedo)|S]]{{·}}[[Urano (planedo)|U]]{{·}}[[Neptuno (planedo)|N]]}}<br /> |
|||
{{Priskribo samlinia|#009900|rando=#003300|[[Centaŭro (planedeto)|Centaŭro]]}} |
|||
| valign=top | |
|||
{{Priskribo samlinia|#66CCFF|rando=#00AAFF|'''Zono de ''Kuiper'''''}}<br /> |
|||
{{Priskribo samlinia|#FFB657|rando=#FF950A|[[Disa disko]]}}<br /> |
|||
{{Priskribo samlinia|#A300A3|rando=#550055|[[Trojaj asteroidoj de Neptuno|Neptunaj trojanoj]]}} |
|||
|} |
|||
<div style="font-size: 0.9em; margin-top: 4px; line-height: 1.2em;">''Distancoj sed ne grandecoj estas laŭskalaj<br />Fonto: [[Minor Planet Center]], {{url|http://www.cfeps.net/}} kaj aliaj''</div> |
|||
]] |
|||
La '''zono de ''Kuiper''''', foje nomata la '''zono de ''Edgeworth''–''Kuiper''''', estas [[ĉirkaŭstela disko]] en la [[Sunsistemo]] preter la (konataj) [[planedo]]j, etendiĝanta de la [[orbito]] de [[Neptuno (planedo)|Neptuno]] (je 30 [[Astronomia unuo|AU]]) ĝis proksimume 50 AU de la Suno.<ref>{{citaĵo el gazeto |aŭtoro=Stern, Alan |titolo=Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap |gazeto=[[The Astrophysical Journal]] |volumo=490 |numero=2 |paĝoj=879–882 |jaro=1997 |doi=10.1086/304912 |kunaŭtoroj=Colwell, Joshua E. |bibkodo=1997ApJ...490..879S}}</ref> Kiel la asteroida zono, ĝi konsistas ĉefe el minoraj korpoj, aŭ restaĵoj de la [[Formado kaj evoluo de la Sunsistemo|formado de la Sunsistemo]]. La zono de ''Kuiper'' estas hejmo de tri oficiale agnoskitaj [[nanoplanedo]]j: [[Plutono]], [[Haŭmeo]], kaj [[Makemako (nanoplanedo)|Makemako]]. Kelkaj el la [[Natura satelito|lunoj]] de la Sunsistemo, kiel ekzemple [[Tritono (luno)|Tritono]] de Neptuno kaj [[Febo (luno)|Febo]] de [[Saturno (planedo)|Saturno]], supozeble originis de la regiono.<ref>{{citaĵo el gazeto |lasta=Johnson |unua=Torrence V. |kunaŭtoroj=Lunine, Jonathan I. |titolo=Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System |gazeto=Nature |volumo=435 |paĝoj=69–71 }}</ref><ref>{{citaĵo el la reto |titolo=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter |aŭtoro=Agnor, Craig |kunaŭtoroj= Hamilton, Douglas P. |verko=Nature |url=http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf |jaro=2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070621182809/http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf |arkivdato=2007-06-21 }}</ref> |
|||
| ⚫ | |||
| ⚫ | |||
| ⚫ | |||
| ⚫ | |||
La zono ricevis sian nomon laŭ [[Gerard Kuiper]], kiu en [[1951]] publikigis artikolon pri trans-[[Plutono|plutonaj]] objektoj. Multaj nomas ĝin Edgeworth-Kuiper-Zono, laŭ [[Kenneth Edgeworth]], kiu same formulis teorion, laŭ kiu transe de la [[Neptuno|neptuna]] [[orbito]] formiĝas [[kometo]]j el kosma polvo. |
|||
== Historio == |
|||
La objektoj de la zono nomiĝas Kujper-zonaj aŭ Kujper-bendaj objektoj (mallonge KBO aŭ kujperzonanoj), ankaŭ transneptunaj objektoj. |
|||
[[Dosiero:Gerard Kuiper 1964b.jpg|eta|Astronomo ''[[Gerard Kuiper]]'', laŭ kiu la zono de ''Kuiper'' estas nomita]] |
|||
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.<ref>{{citaĵo el libro |titolo=Dark Matter and the Dinosaurs |eldoninto=HarperCollins |loko=Novjorko |unua=Lisa |lasta=Randall |jaro=2015 |paĝoj=105–06|isbn=978-0-06-232847-2 }}</ref> |
|||
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|Nubo de ''Oort'']] aŭ eksteren de la Sunsistemo. Se la hipotezo de ''Kuiper'' estus ĝusta, ne ekzistus zono de ''Kuiper'' hodiaŭ.<ref>{{citaĵo el la reto |titolo=WHY "KUIPER" BELT? |aŭtoro=Jewitt, David |verko=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html |arkivdato=2019-02-12 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20190212100219/http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html }}</ref> |
|||
=== Nomo === |
|||
La 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. |
|||
| ⚫ | |||
La 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 [[Observatorio de Vera C. Rubin|LSST]], kiuj devus malkaŝi multajn nuntempe nekonatajn KBO-ojn. Ĉi tiuj enketoj provizos datumojn, kiuj helpos determini respondojn al ĉi tiuj demandoj.<ref>{{citaĵo el la reto |titolo=The Solar System beyond the Planets |unua=Audrey |lasta=Delsanti |kunaŭtoroj=Jewitt, David |eldoninto=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2006/DJ06.pdf |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070925203400/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf |arkivdato=2007-09-25 |jaro=2006}}</ref> |
|||
== Konsisto == |
|||
[[Dosiero:2003 UB313 near-infrared spectrum.png|eta|200ra|La infraruĝaj spektroj de kaj Eriso kaj Plutono, elstarigante iliajn oftajn metansorbadajn liniojn]] |
|||
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.<ref>{{citaĵo el gazeto |lasta=Brown |unua=Michael E. |titolo=The Compositions of Kuiper Belt Objects |gazeto=Annual Review of Earth and Planetary Sciences |jaro=2012 |volumo=40 |numero=1 |paĝoj=467–494 |doi=10.1146/annurev-earth-042711-105352 |arxiv=1112.2764 |url=http://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev-earth-042711-105352?journalCode=earth |bibkodo=2012AREPS..40..467B}}</ref> 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 [[Spektra linio|spektraj linioj]]) aperas kie la substancoj ene de ĝi absorbis tiun specialan ondolongon de lumo. Ĉiu [[Kemia elemento|elemento]] aŭ [[Kemia kombinaĵo|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 [[Kelvin|K]],<ref>{{citaĵo el gazeto |titolo=Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar |gazeto=Nature |volumo=432 |numero=7018 |paĝoj=731–33 |aŭtoro=Jewitt, David C. |kunaŭtoroj=Luu, Jane |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf |jaro=2004 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070621182808/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf |arkivdato=2007-06-21 |bibkodo=2004Natur.432..731J |doi=10.1038/nature03111 }}</ref> 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 [[Hidrato|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 (luno)|Tritono]], kun grandaj kvantoj de metanglacio.<ref>{{citaĵo el gazeto |doi=10.1126/science.276.5314.937 |titolo=Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC |jaro=1997 |lasta=Brown |unua=R. H. |gazeto=Science |volumo=276 |numero=5314 |paĝoj=937–39 |pmid=9163038 |kunaŭtoroj=Cruikshank, DP; Pendleton, Y.; Veeder, GJ |bibkodo=1997Sci...276..937B}}</ref> La plej grandaj KBO-oj, kiel Plutono kaj [[Kvavaro]], havas surfacojn riĉajn je volatilaj komponaĵoj kiel metano, [[nitrogeno]] kaj [[karbona monooksido]]. [[Makemako (nanplanedo)|Makemako]] pruviĝis posedi kelkajn hidrokarbidojn derivitajn de la radiad-prilaborado de metano, inkluzive de [[etano]], [[etileno]] kaj [[acetileno]]. |
|||
== Klasado == |
== Klasado == |
||
[[Dosiero:TheKuiperBelt classes-en.svg|eta|La |
[[Dosiero:TheKuiperBelt classes-en.svg|eta|La klasoj de la zono de ''Kuiper'']] |
||
Ĝis [[nun en 2006|nun]] oni esploris ĉirkaŭ 800 el tiuj objektoj. Laŭ la karakterizaĵoj de iliaj orbitoj ili estas klaseblaj jene: |
Ĝis [[nun en 2006|nun]] oni esploris ĉirkaŭ 800 el tiuj objektoj. Laŭ la karakterizaĵoj de iliaj orbitoj ili estas klaseblaj jene: |
||
* Resonancaj |
* '''Resonancaj objektoj''' de la zono de ''Kuiper'' havas orbitojn resonancajn al tiu de [[Neptuno (planedo)|Neptuno]] (kies periodo havas simplan frakcian rilaton al tiu de Neptuno). Ekzemplo estas la [[plutoneno]]j, 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 |
* '''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 |
* 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 == |
== Vidu ankaŭ == |
||
* [[transneptuna objekto]] |
* [[transneptuna objekto]] |
||
== Referencoj == |
|||
| ⚫ | |||
{{Referencoj}} |
|||
| ⚫ | |||
{{Projektoj}} |
|||
{{Bibliotekoj}} |
{{Bibliotekoj}} |
||
[[Kategorio:Sunsistemo]] |
[[Kategorio:Sunsistemo]] |
||
Nuna versio ekde 08:51, 8 jan. 2024
| Suno Jupiteraj trojanoj Gigantaj planedoj: J•S•U•N Centaŭro | Zono de Kuiper Disa disko Neptunaj trojanoj |
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]
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 | redakti fonton]
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
[redakti | redakti fonton]La 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
[redakti | redakti fonton]La 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 | redakti fonton]
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 | redakti fonton]
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
[redakti | redakti fonton]Referencoj
[redakti | redakti fonton]- ↑ 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.
| ||||||||||||||||||
