Astronomía

¿Existen estimaciones recientes de la masa del cinturón de Kuiper?

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¿Cuál es la masa del cinturón de Kuiper? Obviamente, las estimaciones serán muy inciertas, pero para mi aplicación me gustaría encontrar una Actual estimar.

Los artículos que encontré hasta ahora: (Gladman et al. 2001) lo estima en 0.1 masas terrestres, (Trujillo, Lewitt & Luu 2001) obtiene la masa de cuerpos entre 100 km y 2000 km a 0.03 masas terrestres, (Kenyon & Luu 2001) Bromley 2004) estima en el orden de 0.5 masas terrestres (asumiendo una masa inicial de 10 y luego perdiendo el 95%), (Fraser et al 2014) estiman solo $ sim $ 0.01 masas terrestres.

Estos artículos son un poco antiguos y sospecho que ha habido observaciones más recientes que mejoran las estimaciones. Hay una buena cantidad de artículos que discuten cómo resolver esta discrepancia entre los modelos de disco que predicen entre 10 y 30 masas terrestres y estos números bajos, pero estoy más interesado en las estimaciones empíricas.

Entonces, ¿cuál es el consenso actual sobre la masa del cinturón de Kuiper y su incertidumbre?


Sorprendentemente, tampoco he podido encontrar ninguna información generalmente reciente (hace 5 años o menos) sobre este tema.

Encontré un trabajo de investigación de 2007 (aquí). Es posible que desee consultar la página 11 en la Sección 4.3. Afirma que la masa máxima del cinturón de Kuiper es 0,1 masas terrestres. También hablan de cómo se estimó y tal.

No he podido encontrar nada más que artículos de Wikipedia (que probablemente no estés buscando).

Es muy extraño cómo no se ha investigado mucho sobre esto. Un tema intrigante, debo decir.

Eso es todo lo que pude encontrar ... ¿Espero que eso ayude ...?


¿Qué es el cinturón de Kuiper?

Aunque el centro está cerrado temporalmente, todavía nos apasiona compartir la ciencia y la exploración espacial. En esta serie, haremos un recorrido rápido por un tema científico o espacial. Hoy estamos explorando el cinturón de Kuiper.

¿De dónde vienen los cometas? ¿Dónde reside el planeta enano Plutón? ¿Dónde se acumulan los cuerpos helados y otras sobras de nuestro sistema solar? En la región del espacio en forma de rosquilla más allá de Neptuno, los bordes exteriores de nuestro sistema solar, llamado Cinturón de Kuiper.

¿Qué es el cinturón de Kuiper?

El cinturón de Kuiper es una región del espacio. El borde interior comienza en la órbita de Neptuno, a unas 30 UA del Sol. (1 AU, o unidad astronómica, es la distancia de la Tierra al Sol). El borde exterior continúa hacia afuera hasta casi 1,000 AU, con algunos cuerpos en órbitas que van incluso más allá.

Hay trozos de roca y hielo, cometas y planetas enanos en el cinturón de Kuiper. Además de Plutón y un montón de cometas, otros objetos interesantes del cinturón de Kuiper son Eris, Makemake y Haumea. Son planetas enanos como Plutón.

Los Objetos del Cinturón de Kuiper (KBO) son todos pequeños porque podrían haberse unido para formar un planeta si Neptuno no hubiera estado allí. En cambio, la gravedad de Neptuno agitó tanto esta región del espacio que los pequeños objetos helados no pudieron fusionarse en un gran planeta.

Estos paneles muestran la escala relativa de (en el sentido de las agujas del reloj desde la parte superior izquierda): El sistema solar interior, el sistema solar exterior, la órbita de Sedna en el disco disperso y la Nube de Oort.

¿Quién lo descubrió?

El cinturón de Kuiper lleva el nombre del astrónomo Gerard Kuiper, quien publicó un artículo científico en 1951 que especulaba sobre objetos más allá de Plutón. Sin embargo, en realidad no lo descubrió. Reunir los datos para reconocerlo oficialmente y sus componentes llevó muchos años a muchos científicos. Desde que se descubrió Plutón en 1930, los científicos tardarían otros 62 años hasta 1992 en reconocer cuán poblada está la región con objetos que ahora se llaman KBO. Sin embargo, dado que Kuiper propuso la idea por primera vez, y sus ideas eran bien conocidas, el descubrimiento se le atribuyó principalmente a él y la región recibió su nombre.

Sin embargo, algunos investigadores prefieren llamarlo Región Transneptuniana.

¿Puedes verlo?

Es vasto y misterioso, frío y oscuro. Pero puedes ver los objetos dentro de él. ¿Qué incluye? Se compone principalmente de objetos helados, planetas enanos, polvo y cometas. Se estima que la masa total de todo el material en el Cinturón de Kuiper hoy no es más del 10 por ciento de la masa de la Tierra. Una cantidad bastante grande de KBO tienen lunas, es decir, cuerpos significativamente más pequeños que las orbitan, o son objetos binarios. Los binarios son pares de objetos que son relativamente similares en tamaño o masa que orbitan alrededor de un punto (un centro de masa compartido) que se encuentra entre ellos.

¿Cómo se estudia?

Desde la tierra, es estudiado por astrónomos. Desde el espacio, las naves espaciales lo exploran y envían imágenes y datos. La primera nave espacial en entrar en la región del Cinturón de Kuiper fue la nave espacial Pioneer 10 de la NASA, cuando cruzó al espacio más allá de la órbita de Neptuno en 1983. Pero esa nave espacial no visitó ninguno de los mundos helados de la región, nada menos que Plutón ya había sido descubierto. La primera nave espacial que realmente visitó un objeto en el Cinturón de Kuiper fue la NASA & # 8217s New Horizons, que voló por Plutón y sus lunas en julio de 2015. La nave espacial New Horizons pasó junto al antiguo objeto del Cinturón de Kuiper Arrokoth (2014 MU69) el 1 de enero. , 2019, que ofrece el primer vistazo de cerca de la humanidad a uno de los restos helados de la formación del sistema solar.

¿Por qué es importante?

Uno de los aspectos más importantes del Cinturón de Kuiper es la mirada que ofrece a la formación de nuestro sistema solar. Al estudiar el Cinturón de Kuiper, los científicos pueden comprender mejor cómo se formaron los planetas y los planetesimales, los componentes básicos de los planetas. La nave espacial New Horizons envió datos sobre el antiguo objeto Arrokoth del cinturón de Kuiper (2014 MU69). Los científicos dijeron que al igual que los fósiles revelan la formación de vida en la tierra, objetos como Arrokoth muestran cómo se formaron los planetas en el espacio.

El cinturón de Kuiper es una rica fuente de aprendizaje sobre los objetos de nuestro sistema solar. Hasta el momento, se han catalogado más de 2.000 KBO. Los investigadores creen que estos son solo una pequeña fracción del número total de objetos que los científicos creen que existen. De hecho, los astrónomos estiman que hay cientos de miles de objetos en la región que tienen más de 60 millas (100 kilómetros) de ancho o más.

El Cinturón de Kuiper es una región que todavía estamos comenzando a explorar y nuestra comprensión aún está evolucionando. La mejor información proviene de misiones recientes, por lo que hay mucho por descubrir y aprender.


¿Existen estimaciones recientes de la masa del cinturón de Kuiper? - Astronomía

El reciente descubrimiento y la posterior caracterización orbital del satélite de Makemake han proporcionado un medio para medir la masa del planeta enano por primera vez. Como Makemake es un rotador rápido, se espera que tenga una figura de equilibrio no esférica. Si el polo orbital del satélite está alineado con el polo de giro de Makemake, entonces el polo de giro es casi ortogonal a los acordes de ocultación presentados en Ortiz et al. (2012). Es difícil restringir el radio ecuatorial de un esferoide alineado de tal manera que el volumen preferido resultante y su incertidumbre sean mayores que las estimaciones anteriores. La figura preferida tiene una relación de diámetros ecuatoriales a polares de 1,13. Combinando esta nueva cifra estimada y la medida de masa de 3.1x10 21 kg, obtenemos una densidad relativamente baja para Makemake de 1.7 g / cc adoptando la estimación de volumen de Brown (2013) da como resultado una densidad más alta de 2.1 g / cc. En esta presentación, describiremos las observaciones existentes y futuras del Telescopio Espacial Hubble del sistema que permiten estas mediciones del plano de masa y órbita, la derivación de la masa, figura y densidad de Makemake, y las implicaciones para la estructura interna de Makemake. También describiremos posibles próximas oportunidades para observar eventos mutuos entre Makemake y su satélite.


El curioso caso del cinturón de Kuiper deformado

Un & # 8220objeto de masa planetaria & # 8221 aún por descubrir, invisible, da a conocer su existencia al alterar el plano orbital de los objetos distantes del Cinturón de Kuiper, según una investigación de Kat Volk y Renu Malhotra del Laboratorio Lunar y Planetario de la UA. El objeto está representado en una amplia órbita mucho más allá de Plutón en la ilustración de este artista. Crédito: Heather Roper / LPL

Un "objeto de masa planetaria" desconocido e invisible puede acechar en los confines de nuestro sistema solar, según una nueva investigación sobre las órbitas de planetas menores que se publicará en el Astronomical Journal. Este objeto sería diferente de & # 8212 y mucho más cercano que & # 8212 el llamado Planeta Nueve, un planeta cuya existencia aún espera confirmación.

En el artículo, Kat Volk y Renu Malhotra del Laboratorio Lunar y Planetario de la Universidad de Arizona, o LPL, presentan evidencia convincente de un cuerpo planetario aún por descubrir con una masa en algún lugar entre la de Marte y la Tierra. La misteriosa masa, muestran los autores, ha revelado su presencia & # 8212 por ahora & # 8212 solo controlando los planos orbitales de una población de rocas espaciales conocidas como objetos del Cinturón de Kuiper, o KBO, en las heladas afueras del sistema solar. .

Mientras que la mayoría de los KBO & # 8212 restos de la formación del sistema solar & # 8212 orbitan alrededor del Sol con inclinaciones orbitales (inclinaciones) que promedian lo que los científicos planetarios llaman el plano invariable del sistema solar, el más distante de Kuiper. Los objetos de Belt no lo hacen. Su plano medio, descubrieron Volk y Malhotra, está inclinado unos ocho grados del plano invariable. En otras palabras, algo desconocido está deformando el plano orbital promedio del sistema solar exterior.

“La explicación más probable de nuestros resultados es que hay una masa invisible”, dice Volk, becario postdoctoral en LPL y autor principal del estudio. "Según nuestros cálculos, se necesitaría algo tan masivo como Marte para causar la deformación que medimos".

El cinturón de Kuiper se encuentra más allá de la órbita de Neptuno y se extiende a unos pocos cientos de unidades astronómicas, o AU, con una AU que representa la distancia entre la Tierra y el Sol. Al igual que su primo del sistema solar interior, el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter, el cinturón de Kuiper alberga una gran cantidad de planetas menores, en su mayoría pequeños cuerpos helados (los precursores de los cometas) y algunos planetas enanos.

Para el estudio, Volk y Malhotra analizaron los ángulos de inclinación de los planos orbitales de más de 600 objetos en el Cinturón de Kuiper con el fin de determinar la dirección común sobre la cual precesan todos estos planos orbitales. La precesión se refiere al cambio lento o "oscilación" en la orientación de un objeto en rotación.

Un objeto de masa planetaria del tamaño de Marte sería suficiente para producir las perturbaciones observadas en el distante Cinturón de Kuiper. Crédito: Heather Roper / LPL

Los KBO operan de forma análoga a las peonzas, explica Malhotra, profesora de investigación científica de Louise Foucar Marshall y profesora de ciencias planetarias de Regents en LPL.

“Imagina que tienes montones y montones de peonzas que giran rápidamente, y le das a cada uno un pequeño empujón”, dice ella. “Si luego tomas una instantánea de ellos, encontrarás que sus ejes giratorios estarán en diferentes orientaciones, pero en promedio, apuntarán al campo gravitacional local de la Tierra.

"Esperamos que cada ángulo de inclinación orbital de los KBO esté en una orientación diferente, pero en promedio, apuntarán perpendicularmente al plano determinado por el Sol y los grandes planetas".

Si uno pensara en el plano orbital promedio de los objetos en el sistema solar exterior como una hoja, debería ser bastante plano más allá de las 50 UA, según Volk.

“Pero yendo más lejos de 50 a 80 AU, encontramos que el plano promedio en realidad se aleja del plano invariable”, explica. "Existe una variedad de incertidumbres para la deformación medida, pero no hay más del 1 o 2 por ciento de probabilidad de que esta deformación sea simplemente una casualidad estadística de la muestra de observación limitada de KBO".

En otras palabras, lo más probable es que el efecto sea una señal real en lugar de una casualidad estadística. Según los cálculos, un objeto con la masa de Marte orbitando aproximadamente a 60 UA del Sol en una órbita inclinada unos ocho grados (al plano promedio de los planetas conocidos) tiene suficiente influencia gravitacional para deformar el plano orbital de los KBO distantes. dentro de aproximadamente 10 AU a cada lado.

“Los KBO distantes observados se concentran en un anillo de unas 30 UA de ancho y sentirían la gravedad de tal objeto de masa planetaria a lo largo del tiempo”, dijo Volk, “por lo que plantear la hipótesis de que una masa planetaria causa la deformación observada no es irrazonable a esa distancia. "

Esto descarta la posibilidad de que el objeto postulado en este caso sea el hipotético Planeta Nueve, cuya existencia se ha sugerido en base a otras observaciones. Se predice que ese planeta será mucho más masivo (alrededor de 10 masas terrestres) y mucho más alejado entre 500 y 700 AU.

"Eso está demasiado lejos para influir en estos KBO", dijo Volk. "Ciertamente tiene que estar mucho más cerca de 100 AU para afectar sustancialmente a los KBO en ese rango".

Debido a que un planeta, por definición, tiene que haber despejado su órbita de planetas menores como los KBO, los autores se refieren a la masa hipotética como un objeto de masa planetaria. Los datos tampoco descartan la posibilidad de que la deformación pueda resultar de más de un objeto de masa planetaria.

Entonces, ¿por qué no lo hemos encontrado todavía? Lo más probable es que, según Malhotra y Volk, todavía no hemos buscado en todo el cielo objetos distantes del sistema solar. El lugar más probable donde podría estar escondido un objeto de masa planetaria sería en el plano galáctico, un área tan densamente poblada de estrellas que los estudios del sistema solar tienden a evitarlo.

“Se estima que la probabilidad de que no hayamos encontrado un objeto de este tipo con el brillo y la distancia adecuados simplemente debido a las limitaciones de los estudios es de alrededor del 30 por ciento”, dijo Volk.

Una posible alternativa a un objeto invisible que podría haber alterado el plano de los objetos exteriores del Cinturón de Kuiper podría ser una estrella que zumbó en el sistema solar en la historia reciente (según los estándares astronómicos), dijeron los autores.

"Una estrella que pasa atraería todas las 'peonzas' en una dirección", dijo Malhotra. “Una vez que la estrella se ha ido, todos los KBO volverán a precesión alrededor de su avión anterior. Eso habría requerido un pasaje extremadamente cercano a aproximadamente 100 AU, y la disformidad se borraría en 10 millones de años, por lo que no consideramos que este sea un escenario probable ".

La oportunidad de la humanidad de vislumbrar el misterioso objeto podría llegar bastante pronto una vez que se complete la construcción del Gran Telescopio de Encuesta Sinóptica. Dirigido por un consorcio que incluye la UA y programado para su primera luz en 2020, el instrumento realizará estudios del cielo en tiempo real sin precedentes, noche tras noche.

“Esperamos que LSST aumente el número de KBO observados de aproximadamente 2.000 a 40.000”, dijo Malhotra. “Hay muchos más KBO por ahí & # 8212, simplemente no los hemos visto todavía. Algunos de ellos están demasiado lejos y son demasiado tenues incluso para que LSST los detecte, pero debido a que el telescopio cubrirá el cielo de manera mucho más completa que los estudios actuales, debería poder detectar este objeto, si está allí ".


Cinturón de Kuiper: dinámica

Alessandro Morbidelli, Harold F. Levison, en Encyclopedia of the Solar System (Segunda edición), 2007

2. Dinámica orbital básica

Gran parte de la historia del Cinturón de Kuiper hasta la fecha implica la distribución de las órbitas de sus miembros. En esta sección, presentamos una breve descripción de los aspectos importantes de las órbitas de los cuerpos pequeños en el sistema solar. [Para una discusión más detallada, ver Dinámica del sistema solar: movimiento regular y caótico.]

El problema más básico de la dinámica orbital es el problema de los dos cuerpos: un planeta, digamos, orbitando una estrella. La trayectoria de la órbita es una elipse con el Sol en uno de los focos. La energía, el momento angular y la orientación de la elipse son cantidades conservadas. El semieje mayor, a, de la elipse es una función de la energía orbital. La excentricidad, mi, de la elipse es una función de la energía y el momento angular. Para un semieje mayor en particular, el momento angular es un máximo para una órbita circular, mi = 0. Estas órbitas de dos cuerpos se conocen como órbitas keplerianas.

Una órbita kepleriana se caracteriza por su semieje mayor y su excentricidad, así como por tres ángulos que describen la orientación de la elipse orbital en el espacio. El primero, conocido como inclinación, I, es el ángulo entre el vector de momento angular de la órbita y alguna dirección de referencia para el sistema. En nuestro sistema solar, la dirección de referencia generalmente se toma como el vector de momento angular de la órbita terrestre y # x27s (que define el plano de la eclíptica, el plano de referencia), pero a veces se toma como el vector de momento angular de todas las órbitas planetarias. combinado (que define el plano invariable).

El punto donde la órbita pasa a través del plano de referencia en una dirección "hacia arriba" se llama nodo ascendente. Por lo tanto, el segundo ángulo de orientación de la órbita es el ángulo entre el nodo ascendente y alguna dirección de referencia en el plano de referencia, como se ve desde el Sol. En nuestro sistema solar, la dirección de referencia generalmente se toma como la dirección hacia el equinoccio vernal. Este ángulo se conoce como la longitud del nodo ascendente, Ω.

El tercer y último ángulo de orientación es el ángulo entre el nodo ascendente y el punto donde la órbita está más cercana al Sol (conocido como perihelio), visto desde el sol. Se llama el argumento de perihelio, ω. Otro ángulo útil, conocido como longitud del perihelio, , se define como ω + Ω.

El efecto gravitacional de primer orden de los planetas entre sí es que cada uno aplica un par en la órbita del otro, como si los planetas fueran reemplazados por anillos de material distribuidos suavemente a lo largo de sus órbitas. Este torque hace que tanto la longitud del perihelio, />, como la longitud del nodo ascendente, Ω, giren lentamente, un movimiento llamado precesión. Para un planeta dado, la precesión de /> está típicamente dominada por una frecuencia. Lo mismo es cierto para Ω, aunque la frecuencia dominante es diferente. Los períodos asociados con estas frecuencias oscilan entre 4,6 × 10 4 y 2 × 10 6 años en el sistema planetario exterior. Esto es mucho más largo que los períodos orbitales de los planetas (164 años para Neptuno).

La órbita de un objeto pequeño en el sistema solar, cuando no está siendo fuertemente perturbado por un encuentro cercano con un planeta o no está ubicado cerca de una resonancia (ver más adelante), generalmente se caracteriza por oscilaciones lentas de mi y I y una circulación (es decir, cambio continuo) en y Ω. La variación en la excentricidad se combina con la precesión y la variación en la inclinación se acopla con la precesión. La Figura 1 muestra este comportamiento para el primer objeto del Cinturón de Kuiper descubierto, 1992 QB1.

FIGURA 1 . La evolución temporal de la órbita del primer objeto encontrado en el Cinturón de Kuiper, 1992 QB1. Como se describe en el texto, la excentricidad, mi, e inclinación, I, oscilan, mientras que la longitud del nodo ascendente, Ω, y la longitud del perihelio = ω + Ω circula.

El comportamiento de los objetos que están en resonancia puede ser muy dramático. Hay dos tipos de resonancias que se sabe que son importantes en el Cinturón de Kuiper. El más básico se conoce como resonancia de movimiento medio. Una resonancia de movimiento medio es una conmensurabilidad entre el período orbital de dos objetos. Es decir, la razón de los períodos orbitales de los dos cuerpos en cuestión es una razón de dos enteros (generalmente pequeños). Quizás el ejemplo más conocido e importante de resonancia de movimiento medio en el sistema solar es el que se encuentra entre Plutón y Neptuno.

Como se señaló anteriormente, uno de los aspectos únicos de la órbita de Plutón es que cuando Plutón está en el perihelio, está más cerca del Sol que Neptuno. Normalmente, esta configuración, tarde o temprano, conduciría a encuentros cercanos entre los dos planetas que eventualmente dispersarían a Plutón. Sin embargo, los encuentros cercanos no ocurren porque Plutón está bloqueado en una resonancia de movimiento medio donde da la vuelta al Sol dos veces cada vez que Neptuno da tres vueltas. Entonces, cada vez que Plutón cruza la trayectoria de Neptuno, el planeta gigante siempre se encuentra en una de las tres ubicaciones específicas de su órbita, todas muy lejos del punto de cruce. Esta resonancia se conoce como resonancia de movimiento medio 2: 3.

El otro tipo de resonancia que es importante en el Cinturón de Kuiper se llama resonancia secular. En realidad, hay dos tipos de resonancias seculares. El primero, que se discutió anteriormente, es una resonancia entre las tasas de precesión de las longitudes del perihelio. Como se discutió, esto puede conducir a cambios en la excentricidad. Estas resonancias se identifican con la letra griega v con un subíndice numerado que indica el planeta resonante (1 para Mercurio hasta 9 para Plutón). En el Cinturón de Kuiper, la resonancia secular del perihelio con Neptuno, o v8, es lo más importante. El otro tipo de resonancia secular ocurre cuando la tasa de precesión nodal del cuerpo pequeño es la misma que la de un planeta. Este tipo de resonancia puede provocar cambios importantes en la inclinación de la órbita del cuerpo pequeño. Estas resonancias se identifican por V1X, dónde X es el número del planeta resonante. Por ejemplo, la resonancia nodal con Neptuno es la V18.

La estructura dinámica del cinturón de Kuiper ha sido esculpida por una combinación de movimiento medio y resonancias seculares y por la evolución de estas resonancias durante la formación de Urano y Neptuno. Volvemos a este tema en las secciones 3 y 7.


El cinturón de KuiperyLa nube de Oort

A partir de esto, propuso que los cometas residen en una vasta nube en los confines del sistema solar. Esto ha llegado a conocerse como la Nube de Oort. Las estadísticas implican que puede contener hasta un billón (1e12) de cometas. Desafortunadamente, dado que los cometas individuales son tan pequeños y están a distancias tan grandes, no tenemos evidencia directa sobre la Nube de Oort.

La Nube de Oort puede representar una fracción significativa de la masa del sistema solar, tal vez tanto o incluso más que Júpiter. (Esto es muy especulativo, sin embargo, no sabemos cuántos cometas hay ni qué tan grandes son).

En 2004, se anunció el descubrimiento de un objeto conocido como 2003 VB12 "Sedna". Su órbita es intermedia entre el Cinturón de Kuiper y lo que antes se pensaba que era la parte interior de la Nube de Oort. Quizás este objeto sea el primero de una nueva clase de objetos de "nube interna de Oort".

La cinturón de Kuiper es una región en forma de disco más allá de la órbita de Neptuno que se extiende aproximadamente de 30 a 50 UA desde el Sol y contiene muchos pequeños cuerpos helados. Ahora se considera que es la fuente de los cometas de período corto.

Ocasionalmente, la órbita de un objeto del Cinturón de Kuiper se verá perturbada por las interacciones de los planetas gigantes de tal manera que el objeto cruzará la órbita de Neptuno. Entonces es muy probable que tenga un encuentro cercano con Neptuno enviándolo fuera del sistema solar o en una órbita que cruce las de los otros planetas gigantes o incluso hacia el interior del sistema solar.

Actualmente hay nueve objetos conocidos orbitando entre Júpiter y Neptuno (incluido 2060 Chiron (también conocido como 95 P / Chiron) y 5145 Pholus, ver la lista de MPC). La IAU ha designado esta clase de objetos como Centauros. Estas órbitas no son estables. Es casi seguro que estos objetos son "refugiados" del cinturón de Kuiper. Se desconoce su destino futuro. Algunos de estos muestran alguna actividad cometaria (es decir, sus imágenes son un poco borrosas, lo que indica la presencia de un coma difuso). El más grande de ellos es Quirón, que tiene unos 170 km de diámetro, 20 veces más grande que Halley. Si alguna vez es perturbado en una órbita que se acerque al Sol, será un cometa verdaderamente espectacular.

Curiosamente, parece que los objetos de la Nube de Oort se formaron más cerca al Sol que los objetos del Cinturón de Kuiper. Los pequeños objetos formados cerca de los planetas gigantes habrían sido expulsados ​​del sistema solar por encuentros gravitacionales. Aquellos que no escaparon por completo formaron la distante Nube de Oort. Los objetos pequeños formados más lejos no tuvieron tales interacciones y permanecieron como objetos del Cinturón de Kuiper.

Recientemente se han descubierto varios objetos del Cinturón de Kuiper, incluidos 1992 QB1 y 1993 SC (arriba). Parecen ser pequeños cuerpos helados similares a Plutón y Tritón (pero en su mayoría más pequeños). Hay más de 800 objetos transneptunianos conocidos (a principios de 2004), consulte la lista de MPC. Muchos orbitan en resonancia 3: 2 con Neptuno (al igual que Plutón). Las medidas de color de algunos de los más brillantes han demostrado que son inusualmente rojos. A finales de 2002, un objeto del Cinturón de Kuiper de más de 1000 km de diámetro fue descubierto y designado provisionalmente como 2002 LM60 "Quaoar". A principios de 2004, se encontró uno aún más grande, 2004 DW (su tamaño aún no se conoce bien, pero es casi seguro que sea más pequeño que Plutón). Y a finales de 2005 se anunció el descubrimiento de 2003UB313, es muy probable que sea algo más grande que Plutón.

Se estima que hay al menos 35.000 objetos del Cinturón de Kuiper de más de 100 km de diámetro, que es varios cientos de veces el número (y la masa) de objetos de tamaño similar en el cinturón de asteroides principal.

Un equipo de astrónomos dirigido por Anita Cochran informa que el telescopio espacial Hubble ha detectado objetos del cinturón de Kuiper extremadamente débiles (izquierda). Los objetos son muy pequeños y débiles, tal vez de solo 20 km de diámetro. Puede haber hasta 100 millones de cometas de este tipo en órbitas de baja inclinación y brillando más que el límite de magnitud 28 del HST. (Sin embargo, una observación de seguimiento del HST no pudo confirmar esta observación).

Se han obtenido espectros y datos fotométricos para 5145 Pholus. Su albedo es muy bajo (menos de 0,1). Su espectro indica la presencia de compuestos orgánicos, que a menudo son muy oscuros (por ejemplo, el núcleo del cometa Halley).

Algunos astrónomos creen que Tritón, Plutón y su luna Caronte son simplemente los ejemplos más grandes de objetos del Cinturón de Kuiper. (Pero incluso si esto es cierto, no afectará la designación oficial de Plutón como "planeta principal" por razones históricas).

Pero estas son más que curiosidades lejanas. Son restos relativamente prístinos de la nebulosa a partir de la cual se formó todo el sistema solar. Su composición y distribución imponen limitaciones importantes a los modelos de la evolución temprana del sistema solar.


Las galaxias enanas más débiles

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Resumen

Las galaxias satélite de la Vía Láctea de menor luminosidad (L) representan el límite inferior extremo de la función de luminosidad de las galaxias. Estas enanas ultra débiles son los sistemas estelares más antiguos, más dominados por la materia oscura, más pobres en metales y menos evolucionados químicamente. Lee mas

Materiales suplementarios

Figura 1: Censo de las galaxias satélite de la Vía Láctea en función del tiempo. Los objetos que se muestran aquí incluyen todas las galaxias enanas confirmadas espectroscópicamente, así como las que se sospecha que son enanas basadas en l.

Figura 2: Distribución de los satélites de la Vía Láctea en magnitud absoluta () y radio de media luz. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son galones enanos.

Figura 3: Dispersiones de velocidad en la línea de visión de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las medidas y las incertidumbres se muestran como puntos azules con barras de error y 90% c.

Figura 4: (a) Masas dinámicas de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la luminosidad. (b) Relaciones masa-luz dentro del radio de media luz para satélites ultra débiles de la Vía Láctea como función.

Figura 5: Metalicidades estelares medias de los satélites de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son enanos.

Figura 6: Función de distribución de la metalicidad de las estrellas en enanas ultra débiles. Las referencias para las metalicidades que se muestran aquí se enumeran en la Tabla complementaria 1. Observamos que estos datos son bastante heterogéneos.

Figura 7: Patrones de abundancia química de estrellas en UFD. Aquí se muestran las relaciones (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] y (c) [Ba / Fe] como funciones de la metalicidad, respectivamente. Las estrellas UFD se trazan como diámetros de colores.

Figura 8: Detectabilidad de sistemas estelares débiles como funciones de distancia, magnitud absoluta y profundidad del levantamiento. La curva roja muestra el brillo de la vigésima estrella más brillante en un objeto como función.

Figura 9: (a) Diagrama color-magnitud de Segue 1 (fotometría de Muñoz et al. 2018). Las regiones de magnitud sombreadas en azul y rosa indican la profundidad aproximada que se puede alcanzar con el medio existente.


El cinturón de Kuiper en el sistema solar exterior

También conocido como el Cinturón de Edgeworth-Kuiper, esta es una región del espacio que cae en un área fuera de las órbitas de los planetas principales pero aún dentro de la influencia gravitacional del Sol, formando así parte del Sistema Solar propiamente dicho. Sin embargo, el área está delineada con un "borde" claramente definido en 30 Unidades Astronómicas (AU), que está más allá de la órbita de Neptuno, y un punto de "caída" en alrededor de 50 AU, muy similar a la caída del plataformas continentales alrededor de los continentes. Los bordes bien definidos del Cinturón de Kuiper imparten a la estructura más la apariencia de un toro o una rosquilla gigantesca que la forma de un cinturón, con el área que contiene principalmente pequeños objetos helados compuestos de gases congelados, como metano, amoníaco y agua, aunque también es el hogar de los planetas enanos Plutón, Haumea y Makemake.

Historia del cinturón de Kuiper

El descubrimiento de Plutón en 1930 hizo que muchos observadores especularan que el antiguo planeta podría ser solo uno de varios que habitan la misma región del espacio, y se formaron varias hipótesis. Sin embargo, la gran cantidad de teorías, hipótesis y debates científicos en torno a la posibilidad (o no) de que exista una gran población de objetos transneptunianos ha causado mucha incertidumbre sobre el tema de a quién se le debe atribuir el mérito de proponer primero la posibilidad, y de Los propósitos de este artículo veremos a los principales contendientes.

Hipótesis tempranas

Poco después del descubrimiento de Plutón por Clyde Tombaugh en 1930, Frederick C. Leonard propuso la posibilidad de que pudiera ser “& # 8230 es probable que en Plutón haya salido a la luz el primero de una serie de cuerpos ultraneptunianos, cuyos miembros restantes aún esperan ser descubiertos, pero que finalmente están destinados a ser detectados.& # 8220. Poco después, el astrónomo Armin Otto Leuschner ofreció la sugerencia de que “Plutón puede ser uno de los muchos objetos planetarios de largo período que aún no se han descubierto.”

Durante 1943, Kenneth Edgeworth especuló en el Journal of the British Astronomical Association que el material que constituía la nebulosa solar primordial estaba demasiado disperso en la región más allá de Neptuno para que se hubiera condensado en planetas, y que en cambio, el material se condensó en un " miríada ”de objetos menos masivos y, por tanto, más pequeños. Este punto de vista lo llevó a la opinión de que & # 8220la región exterior del sistema solar, más allá de las órbitas de los planetas, está ocupada por una gran cantidad de cuerpos comparativamente pequeños& # 8220, y que ocasionalmente & # 8220uno de ellos se aleja de su propia esfera y aparece como un visitante ocasional del sistema solar interior& # 8221 como un cometa.

Gerard Kuiper on the other hand, waited until 1951 to enter the debate, which he did in an article published in the scientific journal Astrophysics in which he stated that although a structure as proposed by other astronomers might very well have formed during the early evolutionary history of the solar system, he was of the opinion that it could no longer exist. Kuiper, as did many astronomers in his day, believed that Pluto was of the same size as the Earth, and that such a massive body would have either ejected smaller bodies from the solar system, or accelerated them into the Oort Cloud.

Subsequent Hypotheses

The basic hypothesis that a large number of icy objects inhabited the region beyond Neptune took several twist and turns over the subsequent decades. Al G.W. Cameron, a physicist, posited in 1962 that “a tremendous mass of small material on the outskirts of the solar system” existed. Fred Whipple, who coined the phrase “dirty snowball” to describe cometary structure, on the other hand, was of the opinion that a “belt of comets” could be sufficiently massive to cause the supposed orbital discrepancies of the planet Uranus. The purported orbital discrepancies of Uranus sparked a frenzied search for a so-called missing planet dubbed Planet X, but not finding a Planet X, it was thought that the “comet belt” might be massive enough to cause perturbations in the orbits of the known cometary bodies. However, close observation of the orbits of known comets have not revealed such anomalies.

On August 30, 1992, David Hewitt, of MIT, and graduate student Jane Luu identified the first trans-Neptunian object found after Pluto and Charon, (15760) 1992 QB1, which they discovered in the region that has since become known as the Kuiper Belt. A second discovery of an object in the same region a few months later, dubbed (181708) 1993 FW, was generally taken as proof of the existence of the Kuiper belt, and several thousand objects have since been found and confirmed.

Origin and structure of the Kuiper Belt

Despite extensive research, the exact origin of the Kuiper belt is still unclear, although it is believed to be relatively densely populated by several billion small, icy objects that have somehow failed to clump together to form proper planets. The largest known object, Pluto, is less than 2,326 kilometers in diameter and until the data from several wide-field survey research programs such as Pan-STARRS and LSST have been fully analyzed, the exact parameters with regard to population, population density, and fine structural details of the Kuiper Belt remain unknown.

However, what is known is that the entire region, including its outlying parts, ranges from about 30 AU from the Sun, out to around 55 AU, with the main body of the structure lying between the 2:3 resonance at 39.5 AU, and the 1:2 resonance point at approximately 48 AU.

Although the Kuiper belt is relatively thick, the main concentration of mass extends fully ten degrees both above and below the ecliptic, with the mean inclination to the ecliptic being 1.860. However, the total thickness of the structure extends several tens of degrees above and below the ecliptic, with the furthest extent in either direction being progressively less densely populated as the distance from the ecliptic increases.

Neptune exerts a profound influence on the general structure of the Kuiper Belt due to the effect of orbital resonance. Over solar system compatible timescales, Neptune’s tidal effects disrupts the orbits of all and any objects that fall within some regions, which can either eject such an object from the Solar System entirely, but more likely into the scattered part of the Kuiper belt, or into interstellar space. These disruptions have created pronounced “gaps” or “avenues” in the main body of the structure that closely resemble those in the rings of Saturn, or more locally, the Kirkwood-gaps in the asteroid belt. One such region falls between 40 and 42 AU, in which no object can maintain a stable orbit due to the influence of Neptune’s gravity for extended periods, and the objects that are currently there must have migrated there from other parts of the structure in comparatively recent times.


The Short-Comet Theory

Short-period comets include all those having periods less than 200 years. [11] [12] Almost all of these are prograde, and their orbits are only slightly inclined to the ecliptic. [13]

The near-universal consensus among secular astronomers is that the Kuiper belt is the source of short-period comets. But the evidence from current observation poses many problems for this theory. First, as Delsanti and Jewitt have admitted, the total mass of the Kuiper belt is severely limited—to ten percent of the mass of the earth, including the masses of Pluto and its moon Charon. Second, the objects known to exist in the Kuiper belt (however many there may be) have diameters of 100 km or greater, far greater than the diameter of any comet head. Third, even the 70,000 objects that Jewitt estimates that the Kuiper belt contains is far fewer than the billion or so objects that would actually be required to supply short-period comets over the presumed 4.5-billion-year age of the solar system. [14] Fourth, some of these objects, like Pluto, are in orbits that are severely inclined to the ecliptic, totally unlike the short-period comets to which they are supposed to give rise.

Champions of the short-comet theory contend that actual short-period comets result from fragmentation of the large KBOs or else are simply too dim for Earth-based telescopes to observe.


The Dwindling Kuiper Belt

By: Robert Naeye November 12, 2004 0

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This far-infrared (70-micron) view of Kuiper Belt object 2002 AW 197 , taken by the Spitzer Space Telescope, revealed it to be much smaller, and thus much more reflective, than previously believed.

Courtesy NASA/JPL/Caltech and J. Stansberry (University of Arizona).

197 , one of the largest KBOs known. These two measurements together allowed Stansberry and his colleagues to determine the object's diameter: 700 kilometers, or 435 miles. Comparing this with its observed brightness (the amount of reflected sunlight) gave its albedo: 18 percent. This is dark gray rather than coal-black like a comet nucleus.

"That's considerably smaller and more reflective than expected," says Stansberry. If 2002 AW 197 did have an albedo of 4 percent, it would have to be 1,500 kilometers across, about two-thirds the diameter of Pluto.

Based on his team's Spitzer observations of seven other KBOs, Stansberry finds that the average albedo is about 12 percent, which means "KBOs are about half as large as previously thought." But, Stansberry adds, "there is quite a bit of albedo variation from object to object. This makes sense because these objects have so much color variation."

Stansberry and his team will use Spitzer to measure the albedos of about 20 other KBOs. "We'll know a lot more about how big and bright these things are by this time next year," he says.

Meanwhile, two teams led by Jean-Luc Margot (Cornell University) and Keith S. Noll (Space Telescope Science Institute) have reached the same conclusion by a very different method for measuring KBO albedos. Using the Hubble Space Telescope and ground-based observatories, the two teams have characterized the orbits of six of the 13 known Kuiper Belt binary objects, which in turn allowed them to determine the mass of each component. If their albedos were only 4 percent, the objects would have to be relatively large. Both teams find that the resulting densities would, in most cases, be much too low to be realistic.

When assigned plausible densities, the KBOs in the binaries have a wide range of albedos ranging from 4 to 41 percent. By lowering the size of these KBOs, the total estimated mass of the Kuiper Belt falls by a factor of 5 to 10, perfectly in line with the Spitzer results.

The Stansberry, Margot, and Noll teams presented their results this week at the American Astronomical Society's Division of Planetary Sciences conference in Louisville, Kentucky.


Ver el vídeo: El Cinturón de Kuiper, el hogar de Plutón (Febrero 2023).