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太阳圈
2017-07-19
 
太阳圈

太阳圈(heliosphere)是太阳所能支配或控制的太空区域。太阳圈的边缘是一个磁性气状泡,并且远远的超出冥王星之外。从太阳"吹"出的等离子,也就是所谓的太阳风,创建和维护着这个鼓起的泡沫,并且抵抗来自银河系的氢气和氦气,也就是外面的星际物质,渗入的压力。太阳风从太阳向外流动,直到遭遇到终端激波,然后在那儿突然的减速。航海家太空船积极的探测太阳圈的边界,穿越过激波和进入日鞘,这是要到达太阳圈最外层的边缘,称为日球层顶的过渡区。当太阳在空间中移动时,太阳圈的整体形状是由星际物质控制的,它似乎不是一个完美的球形。以有限的资料用于未探勘过的自然界,已经推导出许多理论的架结构。

在2013年9月12日,NASA宣布旅行者1号已经在2012年8月25日穿过太阳圈,当时它测量到的等离子密度突然增加了40倍。因为日鞘标志着太阳风和其余银河系的一种边界,可以说旅行者1号已经离开太阳系,抵达星际空间。

摘要

除了局部地区邻近的障碍,像是行星或彗星,太阳圈内的物质都是自太阳发射出来的,然而宇宙射线和高能中性原子可以从外面渗入。起源于极端高温的日冕表面,太阳风中的微粒达到逃逸速度,以每秒300至800公里(时速67万至179万英里或100万至290万公里)向外流。当它们开始与星际物质进行交互作用时,其速度减慢,终至完全停止。在太阳风低于音速的点称为终端激波;在它穿越日鞘时速度继续减慢并导引至称为日球层顶的边界,在那儿太阳风与星际物质的压力达到平衡。旅行者1号在2004年横越终端激波,而旅行者2号在2007年横越终端激波。

它被认为在日鞘之外有弓形激波,但来自星际边界探测器的资料显示太阳在星际物质中移动的速度太低,不会形成弓形激波,它可能只是较温和的"弓形波"。航海家的资料导出日鞘有"磁性泡泡"和停滞区的新理论。

旅行者1号在2010年检测到日鞘内的停滞区大约开始于113天文单位,太阳风的速度在那儿降至0,磁场强度倍增,来自银河系的高能电子增加了100倍,在2012年5月,位于120AU之处开始,旅行者1号检测到宇宙射线突然增加,这是接近日球层顶的迹象。在2012年12月,NASA宣布旅行者1号在2012年8月,在距离太阳122AU之处,进入一个新的区域,它被称为"磁公路",这是仍然受到太阳影响,但有一些显著的差异的区域。在2013年的夏天,NASA宣布旅行者1号已经在2012年8月25日进入星际空间。

卡西尼号和星际边界探测器(IBEX)的资料在2009年挑战了"日球层尾"(heliotail)的理论,在2013年7月,IBEX的结果显示在太阳系的太阳圈有4条分裂的尾。

太阳风

太阳风中包含的微粒有来自日冕的离子和由微粒携带的场,特别是磁场。当太阳以大约27天的周期自转时,磁场也跟随着太阳风缠绕成螺旋线。太阳磁场的变化也随着太阳风向外传送,并且在地球自己的磁气层内造成地磁风暴。

在2005年3月,装置在SOHO卫星上的太阳风各向异性仪(SWAN)的报告显示,原本应该被太阳风的微粒填满的太阳圈,藉以阻挡来自太阳系外的星际介质,在周围的区域已经有星际介质渗入,而且可能在银河系区域性的磁场作用下产生了变形,成为非轴对称的形状。

结构

太阳圈电流片

太阳圈电流片是转动的太阳磁场在太阳圈内创造出来的涟漪,被认为是太阳系内最大的结构。它伸展在太阳圈中,类似芭蕾舞的女舞者舞动着的裙䙓。

外围的结构

太阳圈的外围结构取决于太阳风和星际空间风的作用。太阳风由太阳的表面向四面八方流出,在地球附近的速度大约是每秒数百公里(大约是时速一百万英里)。在远离太阳的某个距离上,至少超越过海王星的轨道,这股超音速的气流必然会减速并遭遇到星际物质。在这儿有几个阶段将发生:

太阳风在太阳系内以超音速的速度向外传送。在终端激波处,一种停滞的激波,太阳风的速度降低至音速(大约340米/秒)之下,成为亚音速。

一旦低至亚音速,太阳风也许会受到周围的星际物质流影响:压力导致太阳风在太阳后方形成像彗星的尾巴,这个区域称为日鞘(heliosheath)。然而,2009年的科学结果显示这种模型是不正确的。截至2012年,它被认为是充满了磁性泡泡的泡沫。

日鞘的外层表面,也就是太阳圈与星际物质遭遇的表面,称为日球层顶。这是整个太阳圈的边缘,2009年的科学研究结果调整了这个模型。

理论上,当太阳在环绕银河中心的轨道上运转时,日球层顶会在星际物质中造成湍流。在日球层顶的外面,可能会有一个造成压力增加以抵抗星际物质的湍流区域。然而,太阳风相对于星际物质的速度可能太低,还不足以形成弓形激波。

终端激波

终端激波是在太阳圈内的太阳风因为与当地的星际物质交互作用,使速度降至亚音速的点(相对于太阳)。这造成压缩、加热、和磁场中的变化。太阳系的终端激波被认为在距离太阳75至90天文单位的距离上。旅行者1号在2004年通过太阳的终端激波,随后旅行者2号在2007年也通过了。

激波是因为从太阳辐射出来的太阳风微粒速度大约是每秒400公里,而声音的速度(在星际物质)大约是每秒100公里(正确的速度与密度相关,不能忽略其影响)。星际物质的密度虽然很低,不过它的压力是个恒定的常数;太阳风的压力则与太阳距离平方成反比的减弱。当距离太阳足够远的时候,星际物质的压力变得足以让太阳风的速度降低至音速之下,这就会造成激波。

其它形式的终端激波能在地球的系统内看见,或许最容易观察到的就是流水进入水槽中的拍打水槽底部造成的水的跃迁(Hydraulic jump)。在击中水槽的底部时形成浅的水盘,但水的流速高于该处的波速,于是迅速的分流使水滴溅起(类似于稀薄的、超音速的太阳风)。在浅盘的周围,形成激波前缘或水墙,在激波前缘之外,水的运动速度低于该处的波速(类似于亚音速的星际介质)。

从太阳再往外,跟随在终端激波后的是太阳层顶(Heliopause),是太阳风的微粒因星际介质而停滞不前之处,然后来自星际介质的弓形激波通过这些微粒就不再会活跃了。 在2005年5月美国地球物理联合会的会议上,艾登·史东博士以航海家1号太空船在2004年12月,距离太阳94天文单位处磁场读数的变化做为证据,证明它通过了终端激波。相对的,航海家2号在2006年5月,距离太阳只有76天文单位处,开始侦测到返回太阳系的微粒。这暗示了太阳层顶的外形可能是不规则的,在北半球是像外凸起的,而南半球则受到像内的挤压。

星际边界探险号(IBEX)任务将企图收集更多太阳系的终端激波资料。

日鞘

日鞘是太阳圈的终端激波外面的区域,太阳风在此处因为与星际介质的交互作用,因而减速、压缩和产生湍流。此处与太阳最接近的距离大约在80至100天文单位;然而,日鞘的形状在空间中像彗星的彗发,尾迹在相对于太阳运动的路径上,会比朝向太阳运动的方向长了数倍。在它的迎风面,厚度估计在10至100天文单位之间。航海家1号和航海家2号目前的任务就包括对日鞘的研究。

在2005年5月,NASA宣称航海家1号已经在2004年12月,距离太阳94天文单位,进入日鞘。稍早的报告,在2002年8月(距离85天文单位)现在已经被认为是不成熟的看法。

太阳层顶

太阳层顶是来自太阳的太阳风受到星际介质阻挡而停止之处;此时太阳风的强度不足以推挤开来自周围恒星的恒星风。他经常被认为是太阳系最外面的边界。

假说

根据一种假说,认为在太阳层顶和弓形激波之间存在着热的氢气,称为氢墙。这道墙是星际介质与太阳圈边缘互动的区域。

另外的假说则认为太阳层顶在太阳系朝银河系内运动的方向上比较小。它也许会随着太阳风的速度和所在之处的星际介质密度而变化;并确定是远在海王星轨道之外。现仍在执行任务的航海家1号和航海家2号太空船,仍在研究终端激波、日鞘和太阳层顶。至今,航海家1号到达了终端激波,而根据NASA的报告,航海家2号也在2006年5月23至24日之间接近了。这两个任务也被期望最后能抵达太阳层顶。与此同时,预定在2008年发射的星际边界探险号(IBEX)任务,企图在两年内取得太阳层顶的影像。

当太阳散发出的微粒碰到星际介质时,它们减速并释放出部分的能量时,许多微粒堆积和围绕在太阳层顶的附近。它们的负加速度和高能量创造了激波。

另一种可供选择的定义是:太阳层顶是太阳系磁场的磁层顶和银河系的等离子流交会之处。

太空船的探测

精确的日鞘形状和距离迄今仍不能决定,行星际太空船,像先驱者10号、先驱者11号、旅行者1号和旅行者2号都朝向太阳系的边缘前进,最终都将穿越日球层顶。

在2005年5月,旅行者1号被宣布已经在2004年12月,在85天文单位的距离上越过终端激波进入日鞘。在相对方向上的旅行者2号,在2006年5月当她距离太阳只有76天文单位时,因为侦测到返回的微粒,也被认为越过了终端激波。这暗示太阳圈的形状也许是不规则的,在太阳的北半球向外凸起,而南半球被向内挤压。



奥尔特云

“Oort cloud”的各地常用别名
中国大陆  奥尔特云
台湾      欧特云
港澳      奥尔特云

奥尔特云,又称奥匹克-奥尔特云,在理论上是一个围绕太阳、主要由冰微行星组成的球体云团。奥尔特云位于星际空间之中,距离太阳最远至10万天文单位(约2光年)左右,也就是太阳和比邻星距离的一半。同样由海王星外天体组成的柯伊伯带和离散盘与太阳的距离不到奥尔特云的千分之一。奥尔特云的外边缘标志着太阳系结构上的边缘,也是太阳引力影响范围的边缘。

奥尔特云由两个部分组成:一个球形外层和一个盘形内层,后者又称希尔斯云(Hills cloud)。奥尔特云天体的主要成分为水冰、氨和甲烷等固体挥发物。

天文学家猜测,组成奥尔特云的物质最早位于距太阳更近的地方,在太阳系形成早期因木星和土星的引力作用而分散到今天较远的位置。目前对奥尔特云没有直接的观测证据,但科学家仍然认为它是所有长周期彗星、进入内太阳系的哈雷类彗星、半人马小行星及木星族彗星的发源之地。奥尔特云外层受太阳系的引力牵制较弱,因此很容易受到临近恒星和整个银河系的引力影响。这些扰动都会不时导致奥尔特云天体离开原有轨道,进入内太阳系,并成为彗星。根据轨道推算,大部分短周期彗星都可能来自于离散盘,其余的仍有可能来自奥尔特云。

假说

1932年,爱沙尼亚天文学家恩斯特·奥匹克猜想,长周期彗星都起源于太阳系最外端的一处云团。荷兰天文学家扬·奥尔特在试图解开一个悖论时,也独立提出了这一假说。在太阳系演化的过程中,彗星的轨道在动力学上并不稳定,最终必定会撞入太阳或行星,或者被行星的摄动甩出太阳系。另外,由于成分挥发性高,所以彗星每次接近太阳时,来自太阳的辐射都会使彗星物质渐渐挥发出去,直到彗星解体或形成保护性壳层。奥尔特因此推断,彗星不可能在现有的轨道上形成,而是曾很长时间位于太阳系的外端。

依据彗星的运转周期可分为两类:短周期彗星(又称“黄道彗星”)与长周期彗星(“近各向同性彗星”)。黄道彗星的轨道较小,大小在10天文单位的数量级以下,并和各大行星的轨道一样与黄道处于同一平面。所有长周期彗星的轨道都非常大,大小可超过数千天文单位的数量级,且来自于各个方向,不局限于黄道平面上。奥尔特还注意到,多数长周期彗星的远日点都在约2万天文单位处,故推论在那个距离应有一个各向分布均匀的球形云团,作为这些彗星的发源地。至于远日点为1万天文单位的彗星,数量已不多,且在太阳系内穿梭数次后,轨道可能被行星的引力效应拖拽至更近的位置了。

结构和组成

奥尔特云所占空间极大,其距离太阳最近处在2,000~5,000天文单位(0.03~0.08光年),最远处在50,000天文单位(0.79光年)。最远处距离在某些文献中的估值为100,000~200,000天文单位(1.58~3.16光年)。奥尔特云可分为:一个半径为20,000~50,000天文单位(0.32~0.79光年)的球形外层云团,和一个半径为2,000~20,000天文单位(0.03~0.32光年)的环形内层云团。外层受太阳系内部的牵制较弱,是长周期彗星(有可能也是哈雷类彗星)在进入海王星轨道以内之前的起源地。内层又称希尔斯云,以1981年提出其存在的杰克·G·希尔斯(Jack G. Hills)命名。理论模型预测,内层云团所含的彗星核数量比外层多几十甚至几百倍。稀薄的外层会随时间渐渐消亡,一些学者认为,内层不断为外层补充新的彗星,是奥尔特云在形成后数十亿年仍然存在的原因。

外层天体中,大于1公里的可能有上兆个(万亿个),而绝对星等大于11(即直径约为20公里以上)的有几十亿个,各自之间相距数千万公里之遥。奥尔特云的总质量目前尚不确定,但如果假设外层中的彗星核均与哈雷彗星质量相仿,估计其总质量为3×1025公斤,约等于地球质量的五倍。早期估计奥尔特云的质量更高(最高有380个地球质量),但在更准确地掌握长周期彗星的大小分布之后,估值就相应降低了。尚无对内层云团的类似质量估值。

根据对彗星的实质观察推测,绝大部分的奥尔特云天体都由诸如水冰、甲烷、乙烷、一氧化碳和氰化氢的“冰”组成。然而,1996 PW的外表符合D-型小行星的分类,但轨道却属于长周期彗星。它的发现,使一些理论学家猜想,奥尔特云可能还含有1%到2%的小行星。分析指出,长周期彗星和木星族彗星的碳氮同位素比率差异不大,尽管两者的起源地点截然不同。这意味着,两类彗星都源自于原太阳星云。对奥尔特云彗星颗粒大小的研究,以及对属于木星族的坦普尔1号彗星实施撞击后的研究,都支持这一结论。

起源

奥尔特云是46亿年前太阳系形成早期的原行星盘残余物质。最为广泛接受的假说是,奥尔特云天体最初在更接近太阳的地方凝聚形成,过程与行星和小行星相同,但当时形成不久的木星和土星经引力作用把这些天体甩出了太阳系内部,并使它们进入离心率极高的椭圆轨道或抛物线轨道。另一项研究却认为,不少甚至是大部分的奥尔特云天体都是从太阳及其邻近恒星形成时交换的物质产生的,而不是在靠近太阳的地方形成。对奥尔特云发展过程的模拟显示,其总质量在形成后8亿年前后达到最高值,之后吸积和碰撞的速度减慢,云团也逐渐消退。

胡利奥·昂海尔·费尔南德斯(Julio Ángel Fernández)所建立的模型显示,周期彗星的主要来源离散盘,也有可能是不少奥尔特云天体的来源。根据此模型,离散的天体当中,有一半左右向外移至奥尔特云,四分之一向内移至木星轨道附近,另有四分之一被抛射进入抛物线轨道。离散盘有可能至今仍然为奥尔特云补充物质。25亿年后,离散盘物质中估计有三分之一会成为奥尔特云的一部分。

电脑模型指出,太阳系形成时彗星碎片之间的碰撞极为频繁,以至大部分彗星在抵达奥尔特云之前就被撞碎了。因此奥尔特云今天的总质量应比先前所估计的低很多,在最初一共50至100个地球质量的被抛射物质中,只占很小一部分。

来自临近恒星的引力作用加上星系潮汐作用,使彗星轨道渐趋圆形,也是外奥尔特云拥有近乎球形结构的原因;然而受太阳引力影响更强的希尔斯云,却没有形成球形结构。一些研究指出,奥尔特云的形成过程符合太阳系在一个星团中与200至400颗恒星共同形成的假说。这些早期恒星很可能对奥尔特云的形成起到了重要的作用,因为当时恒星近距离略过太阳系的频率比今天高得多,对太阳系内部的摄动也更频繁。

2010年,哈罗德·利维森(Harold F. Levison)等人根据更强的电脑模拟结果提出,太阳仍在初生星团中的时候从其他恒星捕获了众多彗星。这意味着,奥尔特云彗星中很大的一部分(甚至超过90%)都来自于其他恒星的原行星盘。

彗星

太阳系中的彗星被认为有两个独立的起源地。短周期彗星(周期在200年以下)一般认为来自于柯伊伯带或离散盘,这两个相互连接的圆盘形区域位于海王星的轨道以外,距离太阳约30天文单位,由冰小天体组成。长周期彗星(周期可达数千年),如海尔-波普彗星,则可能源自奥尔特云。柯伊伯带天体的轨道相对稳定,因此来自柯伊伯带的彗星应该为数不多;另一方面,离散盘在天体动力学上较为活跃,作为彗星来源的可能性也大得多。来自离散盘的彗星进入外行星的轨道之内,此时被称为半人马小行星。继续被移入内太阳系的半人马小行星,就成为了短周期彗星。

短周期彗星有两大类:木星族彗星(半长轴小于5天文单位)及哈雷类彗星。哈雷类彗星,以哈雷彗星作为典型。虽然这些彗星周期短,但却可能源自奥尔特云。根据轨道属性推算,它们是被大行星的引力拖拽至内太阳系的。不少的木星族彗星也有可能是这样形成的,但绝大部分相信源自于离散盘。

奥尔特发现,回归彗星的数量远比他的模型所预测的少。这一矛盾称为“彗星衰退”,至今还没有得到解决,已知的动力学过程都无法解释彗星数目在观测上过低的现象。可能的原因包括:潮汐力使彗星变形、碰撞或加热而导致解体,挥发物的完全消失导致彗星不可被观测,或彗星表面形成挥发性低的壳层。对奥尔特云彗星的动力学研究发现,外行星范围的彗星出现次数比内行星范围高出几倍。这可能是木星强大的引力影响所造成的:木星起到了屏障的作用,使外来的彗星堕入其中,就像1994年的苏梅克-列维9号彗星一样。

潮汐力效应

大部分靠近太阳的彗星都可能是因为银河系潮汐力对奥尔特云的引力摄动而进入今天的轨道的。正如月球的潮汐力会使地球的海洋变形一样,银河系也会扰动外太阳系天体的轨道。在可观测的太阳系范围内,这一效应相比太阳的引力来说是微不足道的,但在太阳引力影响较弱的遥远地区,银河系的引力场就会有明显的作用。奥尔特云会沿着指向银河系中心的轴线被潮汐力拉伸,在另外两条垂直的轴线上则会被挤压。奥尔特云天体会因此被带到更接近太阳的位置。银河系潮汐力的影响超越太阳引力之处,称为“潮汐截断半径”,大约位于100,000至200,000天文单位处。这也是奥尔特云外端界线的半径。

一些学者猜想,银河潮汐有可能通过增加高远日点微行星的近日点距离,促使奥尔特云的形成。银河潮汐效应非常复杂,其影响取决于太阳系中各个天体的具体运动。然而它的累计效应却是举足轻重的:来自奥尔特云的彗星当中,因银河潮汐而被带入内太阳系的可能占高达90%的比例。对长周期彗星轨道的统计模型也指出,银河潮汐是彗星轨道移入内太阳系的主要原因。

恒星摄动及伴星假说

除了银河系潮汐力以外,导致彗星堕入内太阳系的另一大因素是邻近恒星或大型分子云的引力场。在太阳围绕银心运转的时候,会不时靠近其他的恒星系统。例如,7万年前舒尔茨星(Scholz's star)曾在奥尔特云中穿过,但其质量低、相对速度高,所以影响并不大。在未来的1千万年内最有可能靠近并扰动奥尔特云的恒星是格利泽710。这种效应也会把奥尔特云天体驱离黄道平面,有可能可以解释这些天体的球形分布结构。

1984年,美国物理学家理查德·A·穆勒(Richard A. Muller)提出了太阳伴星的猜想,即一颗尚未被发现的褐矮星或红矮星正在奥尔特云以内以椭圆轨道绕太阳公转。这颗被称为涅墨西斯星的伴星大约每2600万年进入奥尔特云范围,使大量彗星堕入内太阳系,从而解释地球上大型生物灭绝事件似乎周期性发生的现象。不过,至今没有证明涅墨西斯星存在的任何证据,而其他的证据(如撞击坑计数等)则反而降低了其存在的可能性。更近期的分析指出,灭绝事件的发生不具有周期性,因此也不再需要太阳伴星这一猜想了。

拉法叶路易斯安那大学天文学家约翰·J·马蒂斯(John J. Matese)在2002年也提出了相似的假说。他认为,从奥尔特云某个特定区域进入内太阳系的彗星,其观测上的数目不能完全由银河潮汐和恒星摄动所解释,所以在遥远的轨道上很可能有一个与木星质量相当的天体。该假想的气态巨行星名为堤喀。利用视差进行巡天调查的广域红外线巡天探测卫星旨在准确测量邻近恒星的距离,并有能力证明堤喀存在与否。2014年,美国宇航局宣布该卫星的调查结果足以淘汰大部分伴星或遥远大行星假说。

修正牛顿动力学

根据修正牛顿动力学(MOND),奥尔特云天体在距离太阳遥远的轨道上,运行加速度应在10−10 m/s2的数量级,与普通牛顿动力学所预测的有可观的差异。根据MOND猜想,在加速度很低的情况下,加速度不再和力成正比关系。这可以解决一般由暗物质来解释的星系自转问题。一旦确实,这将会大大改变人们对奥尔特云形成和结构的认识。不过,绝大部分宇宙学家都认为MOND猜想是不成立的。

未来的探索

目前尚未有人类制造的空间探测器抵达奥尔特云。在正在离开太阳系的探测器中,就算是行进速度最快、距离最远的旅行者1号,也要在300年后才会到达奥尔特云,要穿越它更需要3万年的时间。另外,旅行者1号所携带的放射性同位素热电机在2025年前后就无法再为同行的科学仪器提供足够的电力,所以不能用来对奥尔特云做任何实质性的探索。其余四个正在离开太阳系的探测器(旅行者2号、先驱者10号、先驱者11号及新视野号)到达奥尔特云的时候也将无法作业。

另一方面,如果使用太阳帆来推进探测器,则可以在大约30年内抵达奥尔特云。



离散盘



黄道离散天体 (scattered disc objects )是在太阳系最远的区域(离散盘)内零星散布着,主要由冰组成的小行星,是范围更广阔的海王星外天体(trans-Neptunian objects(TNO))的一部分。离散盘最内侧的部分与柯伊伯带重叠,但它的外缘向外伸展并比一般的柯伊伯带天体远离了黄道的上下方。

形成

我们对离散盘的所知非常有限,虽然天文学的主流观点认为它是太阳系形成的早期过程中,因为海王星向外迁徙造成的引力扰动才被从柯伊伯带散射入高倾斜和高离心率的轨道内。相比之下,柯伊伯带像是一个相对“圆”和“平坦”的甜甜圈,以平和的圆轨道(QB1天体)和略为椭圆的共振轨道(类冥天体),将天体约束在30至44天文单位的圆环内;离散盘内的黄道离散天体轨道环境就比较怪异了。黄道离散天体,就以矮行星阋神星为例,在垂直黄道方向上的距离几乎和平行方向上与太阳的距离一样远;轨道模拟也显示黄道离散天体的轨道是怪异且不稳定的,并且最终会从太阳的核心区域抛至奥尔特云甚至更遥远的地方。

有些迹象显示半人马群只是单纯的从柯伊伯带被向内抛射,而不是向外抛射的天体,可以称为“内海王星天体”(cis-Neptunian object)。事实上,有些天体,像是1999 TD10已经模糊了这些观点,因此小行星中心已经将黄道离散天体和半人马群一并列表。依据这已经混淆不清的范畴,有些科学家已经改用“离散柯伊伯带天体”(scattered Kuiper belt object,SKBO)来涵盖或统称半人马群和离散盘内的天体。

虽然海王星外天体赛德娜在官方的小行星中心被认定是一颗黄道离散天体,但发现者米高·布朗因为它的近日点距离远达76天文单位,不太会受到行星的引力扰动影响,因此认为他应该是奥尔特云内侧的天体,而不该是颗黄道离散天体。



柯伊伯带







“Kuiper belt”的各地常用别名
中国大陆  柯伊伯带
台湾      古柏带
港澳      凯伯带

柯伊伯带(英语:Kuiper belt),又称作伦纳德-柯伊伯带,另译库柏带、古柏带,是位于太阳系中海王星轨道(距离太阳约30天文单位)外侧的黄道面附近、天体密集的圆盘状区域。柯伊伯带的假说最先由美国天文学家弗雷德里克·伦纳德提出,十几年后杰拉德·柯伊伯证实了该观点。柯伊伯带类似于小行星带,但大得多 - 它比小行星带宽20倍且重20至200倍。如同主小行星带,它主要包含小天体,或太阳系形成的遗迹。虽然大多数小行星主要是岩石和金属构成的,但大部分柯伊伯带天体在很大程度上由冷冻的挥发成分(称为“冰”),如甲烷,氨和水组成。柯伊伯带至少有三颗矮行星:冥王星,妊神星,和鸟神星。一些太阳系中的卫星,如海王星的海卫一和土星的土卫九,也被认为起源于该区域。

柯伊伯带的位置处于距离太阳40至50天文单位低倾角的轨道上。该处过去一直被认为空无一物,是太阳系的尽头所在。但事实上这里满布着直径从数公里到上千公里的冰封微行星。柯伊伯带的起源和确实结构尚未明确,目前的理论推测是其来源于太阳原行星盘上的碎片,这些碎片相互吸引碰撞,但最后只组成了微行星带而非行星,太阳风和物质会在在此处减速。

柯伊伯带有时被误认为是太阳系的边界,但太阳系还包括向外延伸两光年之远的奥尔特星云。柯伊伯带是短周期彗星的来源地,如哈雷彗星。自冥王星被发现以来,就有天文学家认为其应该被排除在太阳系的行星之外。由于冥王星的大小和柯伊伯带内大的小行星大小相近,20世纪末更有主张该其应被归入柯伊伯带小行星的行列当中;而冥王星的卫星则应被当作是其伴星。2006年8月,国际天文学联合会将冥王星剔出行星类别,并和谷神星与新发现的阋神星一起归入新分类的矮行星。

柯伊伯带不应该与假设的奥尔特云相混淆,后者比柯伊伯带遥远一千倍以上。柯伊伯带内的天体,连同离散盘的成员和任何潜在的奥尔特云天体被统称为海王星外天体(TNOs)。冥王星是在柯伊伯带中最大的天体,而第二大知名的海王星外天体,则是在离散盘的阋神星。

历史

1930年发现冥王星之后,很多人都猜测它可能不是该区域内唯一的一颗星体。几十年来,对柯伊伯带的存在与否、存在形式一直有各种不同的猜测,但直到1992年才发现其存在的第一个直接证据。对柯伊伯带的本质和数量的各种不同猜想以及不连续性,导致难以确定谁才是最早提出且值得赞许的原创者。

假设

最早提出海王星之外还有天体群存在的天文学家是弗雷德里克·查尔斯·伦纳德。在克莱德·汤博于1930年发现冥王星后不久,伦纳德就思索冥王星不太可能是海王星外唯一的天体,是否还有一连串的海王星外天体等待被发现,冥王星只是第一颗,其它的成员注定最终还是会被检测到。就在同一年,天文学家Armin O. Leuschner提出冥王星可能是有待发现的许多长周期行星之一。

在1943年,肯尼斯·沃斯在英国天文协会期刊上投书假设,在海王星之外的区域,原始太阳星云内的物质在空间内散布得太广泛,因此只能凝聚成较小的天体而难以凝聚成行星。由此,他得出结论:相对较小但大量的天体占据太阳系的行星之外广大的空间,并且,年复一年,它们中的某一个偶然会从它们的球壳游荡到内太阳系,成为拜访太阳系内部的彗星之一。

在1951年,杰拉德·柯伊伯于发表在天文物理学期刊上的一篇文章中推测,太阳系在演化的早期,会形成一个类似的圆盘,而且他认为这个狭长的圆盘迄今依然存在。柯伊伯操作它的假说,在他的时代,冥王星被认为和地球一样大小,因此能够将那些小天体抛射至奥尔特云或太阳系之外。柯伊伯的假说是正确的,否则现在就不会有柯伊伯带这个名称。

这个假设在其后十年有各种不同的形式。在1962年,物理学家Al G.W. Cameron假设在太阳系的边缘有大量的小天体存在。在1964年,弗雷德·惠普尔提出著名且通俗化的彗星脏雪球假说,并假设有一个足够大的彗星带,也许质量大到被认为可以影响天王星的轨道,造成差异而引发搜寻的X行星。无论如何,观测结果排除了这一假说。

在1977年,查尔斯·科瓦尔发现轨道介于土星和天王星之间的冰小行星(2060) 查伦。他使用的是与克莱德·汤博在50年前发现冥王星相同,称为闪烁比对器的设备。在 1992年,另一颗小行星(5145) Pholus被发现有着相似的轨道。现在,在木星和海王星之间存在着许多类似彗星的天体,被称为半人马族小行星。半人马小行星的轨道并不稳定,只有数百万年的动力学生存时间。在1977年发现小行星(2060)查伦之后,天文学家就推测有外来的储藏所,经常补充半人马小行星。

稍后,从对彗星进一步的研究,发现柯伊伯带存在的证据。已经知道一些彗星的寿命是有限的,因为当它们靠近太阳时,太阳的热会导致挥发性的表面逐渐升华至太空,使它们日渐消蚀。为了在太阳系的有生之年都有彗星的存在,它们就必须经常得到补充。这种补充的区域之一就是奥尔特云,最早是荷兰天文学家欧特在1950年假设的,是超出50,000天文单位之外的一个巨大球壳。奥尔特云被认为是像海尔·波普彗星这种轨道长达数千年的长周期彗星的起源地。

然而,还有另一种周期短于200年的彗星族群,像是哈雷彗星,称为短周期彗星或周期彗星。在20世纪的70年代,发现的短周期彗星越来越多,而它们的性质并不符合起源自奥尔特云。来自奥尔特云的天体要成为短周期彗星,它首先要被巨大的行星俘获。在1980年,乌拉圭大学的天文学家Julio Fernández首先在皇家天文学会月刊指出,来自奥尔特云被送入内太阳系的600颗彗星,几乎是每一颗短周期彗星,都会被弹入星际空间。他考虑观测到的彗星数量,推测在35至50天文单位之处应该有一个彗星带。接续Fernández的工作,加拿大研究团队的马丁·邓肯、汤姆·奎因和史考特·特里梅(Scott Tremaine)在1988年大量使用电脑模拟,以确定所有观测到的彗星是否都来自奥尔特云。他们发现奥尔特云不能解释所有的短周期彗星,特别是聚集在黄道平面附近的短周期彗星,而来自奥尔特云的彗星倾向于来自天空中的任意一点。添加入如同Fernández所描述的一个带,就可以与观测匹配。据说,因为“彗星带”和“柯伊伯带”这两个单词出现在Fernández论文开头的第一段里,所以特里梅将这个假设的地区命名为柯伊伯带。

发现

1987年,当时在麻省理工学院工作的天文学家大卫·朱维特,对于“太阳系外围的明显空虚”越来越疑惑。他鼓励当时的研究生刘丽杏帮助他找到超越冥王星的轨道另一个天体,因为,他对她说,“如果我们不这样做,没有人会。”使用的在亚利桑那州基特峰国家天文台和在智利托洛洛山美洲际天文台的望远镜,朱维特和刘丽杏以与克莱德·汤博和查尔斯·科瓦尔几乎相同的方式进行自己的搜索,进行比较。

最后,经过五年的搜索,于1992年8月30日,朱维特和刘丽杏宣布“发现候选的柯伊伯带天体”的小行星15760。半年后,他们在该区域又发现了第二个天体,(181708) 1993 FW。

起源

柯伊伯带的复杂结构和精确的起源仍是不清楚的,因此天文学家在等待泛星计划(Pan-STARRS)望远镜巡天的结果,应该会揭露更多目前不知道的柯伊伯带天体,并在测量后对它们有更多的了解。

柯伊伯带被认为包含许多微行星,它们是来自环绕着太阳的原行星盘碎片,它们因为未能成功的结合成行星,因而形成较小的天体,最大的直径都小于3,000公里。

近代的计算机模拟显示柯伊伯带受到木星和海王星极大的影响,同时也认为即使是天王星或海王星都不是在土星之外的原处形成的,因为只有少许的物质存在于这些地区,因此如此大的天体不太可能在该处形成。换言之,这些行星应该是在离木星较近的地区形成的,但在太阳系早期演化的期间被抛到了外面。1984年,胡利奥·安赫尔·费南德兹和叶永烜的研究认为与被抛射天体的角动量交换可以造成行星的迁徙。终于,轨道的迁徙到达木星和土星形成2:1共振的确切位置:当木星绕太阳运转两圈,土星正好绕太阳一圈。引力如此的共振所产生的拉力,最终还是打乱了天王星和海王星的轨道,造成它们的位置交换而使海王星向外移动到原始的柯伊伯带,造成了暂时性的混乱。当海王星向外迁徙时,它激发和散射了许多外海王星天体进入更高倾角和更大离心率的轨道。

然而,目前的模型仍然不能说明许多分布上的特征,引述其中一篇科学论文的叙述:这问题“继续挑战分析技术和最快速的数值分析软件和硬件”。

组织

以最完整的范围,包括远离中心最外侧的区域,柯伊伯带大约从30天文单位伸展到55天文单位。然而,一般认为主要的部分只是从39.5天文单位的2:3共振区域延展到48天文单位的1:2共振区域。柯伊伯带非常的薄,主要集中在黄道平面上下10度的范围内,但还是有许多天体散布在更宽广数倍的空间内。总之,它不像带状而更像花托或甜甜圈(多福饼)。而且,这意味着柯伊伯带对黄道平面有1.86度的倾斜。

由于存在着轨道共振,海王星对柯伊伯带的结构产生了重大的作用。在与太阳系年龄比较的时标上,海王星的引力使在某些轨道上的天体不稳定,不是将她们送入内太阳系内,就是逐入离散盘或星际空间内。这在柯伊伯带内制造出一些与小行星带内的柯克伍德空隙相似的空白区域。例如,在40至42天文单位的距离上,没有天体能稳定的存在于这个区间内。无论何时,在这个区间内被观测到的天体,都是最近才进入并且会被移出到其他的空间。

传统的柯伊伯带

大约在~42至~48天文单位,虽然海王星的引力影响已经是微不足道的,而且天体可以几乎不受影响的存在着,这个区域就是所谓的传统柯伊伯带,并且目前观测到的柯伊伯带天体有三分之二在这儿。因为近代第一个被发现的柯伊伯带天体是1992 QB1,因此它被当成这类天体的原型,在柯伊伯带天体的分类上称为QB1天体。

传统的柯伊伯带向来是两种不同族群的综合体,第一类是"dynamically cold"的族群,比较像行星:轨道接近圆形,轨道离心率小于0.1,相对于黄道的倾角低于10度(它们的轨道平面贴近黄道面,没有太大的倾斜)。第二类是"dynamically hot"的族群,轨道有较大的倾斜(可以达到30度)。这两类会有这样的名称主要并不是因为温度上的差异,而是以微小的气体做比喻,当它们变热时,会增加它们的相对速度。这两种族群不仅是轨道不同,组成也不同,冷的族群在颜色比热的红,暗示它们在不同的环境形成。热的族群相信是在靠近木星的地区形成,然后被气体巨星抛出。而另一方面,冷的族群虽然也可能是海王星在向外迁徙时清扫出来的,但无论是较近或较远,相信是在比较靠近目前所在的位置形成的。

共振

当一个天体的轨道周期与海王星有明确的比率时(这种情况称为平均运动共振),如它们的相对基线是适当的,它们可能被锁定在与海王星同步的运动,以避免受到摄动而使轨道变得不稳定。如果天体在这种正确的轨道上,在实例上,如海王星每绕太阳三周它便会绕行二周,则每当它回到原来的位置时,海王星总比它多运行了半条轨道的距离,因为这时海王星在轨道上绕行了1.5圈。这就是所谓的2:3(3:2)的轨道共振,这种轨道特征的半长轴大约是39.4天文单位,而已知的2:3共振天体,包括冥王星和他的卫星在内,已经超过200个,而这个家族的成员统统归类为冥族小天体。许多冥族小天体,包括冥王星,都会穿越过海王星的轨道,但因为共振的缘故,永远不会与海王星碰撞。 其有一些,像是欧侉尔和伊克西翁的大小,都已经大到可以列入类冥矮行星的等级。冥族小天体有高的轨道离心率,因此它们当初原本应该不是在现在的位置上,而是因为海王星的轨道迁徙被转换到这儿的。1:2共振(每当海王星转一圈,它才完成半圈)的轨道半长轴相当于47.7天文单位,但数量稀稀落落的,这个族群有时会被称为twotino。较小的共振族群还有3:4、3:5、4:7和2:5。海王星也有特洛伊小行星,它们位于轨道前方和后方的L4和L5的重力稳定点上。海王星特洛伊有时被称为与海王星1:1共振。海王星特洛伊在它们的轨道上是稳定的,但与被海王星捕获有所不同,它们被认为是沿着轨道上形成的。

另外,还没有明确的理由可以解释在半长轴小于39天文单位的距离内缺乏共振的天体。当前被接受的假说是在海王星迁徙时被驱离了,因为这个区域在迁移中是轨道不稳定的地区,因此在这儿的任何天体不是被扫清,就是被重力抛出去。

柯伊伯断崖

1:2共振之外已知的数量非常少,看起来是个边界,但还不能确定这是传统柯伊伯带外侧的边界,还是只是一个宽阔的空隙。观测到2:5共振的距离大约在55天文单位,被认为在传统柯伊伯带之外;然而,预测上在传统柯伊伯带与共振带之间的大量天体尚未被观测到。

早期的柯伊伯带模型认为在50天文单位之外的大天体数量应该增加二个数量级,因此,这突然的数目下降,被称为"柯伊伯断崖",是完全未被预料到的,并且它的原因至今仍不清楚。伯恩斯坦和屈林(Trilling)等人发现直径在100公里或更大的天体在50天文单位的距离上确实突然减少的证据,并不是观测上造成的偏差。可能的解释是在那个距离上的物质太缺乏或太分散,因此不能成长为较大的天体;或者是后续的过程摧毁了已经形成的天体。日本神户大学的向井正和帕特里克·莱卡维卡(Patryk Lykawka)则主张一个大小有如地球而尚未曾被看见的行星与此有关,并且可能在未来的10年内发现这个天体。

探测

2006年1月19日,第一艘以探索柯伊伯带为任务的太空船新视野号发射升空。该任务是由美国西南研究院首席研究员艾伦·斯特恩所领导的一个团队提出。新视野号太空船已于2015年7月14日抵达了冥王星,如果条件允许,它将继续对另外尚未确定的柯伊伯带天体继续研究。任何选择的柯伊伯带天体将是40和90公里(25至55英里)的直径,在理想情况下是白色或灰色,与冥王星的偏红颜色有对比。

2014年10月15日,NASA宣布发现一些柯伊伯带天体,可能会成为新视野号的研究目标。

其他柯伊伯带

到2006年,天文学家们已经解决了被认为是围绕除了太阳之外的九个星的柯伊伯带状结构尘埃盘。



半人马小行星

半人马小行星被归类为轨道不稳定的小行星,并竞相以神话中半人马族的神祇命名。所以选择这一族的名称是因为它们的行为一半像小行星,另一半则像彗星。半人马小行星的轨道会穿越或曾经穿越过一颗或数颗气体巨星的轨道,并且有数百万年的动力学生命期。

第一颗类似半人马小行星的天体是在1920年发现的小行星944(Hidalgo),但是在1977年发现凯龙之前,它们并未被认为是一个新的族群。已知最大的半人马小行星是1997年发现的女凯龙星,它的直径达到260公里,大小如同主带中的一颗中等大小的小行星。

没有半人马小行星曾经被拍摄过近照,但有证据显示在2004年被卡西尼号拍下特写镜头的费贝可能是被土星捕获的半人马小行星。另一方面,哈伯太空望远镜也已经获得一些飞龙星表面特征的资讯。

截至2008年,三颗半人马小行星被发现有彗星状的彗发活动:凯龙、厄开克洛斯(Echeclus)和166P/尼特(NEAT),因此凯龙和厄开克洛斯暨归属于小行星也归属于彗星。其它的半人马小行星,像是Okyrhoe被怀疑有类似彗星的活动。任何一颗受到摄动而接近太阳至足够的距离内时,都可已被预期会成为彗星。

分类

半人马小行星并没有稳定的轨道且最后会被巨大行星移出太阳系。广义的半人马小行星定义是一个环绕太阳的小天体,轨道穿越木星和海王星之间的一颗或多颗行星轨道。由于在这一地区的轨道,长期看来是不稳定的。即使像2000 GM137和2001 XZ255这样目前并未穿越任何行星轨道的半人马小行星,也会因为摄动逐渐改变轨道,直到它们的轨道与一颗或多颗大行星的轨道交会。

然而,不同的机构有不同的标准进行各种天体的分类,基本上都是建立在它们的轨道要素上:

小行星中心(MPC)定义半人马小行星是近日点在木星轨道之外,而轨道半长轴比海王星短的天体。

喷射推进实验室(JPL)有着相似的定义,是半长轴介于木星和海王星之间的天体(5.5 AU< a'-< 30.1 AU)。

相较之下,深度黄道巡天(DES, Deep Ecliptic Survey)采用动力学的项目做为分类的依据。此种分类法是建立在模拟超过一千万年轨道期间的变化,作为分类的依据。DES的半人马小行星的定义是瞬时的共通性,在模拟期间任何时刻的近日点都小于海王星的轨道半长轴。如此定义的目的是要取代跨轨道的名词,并建议目前的轨道仅有较短的生命期。

海王星之外的太阳系(2008)所搜集的是使用传统的半人马小行星定义,以海王星轨道的半长轴作为上限,超出这个范围的天体在分类上就归属于离散盘。此外,还有一些天文学家依旧愿意以在未来一千万年的近日点在海王星的轨道以内,并且会接近至气体巨星的希尔球的范围内做为半人马小行星的定义。因此,半人马小行星可以认为是有着比离散盘天体更快、更积极交互作用的外来离散天体。

这些分类法中的差异使得一些天体难以分类,例如(44594)1999 OX3,它的半长轴是32AU,但是与天王星和海王星的轨道交叉。在半人马小行星的内侧之中,2005 VD的近日点距离非常接近木星,JPL和DES都将它归类为半人马小行星。

轨道

分布



右边的关系图呈现所有已知轨道的半人马小型星与行星轨道间的关系。对选定的天体,轨道的离心率以红色的线段来呈现(范围从近日点至远日点)。

半人马小行星的特征之一是轨道离心率散布的范围很广,从离心率很高的人龙星、飞龙星、Amicus、毒龙星,到接近圆形的(女凯龙星和穿越土星轨道的小行星:Thereus, Okyrhoe)。

为了说明轨道参数的范围,轨道非常不寻常的几个天体在图上被绘制成黄色:
1999 XS35:(阿波罗小行星)遵循一个极度扁平的轨道(e = 0.947),使他从地球轨道内侧(0.94AU)到海王星的外侧(>34AU)。
2007 TB434:遵循近似圆形的轨道(e<0.026)。
2001 XZ255:有最低的轨道倾角(i<3°)。
达摩克里斯:轨道倾角极大的几颗半人马小行星之一(顺行,i>70°,例如2007 DA61、2004 YH32;逆行,i<120°,例如,2005 JT50,均未显示在图中)。
2004 YH32:遵循如此高度倾斜的轨道(倾角近80°),当他接近时与太阳的距离是主带小行星的距离,远离时是土星的距离,它的轨道甚至不会穿越木星的轨道。有一打已知的半人马小行星,包括德约热扎(英文为Asteroid倒过来拼),轨道是逆行的。

转变中的轨道

由于半人马小行星穿越巨大行星的轨道,又未受到轨道共振的保护,因此他们的轨道时间尺度在106 –107年之间,例如,小行星55576有与天王星接近3:4共振的不稳定轨道。对它们的轨道动力学研究显示,半人马小行星的轨道可能是从柯伊伯带转换成短周期的木星族彗星的中继轨道。这些可能来自受到摄动的柯伊伯带天体,因为受到重力的交互作用而横越过海王星的轨道(参见起源的理论),然后成为半人马小行星,但是它们的轨道是浑沌的,当半人马小行星接近一颗或多颗行星时,轨道的演变相对来说是迅速的。有些半人马小行星会演变成跨越木星轨道的,届时它们的近日点可能会深入内太阳系,如果它们显现出彗星的活动,就可以归属于木星族彗星,而被重新分类为彗星。半人马小行星的结局也可能是与太阳或行星碰撞,否则它们也可能因为接近行星,特别是木星,而被弹出进入星际空间。

物理性质

相对而言较小的半人马小行星使地基天文台难以观察其表面,但色指数和光谱可以显示表面可能的组成,并且若深入了解还可以提供该天体的起源。

颜色

半人马小行星斑驳的颜色令人费解,对任何简单的表面组成模型都是一种挑战。在右边的关系图中,色指数是经由蓝色(B)、可见光(V),也就是黄-绿色,和红色(R)滤光镜测得的视星等。在图中显示了所有已知的半人马小行星在色指数上的差异(颜色被强调)。做为参考的两颗卫星崔顿和费贝,还有行星的火星也呈现在图中(以黄色标帜指示,但大小未依照比例)。

半人马小行星看起来可以分为两类:
非常红,例如人龙星。
蓝色(或蓝-灰,依作者而异),例如凯龙。

有很多理论在解释颜色上的差异,但它们大致上可以分成两个类别:
颜色的差异是因为它们的起源不同,并且或是它们的组成不同(参见下文起源的理论)。
颜色的差异是因为辐射或彗星的活动造成太空风化在程度上的不同,使反射的表面不同。

人龙星可能在地涵有红色的有机化合物,而凯龙因为周期性的彗星活动使冰曝露出来,使色指数呈现蓝/灰色,被作为第二种类别的例子。活动和颜色之间的关联性并不确定,但是活跃的半人马小行星的色指数从蓝色(凯龙)跨越到红色(166P/NEAT,尼特)。或者,人龙星可能是最近才被逐出柯伊伯带,所以表面许多地方尚未参与转化的过程。

A. Delsanti 等人认为有多个程序在竞争下进行,例如辐射造成红化,而碰撞造成蓝灰色。

光谱

光谱上有关颗粒的大小和其他因素的解释通常是不明确的,但是光谱能深入的提供表面的成分。与颜色一样,观测的光谱也能够适合许多种的表面模型。

在许多半人马小行星上已经证明有水冰的存在(包括凯龙、女凯龙星和人龙星)。除了水冰的特征之外,许多其他的模型也被提出:
女凯龙星表面有人建议是无定形碳和托林的混合物(类似在泰坦和崔顿上检测到的)。
人龙星被认为是类似泰坦的托林、松烟和橄榄石的混合物,还有冰甲醇,覆盖在表面。
Okyrhoe的表面被认为是油母质、橄榄石混合著少量的水冰。
飞龙星被认为是15%类似崔顿的tholin、8%类似泰坦的tholin、37%无定形碳、和40%冰tholin的混合物。

凯龙,唯一已知有彗星活动的半人马小行星,显得特别的复杂,光谱观测的结果取决于观测的时段而有所不同。水冰的特征只出现在活动低的时期,并在活动高时消失。

类似的彗星

在1988和1989年凯龙接近它的近日点时所做的观测,发现它有彗发(从表面蒸发出来的气体和尘埃构成的云气),所以现在官方正式的分类暨是彗星,也是小行星。但是这是一颗远远大于典型彗星的天体,因此还有些争议存在。正在对其他的半人马小行星进行监测:到目前为止,Echeclus和166P/尼特这颗两已经被发现有彗星的活动。166P/尼特的轨道虽然是一颗半人马小行星,但是在被发现时已经展现出彗发,因此被归类为彗星。Echeclus被发现时虽然没有彗发,但目前已经有相似的活动,因此现在也列为暨是小行星,也是彗星的天体。

彗星和半人马小行星的轨道特征没有明显的区别,29P/施瓦斯曼·瓦茨曼1号彗星和39P/奥特玛这两颗彗星因为具有半人马小行星形态的轨道,已经被转为半人马小行星。39P/奥特玛目前处在不活动的状态,但在1963年受到木星摄动之前,它被观测到是处在活动中的。光度暗淡的38P/史蒂芬-奥特玛的近日点远远超过木星大约是5AU之外,可能不会呈现彗发的活动。在2200年,彗星78P/ Gehrels可能向外迁移至类似于半人马小行星的轨道。

起源的理论

在半人马小行星发展的研究上是丰富的,但仍受限于物理的资料。不同的模型提出不同的半人马小行星的可能起源。

模拟显示一些柯伊伯带天体的轨道可以受到扰动,导致这些天体被抛出成为半人马小行星。离散盘天体是动态最佳的候选人。像这样的驱逐,但它们的颜色不能符合半人马小行星天然的双色性。冥族小天体是柯伊伯带中自然拥有类似双色性的天体,有人认为由于受到冥王星的摄动,并非所有的冥族小天体轨道都如想像中的稳定,更多柯伊伯带天体的物理资料预期能引导未来的发展。

新视野号太空船将在2010年飞越另一颗半人马小行星——2002 GO9((83982) 2002 GO9)。

值得注意的半人马小行星

著名的半人马小行星包括:

名称      年度       发现者                   半生命期(预期的)  分类
Amycus    2002  在帕洛马的NEAT计划            1110万年             UE
Hylonome  1995  毛纳基山天文台                630万年              UN
女凯龙星  1997  太空监视                      1030万年             U
飞龙星    1995  太空监视(James V. Scotti)   86万年               SN
毒龙星    1993  太空监视(大卫·拉比诺维茨)  490万年              SE
人龙星    1992  太空监视(大卫·拉比诺维茨)  128万年              SN
凯龙      1977  查尔斯·科瓦尔                103万年              SU



小行星90377

赛德娜
90377 Sedna



赛德娜(英文:Sedna)为一颗外海王星天体,小行星编号为90377。它于2003年11月14日由天文学家布朗(加州理工学院)、特鲁希略(双子星天文台)及拉比诺维茨(耶鲁大学)共同发现,它被发现时是太阳系中距离地球最远的天然天体。赛德娜目前距离太阳88天文单位,为海王星与太阳之间距离的3倍。在赛德娜大部分的公转周期中,它与太阳之间的距离比任何已知的矮行星候选都要遥远。赛德娜是太阳系中颜色最红的天体之一。它大部分由水、甲烷、氮冰及托林(Tholin)所构成。国际天文联合会目前并未将赛德娜视为矮行星,但是有一些天文学家认为它应该是一颗矮行星。

赛德娜的公转轨道是一个离心率较大的椭圆,远日点估计为937天文单位,所以它是太阳系中最遥远的天体之一,比大部分的长周期彗星都还要远。赛德娜的公转周期约为11,400年,近日点约为76天文单位,天文学家可以借此推断它的起源。小行星中心目前将赛德娜视为黄道离散天体,这类天体是因为海王星向外迁徙造成的引力扰动,从柯伊柏带散射入高倾斜和高离心率的轨道内。但是这种分类已经引起争议,因为赛德娜不曾接近海王星,所以海王星的引力扰动无法造成它的轨道如此椭圆。一些天文学家认为赛德娜是人类首度发现的首颗奥尔特云天体,其他天文学家则认为赛德娜的椭圆轨道是一颗通过太阳系附近的恒星所造成的,它可能位在与诞生太阳的星团(一个疏散星团)之内,甚至有天文学家认为赛德娜是太阳从其他恒星系所捕捉到的天体。有些假说认为赛德娜的轨道是海王星外天体存在的证据。共同发现赛德娜和矮行星阋神星,妊神星,和鸟神星的天文学家迈克尔·E·布朗认为它是目前为止人类发现的外海王星天体中最重要的一颗,因为了解它的特殊公转轨道可能可以得知太阳系的起源及早期的演化资讯。

发现

位于圣地牙哥东北部帕洛马山天文台的塞缪尔·奥斯钦望远镜(Samuel Oschin telescope)首次在2003年11月14日观测到赛德娜,当时帕洛马山天文台正在搜寻黄道离散天体。天文学家布朗(加州理工学院)、特鲁希略(双子星天文台)及拉比诺维茨(耶鲁大学)在当天共同观测到一个天体在超过3.1小时之内移动了4.6角分,显示它的距离约为100天文单位。智利托洛洛山美洲际天文台在11月至12月进行的后续观测及美国夏威夷州的凯克天文台的观测显示它的公转轨道非常接近椭圆。天文学家后来根据塞缪尔·奥斯钦望远镜拍摄的老旧照片及近地小行星追踪拍摄的照片,辨认出赛德娜。天文学家得以更精确的计算出它的轨道及且倾斜角度。

迈克尔·E·布朗在他的网站上说“我们发现的新天体是太阳系最遥远也是最寒冷的一个,所以我们认为它适合用因努伊特神话中的海洋女神赛德娜来命名,传说祂居住在北极海的深处”。布朗也建议国际天文学联合会小行星中心未来在赛德娜公转地区发现的天体都应该使用北极地区的神祇。这个天体在获得官方正式名称之前被公开称为赛德娜,当时它的临时名称为2003 VB12。小行星中心主任布莱恩·马斯登认为这种行为违悖命名协议,一些国际天文学联合会的会员也可能投票反对。但是后来并没有任何天文学家反对这个名称,也没有其他名称被提出,于是国际天文学联合会在2004年9月正式接受赛德娜这个名称。国际天文学联合会也认为未来如果遇到类似的情况,可能可以允许天文学家在官方正式名称确定之前先公布天体名称。

西班牙与美国其他地区(亚利桑那州)的天文台也在几天之内观测到该天体。美国的斯皮策空间望远镜当时也正在观测这个区域,不过并没有发现它。天文学家后来使用斯皮策空间望远镜来观测赛德娜,并计算出它的直径上限大约是冥王星的四分之三(小于1,600千米)。

轨道特性

赛德娜拥有离心率非常大的椭圆公转轨道,它的近日点及远日点估计分别约为76天文单位及937天文单位,是天文学家观测到的天体中近日点距离太阳最遥远的一个。赛德娜在天文学家发现它的时候正接近近日点,当时距离太阳为89.6天文单位,是人类观测到距离太阳最远的太阳系天体。阋神星后来在距离太阳97天文单位的位置被天文学家发现,比发现赛德娜的位置更远。有一些长周期彗星会运行到比赛德娜更远的位置,不过因为太过黑暗而无法观测(除非是在接近近日点的时候)。即使赛德娜在2076年抵达近日点,太阳仍然只是天空中一个非常明亮的恒星,只比满月还要明亮100倍,而且因为太过遥远,所以无法用肉眼观测到圆盘面。

赛德娜的公转周期约为11,400年,会在2075年末至2076年中之间通过近日点,而赛德娜也会在2114年追过阋神星,成为距离太阳最远的球状天体。

根据法国尼斯蔚蓝海岸天文台(Observatoire de la Côte d'Azur)天文学家哈洛·F·李维森(Harold F. Levison)与阿勒山卓·摩比德里(Alessandro Morbidelli)的研究显示,赛德娜目前轨道形成的原因可能是一颗恒星在太阳系形成后的1亿年间曾近距离的通过(小于800天文单位)该天体附近,或一颗与太阳同时形成的恒星后来从太阳系分离出去所造成的。他们也提出另一种解释:赛德娜可能是在一颗质量为太阳20分之一的褐矮星附近所形成的,后来在褐矮星通过太阳系的时候被太阳所捕捉到。虽然这种情况发生的概率更低,但是却可能更精确的解释赛德娜的形成。

天文学家戈麦斯则提出另一种解释,认为赛德娜受到一颗位于内奥尔特云的未知行星所干扰。最近的模拟显示赛德娜可能受到一颗位于2,000天文单位或更近的天体(质量与海王星相当)所扰动,或是一颗具有木星质量的天体(距离5,000天文单位),甚至是一颗位于1,000天文单位、质量类似地球的天体所影响。

小行星148209是另一颗拥有类似赛德娜轨道的天体,虽然它没有那么极端的轨道:它的近日点为44.3天文单位、远日点则是394天文单位,轨道周期则是3,240年。它的轨道可能也跟赛德娜一样受到类似的影响。

天文学家刚发现赛德娜时,认为它的自转周期拥有相当长,介于20到50天之间。天文学家推论这样长的自转周期是大型卫星引力拉扯所造成的,例如冥卫一,因此天文学家尝试寻找它的卫星。但是根据哈勃空间望远镜于2004年3月作出的观测结果,天文学家并未发现有卫星绕其公转。而多镜面望远镜后续的观测则显示赛德娜的自转周期约为10小时,符合赛德娜的大小应该具有的情况。

物理特征

赛德娜的绝对星等为1.8等,反照率估计为0.32,因此推断出赛德娜的直径约为1,000千米。当它在2003年被天文学家发现时,是人类自1930年发现冥王星以来在太阳系所发现的最明亮天体。赛德娜的发现者在2004年认为它的直径上限为1,800千米,不过天文学家在2007年使用斯皮策空间望远镜观测赛德娜后,认为它的直径上限在1,600千米以下。赫歇尔空间天文台在2012年的观测结果显示赛德娜的直径为995±80千米,比冥卫一还要小。因为赛德娜没有任何卫星,所以天文学家无法估计出它的质量,除非发射航天器来近距离探测它。假设它的密度与冥王星相当,为2.0公克/立方公分,那么赛德娜的质量约为1 × 1021 千克。

托洛洛山美洲际天文台的观测显示赛德娜是太阳系中最红的天体之一,颜色类似火星。双子星天文台的查德·特鲁希略及他的同事认为赛德娜呈现出的暗红色是因为烃沉淀物或简单有机化合物长期暴露在紫外线下所形成的托林覆盖在表面的结果,就像在小行星佛拉斯上所发现的一样。赛德娜表面的物质与光谱相当均匀,可能是因为它距离太阳过于遥远,很少受到其他天体的影响,所以不像飞龙星那样暴露出内部构造。赛德娜与两颗非常遥远的天体(小行星87269及小行星308933)、半人马小行星小行星5145的颜色相当,就像外侧的经典柯伊伯带天体一样,表示它们都有相同的起源。赛德娜表面的甲烷冰或水冰很少,与冥王星或冥卫一相异。

特鲁希略及他的同事认为赛德娜的表面由60%甲烷冰及70%水冰所构成。甲烷冰受到辐射照射后,托林得以在赛德娜的表面形成。巴鲁希及他的同事在比较赛德娜与土卫六之后,发现该天体拥有甲烷及氮气的微弱谱线。根据这些观测结果,他们认为赛德娜的表面由24%托林(类似土卫六)、7%无定形碳、26%甲醇冰与33%甲烷所组成。斯皮策空间望远镜红外线光度测量在2006年确认赛德娜的表面存在甲烷及水冰。天文学家认为它的表面可能至少在短暂时间内有氮气存在,所以它可能拥有大气层。赛德娜表面的最高温度在接近太阳的200年当中会超过35.6K(−237.6 °C),可以让固态氮ɑ阶段转变成β阶段,与土卫六相似。氮气在35K的蒸气压是14微巴。然而赛德娜的深红色光谱斜率显示有机化学高度集中在表面,微弱的甲烷谱线表示它表面的甲烷并不是新生成的。天文学家由此推断赛德娜的表面太过寒冷,所以甲烷无法蒸发,然后像雪一样落在表面上(类似土卫六,冥王星很可能也有这种情况)。天文学家经由放射性过程产生的内部加热现象,认为赛德娜的地表下可能拥有液态水构成的海洋。业余天文学家可以使用先进的电脑软件及长时间的曝光摄影来搜寻赛德娜。

族群

除非这次发现只是侥幸,否则天文学家很可能侦测到其他类似塞德娜这样轨道为高度椭圆的天体,天文学家估计还有40至120个这类天体存在塞德娜运行的区域内。小行星148209的公转轨道颣似塞德娜,近日点为44.3天文单位,远日点为394天文单位,公转周期为3,240年,其形成的过程可能跟塞德娜相同。

天文学家提出每个解释塞德娜椭圆轨道的机制都明确显示出这样天体结构及力学模式。如果海王星外天体存在,所有类似的天体都会有相当的近日点(约80天文单位)。如果塞德娜是从另一个旋转方向与太阳相同的恒星系所捕获的话,这样的天体都会有低倾斜角,半长轴为100至500天文单位。如果它是从另一个旋转方向与太阳相反的恒星系所捕获的话,将会形成两个群体,一个会有低倾斜角的轨道,另一个则有高倾斜角的轨道。恒星的重力将会导致天体近日点及倾斜角分散开来,角度及数量都是相异的。

天文学家从这类天体获取的大量数据可以决定哪一种情况比较有可能发生。布朗在2006年说“我称塞德娜为早期太阳系的化石纪录。最后,当其他化石纪录被发现后,塞德娜将会帮助我们了解太阳如何形成及太阳形成时有多少恒星曾经接近过”。布朗在2007年至2008年间进行一次观测,试图寻找塞德娜这类天体的其他成员。这次观测将范围延伸到1,000天文单位,并发现大型外海王星天体小行星225088,但是没有观测到任何类似塞德娜的天体。后续新的电脑摹拟资料显示类似塞德娜的天体约有40个可能出现在这个区域。

起源

天文学家布朗在公布发现赛德娜消息的论文中将赛德娜视为人类首次观测到的奥尔特云天体。奥尔特云是包围着太阳系的球体云团,布满不少彗星,距离太阳约一光年。赛德娜的近日点为76天文单位,所以不像黄道离散天体的轨道会受到海王星引力的影响。因为它比其他假设的奥尔特云天体还要接近太阳,轨道倾角与行星及柯伊伯带约成一直线,所以他们将赛德娜视为“内奥尔特云天体”,位于柯伊伯带及奥尔特云之间的区域。

如果赛德娜是在目前所在区域内形成的话,太阳的原行星盘至少延伸至75天文单位的地区。赛德娜原本的公转轨道必定是圆形的,除非它是借由其他小型天体吸积而成的,但是因为原行星之间巨大的相对速度相当不一致,所以这种情况不大可能发生。赛德娜必定是受到其他天体的引力交互作用,然后才进入目前的椭圆轨道。布朗、拉比诺维茨及其同事在最早的论文中这个天体有3种可能:一颗未发现且位于柯伊伯带外侧的行星、一颗通过太阳附近的恒星或一颗在太阳形成时,与它融合在一起的年轻恒星。

迈克尔·布朗及其团队偏好的假说认为一颗出现在形成太阳的星团的恒星让赛德娜进入目前的椭圆轨道。他们认为它的远日点约1,000天文单位,比其他长周期彗星都还要近,所以一颗通过太阳附近的恒星无法影响其轨道。布朗认为最佳解释是:太阳形成的疏散星团也生成其他几颗恒星,它们后来分开时影响到赛德娜的公转轨道。阿勒山卓·摩比德里(Alessandro Morbidelli)及史考特·J·肯杨后来进一步修正这个假说。裘洛·佛南德兹及Adrian Brunini认为疏散星团中一些年轻恒星多次近距离接近太阳会造成许多公转轨道类似赛德娜的天体。根据法国尼斯蔚蓝海岸天文台(Observatoire de la Côte d'Azur)天文学家摩比德里及哈洛·F·李维森(Harold F. Levison)进行的一项研究显示,赛德娜的公转轨道最有可能是一颗恒星在太阳系形成后的1亿年间以不到800天文单位的距离通过赛德娜所引起的。

许多天文学家(包括戈麦斯及帕特克·莱卡维卡)经由几种不同的模式来描述海王星外天体假说。一种假设认为赛德娜的轨道受到一颗位于内奥尔特云的未知行星所扰动。最近的电脑模拟显示赛德娜可能受到一颗位于2,000天文单位(或更近)的天体(质量与海王星相当)扰动,或一颗木星质量的天体(距离5,000天文单位),甚至是一颗位于1,000天文单位,质量类似地球的天体。帕特克·莱卡维卡的电脑模拟认为赛德娜的轨道是由一颗大小类似地球的天体所引起的,海王星在太阳系形成初期将它弹射出去,所以目前它绕着80至170天文单位的狭长轨道公转。迈克尔·布朗的巡天计划并未在100天文单位内的区域发现任何大小类似地球的天体,但是这样的天体可能在内奥尔特云形成后被抛离太阳系内。

另一假设认为赛德娜的轨道是一颗巨大且遥远的(距离几千天文单位)太阳伴星所造成的,涅墨西斯星是可能存在的太阳伴星其中之一。涅墨西斯星是一颗暗淡的恒星,可能是地球数次周期性的生物集群灭绝、月球撞击事件及许多长周期彗星公转轨道的主因。然而并没有涅墨西斯星存在的直接证据,许多证据(例如撞击坑计数)都质疑它的存在。约翰·马泰塞(John J. Matese)及丹尼尔·怀特米尔(Daniel P. Whitmire)这两位长期支持遥远太阳伴星存在的学者认为一颗位于7,850天文单位,质量为木星5倍的天体可以导致天体拥有类似赛德娜的公转轨道。摩比德里及肯杨也提出另一种看法:赛德娜可能是在另一个恒星系(特别是质量比太阳小20倍的褐矮星)附近形成的,后来它在通过太阳系附近的时候被太阳所捕捉到。

分类

小行星中心将赛德娜视为一颗黄道离散天体,但是这种分类有许多问题存在。许多天文学家认为赛德娜与一些其他少数天体(例如小行星148209)应该归类为一种新的天体类型,称为延伸黄道离散天体(E-SDO)、分离天体、遥远分离天体(DDO)或离散-延伸黄道天体(根据黄道巡天计划的正式分类)。

发现赛德娜也让天文学家重新面对一个问题:“怎么样的天体可以被视为是一颗行星”。2004年3月15日的一篇大众媒体文章这样报导赛德娜的消息:“发现第10颗行星”。后来国际天文联合会在2006年8月24日所决议的行星定义解决这个问题,认为行星必须清除邻近的小天体。天文学家目前估计赛德娜的史藤-李文森参数介于冥王星的8×10−5至6×10−3之间,因此即使尚未在它的周围发现其他天体,也无法认为赛德娜可以清除邻近的小天体。天文学家怀疑赛德娜是否达到流体静力平衡(Hydrostatic equilibrium),但仍然无法确定。如果它真的达到流体静力平衡的话,将会被视为是矮行星的候选天体。

探测

赛德娜将在2075年至2076年间通过近日点,在接近太阳期间将是人类探测该天体的最佳时机,因为它下一次通过近日点将发生在12,000年后。虽然美国宇航局将赛德娜名列太阳系探测网站中,但是目前并未考虑任何探测计划。



阋神星



阋神星(小行星序号:136199 Eris)是现已知太阳系中第二大的矮行星,在所有直接围绕太阳运行的天体中质量排名第九。它估测直径约为2,326±12公里,比冥王星重约27%(但冥王星的体积更大一些),质量约为地球质量的0.27%。它由迈克尔·布朗、乍德·特鲁希略和大卫·拉比诺维茨在2005年1月5日,从一堆于2003年10月21日拍摄的相片中发现,并在2005年7月29日与2003 EL61一起公布,当时它的暂时编号为2003 UB313,名字暂称为齐娜(Xena,美国电视剧《战士公主西娜》的女主角)。

阋神星于2005年7月位于距离太阳97个天文单位远的位置,而它的轨道极为倾斜,公转周期为557年。它被分类为黄道离散天体(偏离地球轨道平面的星体)。在2006年8月之“第26届国际天文学大会”上,把2003 UB313划入矮行星之列,赋与小行星编号136199号,并以希腊神话中的阋神厄里斯(Ἒρις)命名。

因为阋神星看起来比冥王星要大,所以一开始它的发现者和NASA 把其称之为太阳系的第十大行星。但随着其他类似大小天体的陆续发现,符合行星定义的太阳系天体数量骤增,促使国际天文联合会第一次重新进行行星定义。根据2006年8月24日的IAU的行星定义 ,阋神星是一个同冥王星、谷神星、妊神星、鸟神星一样的矮行星。

2010年11月6日,对阋神星掩星的初步结果显示,其直径约2326公里,误差±12公里,只和冥王星相当。从标准差来估计,现在还很难确定阋神星和冥王星哪个更大。估计两者固体直径大约在2330公里。

发现

阋神星由迈克尔·E·布朗、查德·特鲁希略和戴维·拉比诺维茨利用2003年10月21日的照片在2005年1月5日分析发现的。这个发现在7月29日发布,同一天还发布了鸟神星,2天后发布了妊神星。发现阋神星的团队,在以往几年已有系统地找寻大型太阳系外围天体。他们曾发现了另外数个海王星外天体,包括创神星、亡神星和小行星90377。

2003年10月21日,他们在美国加里福尼亚州帕洛玛天文台的48英寸 Samuel Oschin 反射望远镜作例行观察。由于阋神星移动缓慢,小组的图像自动分析软件没有发现该星体。当时为了降低假阳性的比例,软件把移动低于1.5弧秒/小时的物体排除在外。赛德娜发现的时候其移动是1.75弧秒/小时。受此启发,研究小组用更低一点的角度移动限制,再次分析了以前的数据,并人工排查。2005年1月,再次分析的数据才揭示了阋神星在背景星空下的缓慢移动。

该团体原计划推迟公布他们的发现,直至后续的观察能更准确决定它的大小和质量。但他们显然受到了西班牙其他小组抢先发表的巨大压力,而不得不提前公布这一重大发现。

2005年10月,更深入的观测发现,阋神星有一个卫星,之后被命名为迪丝诺美亚。观测迪丝诺美亚的轨道使得科学家能够决定阋神星的质量。2007年6月,观测结果显示阋神星的质量大约是 (1.66 ± 0.02)×1022kg,比冥王星重27%。

命名

根据小行星的命名常规,此星体的临时命名2003 UB313。发现者有权决定它的名字,只要获国际天文联盟认可。在发现者的网站中,此小行星使用了“Lila”这名字(取名自美国加州理工学院天文学家布朗的女儿 Lilah)。该发现后来在指这是“一个感情用事的父亲在大清早对网站的命名”。

因为它的体积比冥王星大,它曾经会被考虑成为太阳系的第十行星。但由于现时已发现多个与冥王星大小相若的天体,冥王星作为行星的看法再次受到考验,以至于最终与冥王星一起被划归为矮行星,2006年9月7日被国际小行星中心正式编号为小行星136199号,并以希腊神话中的不和女神厄里斯命名为“Eris”。

中文命名

发现之初,中文的名称颇为纷乱,有采用音译的,也有意译的,莫衷一是。2007年6月16日,在扬州召开的天文学名词审定委员会工作会议上,名词委委员、台湾同仁和特约代表共21人,鉴于发现矮行星 Eris 影响太阳系的行星分类与定义,经过大家充分的意见表达与沟通后,以两阶段投票表决的形式敲定了中文采用意译,译名为“阋神星”;同时将其卫星Dysnomia定名为“阋卫一”。

大小

太阳系内星体的光度,同时取决于它的大小和它的反照率(反射光线的量)。如能找出它与太阳的距离及它的反照率,它的半径就能透过它的视星等找出来,反照率较高意味着半径较小。现时,阋神星的反照率仍未找出,所以它的确实大小仍有待确定。但是,天文学家已计算出,即使它的反照率达到1.0(最高),它计算出来的大小仍会有冥王星那样大。然而,该小行星的反照率肯定不会到1(大部分柯伊伯带星体都很暗),所以我们能认定它的大小应会较冥王星大一些。人们现时猜测它的反光度应会与冥王星接近,大约0.6左右,估计它的直径约为2,900公里。

斯皮策空间望远镜可推断该天体的大小上限,但因为某种技术上的错误,使它未能作出首度对阋神星的观测。在问题解决后,它于2005年8月23日至8月25日成功作出观测,并推断其直径约为2,700公里,比冥王星的2,274公里大20%。虽然这些数据在日后或会改动,但布朗已断定2003 UB313比冥王星大,并打赌如果它真的比冥王星小,他会把望远镜吃掉。

为了更准确量度2003 UB313的半径,发现者小组动用了哈勃望远镜作出观测。一颗直径3,000公里的天体在97 AU的距离外,其角度大小会是0.04角秒,哈勃望远镜有能力直接观测得到。虽然接近它的能力极限,但凭借不少影像处理技术,他们仍可计算出准确数字。在之前,他们也曾使用同样的方法,直接量度出小行星“创神星”的半径。

2006年2月号的《自然》杂志,刊出了马克斯·普朗克学会的毫米波段射电天文学(Max Planck Institute for Radio Astronomy at Millimeter wavelengths,简称IRAM)小组在1.2毫米电磁波下对阋神星的间接测量数据,该小组公布2003 UB313的直径为3,000千米。但哈勃望远镜于2005年12月9-10日直接测量的结果显示其直径仅有2384±96公里左右。

表面和大气层

在确定本小行星的发现之后,科学家利用光谱仪对阋神星进行详细观测。他们于2005年1月25日动用了位于夏威夷的8米口径北双子望远镜进行观测,并从光谱仪的红外线资料发现小行星表面有甲烷冰。这意味着阋神星的表面与冥王星很相似。这是除了冥王星外,第二个含有甲烷的海王星外天体。另一方面,海卫一的表面也拥有甲烷,使人们认为它也与海王星外天体有关。由于甲烷的高挥发性,这表明阋神星经常都处于太阳系的远处,使它的甲烷冰不会因为来自太阳的辐射热而挥发。

由于阋神星的遥远的偏心轨道,估计表面温度在-243到-217摄氏度之间(30到56开)不像冥王星和海卫一一样略带红色,阋神星呈现出灰色。冥王星的微红色是由表面沉积的托林所反映出来的。这些沉积物使得表面更加灰暗,更低的反射率会导致较高的温度并使甲烷蒸发。与此相反,阋神星离太阳足够远,即使表面反射率较低也能够使甲烷能够在其表面凝结。这些在行星表面凝结的甲烷能够更加降低反射率并覆盖任何红色的托林。

即使阋神星至太阳的距离比冥王星要远三倍,它也有至太阳足够近的时候,表面温度升高至部分的冰都开始升华。甲烷是极易挥发的,其存在说明要么阋神星一直处于远离太阳系的位置从而保持甲烷冰的存在,要么就是星体内有一个甲烷的内部来源来补充从大气中逃脱的气体。这和另一个新发现的海王星外天体,妊神星表面不同。妊神星表面覆盖的是水而不是甲烷。

卫星

2005年间,夏威夷凯克望远镜的调适光学小组使用了新的激光导引星调适光学系统,对四颗最亮的柯伊伯带天体进行观测,分别为冥王星、鸟神星、妊神星及阋神星。当时阋神星被临时命名为“齐娜”。在9月10日的观测结果中,他们发现有一颗卫星绕着“齐娜”运行。布朗的研究小组使用“加百利”作为这个卫星的昵称,因为加百利是电视剧《齐娜武士公主》中齐娜的密友。当IAU给予阋神星正式名字的时候,这个卫星被命名为迪丝诺美亚(Δυσνομια),即希腊神话中阋神厄里斯之女,而中文译名则为阋卫一。

 

   
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