Kuiperov pás

Kuiperov pás alebo Edgeworthov–Kuiperov pás je oblasť v Slnečnej sústave, ktorá sa nachádza za dráhou Neptúna vo vzdialenosti 30 až 50 AU od Slnka.

Je pomenovaný po astronómovi Gerardovi Kuiperovi, ktorý v roku 1951 navrhol teóriu o pôvode niektorých komét v bližšej oblasti ako Oortov oblak. Táto oblasť bola na jeho počesť nazvaná Kuiperov pás. Pretože však podobnú teórii vyslovil o viac ako desať rokov skôr aj írsky astronóm Kenneth Edgeworth v roku 1940, niekedy sa do názvu pridáva aj jeho meno.

V roku 2006 bolo známych viac ako 1000 telies patriacich do Kuiperovho pásu (20. augusta 2006 to bolo 1007 objektov, z ktorých definitívne označenie dostalo presne 100 telies). Často bývajú označované skratkou KBO (z angl. Kuiper Belt Objects). Objekty majú spravidla veľkosť iba niekoľko desiatok kilometrov, ale vyskytujú sa tu aj telesá s priemerom niekoľkých tisíc kilometrov. Z Kuiperovho pásu pochádzajú tiež niektoré kométy, väčšina ich však prilieta zo vzdialenejšieho Oortovho oblaku.

Vlastnosti a vznik Kuiperovho pásu

Ide o viac-menej plochý disk, ktorý leží približne v rovine s ekliptikou a ktorý je vyplnený planétkami a kométami. Je to časť transneptúnskych telies. Počítačové simulácie ukazujú, že je silne ovplyvňovaný najmä gravitačnými silami Neptúnu a Jupitera. Počas formovania Slnečnej sústavy sa dráha Neptúna vplyvom gravitačných porúch spôsobených množstvom menších telies vo väčších vzdialenostiach postupne vzďaľovala od Slnka. Pritom boli podobné telesá "vyhodené" z oblasti pod približne 40 AU (čo je vnútorná hranica oblasti, v ktorej sa vyskytujú kubewana, obiehajúce po približne kruhových dráhach), s výnimkou dráh bližších k Slnku, ktoré sú v rezonancii 2:3 s Neptúnom. Tieto dráhy, podobné dráhe planétky Pluto, sú obsadené telesami nazývanými plutína. V Kuiperovom páse existujú aj ďalšie, menej početné skupiny telies pohybujúcich sa napríklad v rezonanciách 4:3 alebo 2:1 s Neptúnom. Predpokladá sa, že väčšina telies Kuiperovho pásu vznikla v priestore, kde sa nachádzajú aj teraz, aj keď nezanedbateľné množstvo z nich sa mohlo formovať aj v blízkosti Jupitera, odkiaľ mohli byť gravitačnými poruchami spôsobenými veľkými planétami vyhnané až za dráhu Neptúna. Naopak gravitačné poruchy spôsobené Neptúnom z času na čas vypudia niektoré teleso z oblasti Kuiperovho pásu do vnútorných častí Slnečnej sústavy a to sa premení na dlhoperiodickú kométu.

Vonkajšia hranica Kuiperovho pásu leží približne vo vzdialenosti okolo 50 AU od Slnka. V tejto oblasti prechádza do rozptýleného disku, ktorý neleží iba v rovine blízkej k ekliptike, ale siaha do väčších ekliptikálnych šírok, ako Kuiperov pás (dráhy týchto telies môžu mať značný sklon k ekliptike a je teda "rozptýlenejší", odtiaľ jeho názov) a v ktorom sa pohybujú telesá, súhrnne označované skratkou SDO (z angl. Scattered Disc Objects, teda telesá rozptýleného disku). Niektorí astronómovia však túto oblasť, ktorá siaha až približne do vzdialenosti 1 000 AU, považujú za časť Kuiperovho pásu a nazývajú ju Kuiperov rozptýlený pás a jeho telesa označujú SKBO (z angl. Scattered Kuiper Belt Objects, teda telesá rozptýleného Kuiperovho pásu).

Odhady počtu telies Kuiperovho pásu

Na základe optických pozorovaní sa predpokladá, že sa v Kuiperovom páse nachádza okolo 50 tisíc objektov väčších ako 100 km. V súčasnosti sa uskutočňuje prehliadka neba v rámci projektu Taiwan–America Occultation Survey, ktorá by mala v dohľadnom čase zistiť počet objektov s priemerom väčším než 1 km v tejto časti Slnečnej sústavy.

Na základe pozorovaní krátkodobých prudkých poklesov intenzity röntgenového zdroja Scorpius X-1 astronomickou družicou Rossi X-ray Timing Explorer v trvaní 1 až 10 milisekúnd, spôsobovaných telesami v Kuiperovom páse, bol počet objektov s priemerom 10 až 100 m odhadnutý na 1015. Podľa matematických modelov frekvencie vzájomných zrážok, ktoré ich teoreticky rozdrobujú, by ich však malo byť iba 1010 až 1012 a to napriek tomu, že priemerná vzdialenosť dvoch telies s priemerom 20 m je asi iba 200 tisíc kilometrov, čo je v astronomickom meradle veľmi málo. Z diskrepancie medzi zisteným počtom a matematickým modelom vyplýva, že je potrebné zrevidovať naše názory na mechanizmus zrážok v Kuiperovom páse.

Vlastnosti telies Kuiperovho pásu
objekty Kuiperovho pásu

Okrem Pluta a jeho mesiaca Cháronu bolo zatiaľ spektroskopicky preskúmaných iba veľmi málo telies Kuiperovho pásu. Aj tak možno povedať, že sú prevažne tvorené zmesou ľadu, teda tekutých látok v pevnom skupenstve, ako sú voda, oxid uhličitý, oxid uhoľnatý, metán a vyššie uhľovodíky a dusík. Okrem nich sú v ľade primiešané aj kremičitanové horniny v podobe prachu a malých úlomkov. Podiel tekutých látok je od 20 do 70 %. Na povrchu viacerých telies Kuiperovho pásu sa pôsobením radiácie fotolýzou vytvorila zmes vysokomolekulárnych organických látok, nazývaná tholin, ktorá im dáva slabo červenkastú farbu.

Spektroskopicky zistené zloženie KBO tak znovu podporilo teóriu, že sa tieto telesá veľmi podobajú jadrám komét, a že teda Kuiperov pás môže byť jedným zo zdrojov, odkiaľ prilietajú nové dlhoperiodické aj krátkoperiodické kométy.

Vďaka prevládajúcemu ľadovému povrchu má veľká časť KBO pomerne vysoké albedo, pohybujúce sa nad hodnotou 0,5. Zanedbanie tejto skutočnosti viedlo v minulosti k tomu, že odhady priemerov (rozmerov) niektorých príslušníkov KBO boli nadhodnotené. Napr. pri objekte 2003 UB313 prvé odhady jeho priemeru sa pohybovali okolo 4 000 km, neskôr, na základe pozorovaní v infračervenej oblasti boli korigované na 3 000 km, ale na základe interpretácie snímok z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu (HST) sa zdá, že priemer bude ešte podstatne menší, okolo 2 400 km. To by však znamenalo, že albedo vo vizuálnej oblasti by dosahovalo mimoriadnej hodnoty najmenej 0,86.

Obežné dráhy objektov Kuiperovho pásu
Zjednodušená schéma Kuiperovho pásu

Aj keď rezonančné vplyvy Neptúna na telesá Kuiperovho pásu, tak ako naznačili počítačové simulácie, majú veľký vplyv na stabilitu ich dráh, viac ako dve tretiny KBO patria medzi kubewana, u ktorých doby obehu ležia medzi rezonanciami 2:3 a 1:2. Medzi kubewana síce patria aj ďalšie rezonancie, najmä 3:5 a 4:7, ale na frekvenciu výskytu KBO nemajú výrazný vplyv. Výrazné zvýšenie počtu telies sa ukazuje pri vnútornom okraji Kuiperovho pásu, rezonancie 2:3, kde sa nachádzajú plutína. Druhý okraj tvorí rezonancia 1:2, obsadená zatiaľ málo početnou skupinou telies nazývaných twotína.

Pôvodne predpoklady, že Kuiperov pás je tvorený výlučne telesami s dráhami s minimálnym sklonom k ekliptike, sa nepotvrdil. Ukazuje sa, že klasické objekty Kuiperovho pásu (kubewana) vytvárajú dve skupiny; pri štatistickej analýze sa ukazuje, že jedno maximum, veľmi výrazné, je pri sklone 4° k ekliptike, druhé, difúzne a s výrazne menším počtom zástupcov, leží medzi 30° a 40° sklonu. Podľa súčasných predstáv telesá s nízkym sklonom sú pôvodné; vznikali pri tvorbe telies Slnečnej sústavy za dráhou Neptúna, zatiaľ čo väčšina telies s vysokým sklonom bola do Kuiperovho pásu premiestnená z vnútorných častí Slnečnej sústavy gravitačnými poruchami Neptúna. Preto prvé z nich sa niekedy nazývajú "studené" KBO, zatiaľ čo druhé majú označenie "horúce" KBO.

To, že zatiaľ je známych viac KBO s malými sklonmi dráhy k ekliptike, môže byť dôsledkom výberového efektu, lebo hľadanie transneptúnskych telies sa zatiaľ sústreďuje takmer výlučne na oblasti v blízkosti ekliptiky.

Prehľad najjasnejších objektov Kuiperovho pásu

V tabuľke sú uvedené objekty s absolútnou hviezdnou veľkosťou M < 4,0.

Definitívne
označenie
a meno		 Predbežné
označenie		 Absolútna
hviezdna
veľkosť		 Albedo Rovníkový
priemer
(km)		 Veľká
polos
(AU)		 Rok
objavu		 Objaviteľ Spôsob určenia
priemeru
Pluto   −1,0 0,6 2320 39,482 1930 C. Tombaugh zákryt
136472 Makemake 2005 FY9 "Easterbunny"1) −0,3 0,8 ± 0,2 1 420 ± 60 km [1] 45,660 2005 M. Brown, C. Trujillo a D. Rabinowitz odhadované albedo
2003 EL61 "Santa"1) 0,1 0,6 (odhad) ~1500 43,317 2005 F. J. Aceituno, P. Santos-Sanz a J. L. Ortiz odhadované albedo
Cháron S/1978 P1 1 0,4 1205 39,482 1978 J. Christy zákryt
90482 Orcus 2004 DW 2,3 0,1 (odhad) ~1500 39,343 2004 M. Brown, C. Trujillo a D. Rabinowitz odhadované albedo
50000 Quaoar 2002 LM60 2,6 0,10 ± 0,03 1260 ± 190 43,585 2002 C. Trujillo a M. Brown pozorovaný disk
28978 Ixion 2001 KX76 3,2 0,25 – 0,50 400 – 550 39,658 2001 Deep Ecliptic Survey tepelné žiarenie
55636 2002 TX300 3,3 > 0,19 < 709 43,119 2002 NEAT tepelné žiarenie
55565 2002 AW197 3,3 0,14 – 0,20 650 – 750 47,303 2002 C. Trujillo, M. Brown, E. Helinová, S. Pravdo,
K. Lawrence a M. Hicks / Palomar Observatory		 tepelné žiarenie
55637 2002 UX25 3,6 0,08? ~910 42,533 2002 A. Descour / Spacewatch odhadované albedo
20000 Varuna 2000 WR106 3,7 0,12 – 0,30 450 – 750 42,900 2000 R. McMillan tepelné žiarenie
  2002 MS4 3,8 0,1 (odhad) 730? 41,905 2002 C. Trujillo a M. Brown odhadované albedo
  2005 RN43 3,8 0,1 (odhad) 730? 41,533 2005 ? odhadované albedo
  2003 MW12 3,8 0,1 (odhad) 730? 45,941 2005 J. A. Larsen odhadované albedo
  2003 AZ84 3,9 0,1 (odhad) 700? 39,454 2003 C. Trujillo a M. Brown odhadované albedo

Poznámky
  1. ^  Meno je neoficiálne (prezývka).
  2. ^  Teleso patrí medzi SDO (tu je uvedené iba pre porovnanie).

Iné projekty

Referencie
  1. Albedo and atmospheric constraints of dwarf planet Makemake from a stellar occultation Nature 491, 566–569 (22 November 2012) doi:10.1038/nature11597 Received 01 June 2012 Accepted 17 September 2012 Published online 21 November 2012

Externé odkazy
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.