Ziyosfera

Tarqalgan disk

Эрида, энг катта маълум бўлган тарқоқ дискли обект (марказда) ва унинг йўлдоши Дисномия (обектнинг чап томонида)

Тарқалган диск (ёки тарқоқ диск) Қуёш тизимидаги узоқ юлдуз атрофидаги диск бўлиб, у Нептун орти обектларининг кенгроқ оиласининг бир қисми бўлган музли кичик қуёш системаси жисмлари билан сийрак жойлашади. Тарқалган дискли обектлар (ТДО) орбитал экссентриситетлари 0,8 гача, мойилликлари 40° гача ва перигелия 30 дан кўпроқ астрономик бирликка эга. Ушбу экстремал орбиталар газ гигантлари томонидан тортишиш „тарқалиши“ натижасидир ва обектлар Нептун сайёраси томонидан таъсирланишда давом этмоқда[1].

Энг яқин тарқалган диск жисмлари Қуёшга тахминан 30-35 а.б. да яқинлашса-да, уларнинг орбиталари 100 а.б. дан анча узоқлашиши мумкин. Бу тарқоқ жисмларни Қуёш тизимидаги энг совуқ ва энг узоқ жисмлар қаторига киритади. Тарқалган дискнинг энг ички қисми анъанавий равишда Койпер белбог'и деб аталадиган орбитадаги жисмларнинг тонус шаклидаги ҳудуди билан бир-бирига тўғри келади, лекин унинг ташқи чегаралари Қуёшдан анча узоқроқда ва Койпер белбоғига қараганда эклиптикадан анча юқори ва нисбатан пастда жойлашган.

Ўзининг беқарор табиати туфайли астрономлар тарқоқ дискни Қуёш тизимидаги кўпгина даврий кометаларнинг пайдо бўлиш жойи деб ҳисоблашади, кентаврлар эса Юпитер ва Нептун ўртасидаги музли жисмлар популяцияси обектнинг кўчишининг оралиқ босқичидир. Охир-оқибат, гигант сайёраларнинг қўзғалишлари бундай жисмларни Қуёш томон юборади ва уларни даврий кометаларга айлантиради. Таклиф этилган Оорт булутининг кўплаб обектлари ҳам тарқалган дискда пайдо бўлган деб тахмин қилинади. Ажратилган обектлар тарқоқ диск обектларидан кескин фарқ қилмайди ва баъзилари, масалан, Седна баъзан ушбу гуруҳга киритилган деб ҳисобланган.

Кашф этилиши

Анъанага кўра, милтилловчи компаратор каби қурилмалар астрономияда Қуёш тизимидаги обектларни аниқлаш учун ишлатилган, чунки бу обектлар иккита экспозиция ўртасида ҳаракатланади — бу фотографик плиталар ёки плёнкаларни очиш ва ишлаб чиқиш каби кўп вақт талаб қиладиган қадамларни ўз ичига олади, кейин эса милтилловчи компаратордан фойдаланилади. 1980-йилларда телескопларда CCД га асосланган камералардан фойдаланиш тўғридан-тўғри электрон тасвирларни ишлаб чиқаришга имкон берди, кейинчалик уларни осонгина рақамлаштириш ва рақамли тасвирларга ўтказиш мумкин эди. CCД плёнкадан кўра кўпроқ ёруғлик олганлиги сабабли (кирувчи ёруғликнинг 90 % га нисбатан 10 %) ва милтиллаш энди созланиши компютер экранида амалга оширилиши мумкин эди, сўровлар юқори ўтказувчанликка имкон берди. Натижада янги кашфиётлар тўлқини бўлди: 1992-йилдан 2006-йилгача мингдан ортиқ Нептун орти обектлари аниқланди[2].

Бундай деб эътироф этилган биринчи тарқоқ дискли обекти (ТДО) (15874) 1996 ТЛ 66 бўлган дастлаб 1996-йилда Гавайидаги Мауна Кеада жойлашган астрономлар томонидан аниқланган. 1999-йилда худди шу сўровда яна учтаси аниқланган: 1999 CВ 118 , 1999 CЙ 118 ва 1999 CФ 119[3]. Ҳозирда ТДО сифатида таснифланган биринчи обект 1995-йилда Спаcеwатч томонидан топилган 1995 ТЛ 8 эди.

2011-йил ҳолатига кўра 200 дан ортиқ ТДО аниқланган[4], жумладан Гǃкúнǁъҳòмдíмà (Швамб, Броwн ва Рабиноwитз томонидан кашф этилган), 2002 ТC 302 (НЕАТ), Эрида (Броwн, Тружилло ва Рабиноw) Седна (Броwн, Тружилло ва Рабиноwитз) ва 2004 ВН 112 (Деэп Эcлиптиc Сурвей). Койпер белбоғидаги ва тарқоқ дискдаги обектлар сони тахминан тенг деб тахмин қилинган бўлса-да, уларнинг узоқроқлиги сабабли ҳозирги кунга қадар камроқ ТДО кузатилганлигини англатади.

Нептун орти фазосининг бўлимлари

Классик ва 5:2 резонансли Койпер белбоғи обектлари билан солиштирганда, тарқоқ диск популяциясининг экссентриклиги ва мойиллиги

Маълум бўлган Нептун орти обектлари кўпинча иккита субпопуляцияга бўлинади: Койпер белбоғи ва тарқоқ диск[5]. Нептун орти обектларининг учинчи резервуари, Оорт булути гипотеза қилинган, аммо Оорт булутининг тўғридан-тўғри тасдиқланган кузатувлари амалга оширилмаган. Баъзи тадқиқотчилар тарқоқ диск ва „ажратилган обектлар“ билан тўлдирилган ички Оорт булути ўртасида ўтиш жойини таклиф қилишади[6].

Койпер камарига нисбатан тарқалган диск

Койпер белбоғи нисбатан қалин торус (ёки „донут“) бўлиб, тахминан 30 дан 50 а.б.[7] гача чўзилган бўлиб, Койпер белбоғининг иккита асосий популяциясини (КБО) ўз ичига олади: классик Койпер белбоғи обектлари (ёки „cубеwанос“). Нептун тегмаган орбиталарда ётадиган ва резонансли Койпер белбоғи обектлари; Нептун аниқ орбитал нисбатга эга бўлганлар, масалан, 2: 3 (обект Нептуннинг ҳар учта орбитаси учун икки марта айланади) ва 1: 2 (обект ҳар икки Нептун орбитаси учун бир марта айланади). Бу нисбатлар орбитал резонанслар деб аталади. 2:3 резонансда бўлганлар „плутинослар“ деб номланади, чунки Плутон уларнинг гуруҳининг энг катта аъзоси, 1:2 резонанслари эса „иккитинослар“ деб номланади.

Койпер белбоғидан фарқли ўлароқ, тарқоқ дискли аҳоли Нептун томонидан таъсирга учраши мумкин[8]. Давом эттирилаётган тадқиқотлар шуни кўрсатадики, кентаврлар , Юпитерва Нептун ўртасида айланиб юрувчи музли сайёралар синфи, шунчаки Нептун томонидан Қуёш тизимининг ички қисмига ташланган ТДО лар бўлиши мумкин. (29981) 1999 ТД 10 каби баъзи обектлар фарқни кичиклаштиради[9] ва Кичик сайёралар маркази расмий равишда барча Нептун орти обектларини каталоглайдиган (МПC) энди кентаврлар ва ТДО ларни биргаликда рўйхатга олади.

Бироқ, МПC Койпер белбоғи ва тарқоқ диск ўртасида аниқ фарқ қилади, бу барқарор орбиталардаги обектларни (Койпер белбоғи) тарқоқ орбиталардаги обектлардан (тарқалган диск ва кентаврлар) ажратиб туради. Бироқ, Койпер белбоғи ва тарқоқ диск ўртасидаги фарқ аниқ эмас ва кўплаб астрономлар тарқоқ дискни алоҳида популяция сифатида эмас, балки Койпер белбоғининг ташқи ҳудуди сифатида кўришади. Тарқалган дискнинг жисмлари учун „тарқалган Койпер белбоғи обекти“ (ёки ТКБО) атамаси ҳам ишлатилади.

Ажратилган обектлар

Кичик сайёралар маркази 90377 Седна Нептун орти обектини тарқоқ дискли обект сифатида таснифлайди. Унинг кашфиётчиси Майкл Э. Браун бунинг ўрнига уни тарқоқ дискнинг аъзоси эмас, балки ички Оорт-булут обекти сифатида кўриб чиқишни таклиф қилди, чунки перигелий масофаси 76 а.б. бўлганлиги сабабли, у тортишиш кучи таъсирига тушиш учун жуда узоқ масофада жойлашган[10]. Ушбу таърифга кўра, перигелийси 40 а.б. дан катта бўлган обект тарқалган дискдан ташқарида таснифланиши мумкин.

Седна ягона бундай обект эмас: (148209) 2000 CР 105 (Седнадан олдин топилган) ва 2004 ВН 112 Нептун таъсирида бўлиш учун жуда узоқда перигелий масофага эга. Бу астрономлар ўртасида кенгайтирилган тарқоқ диск (К-ТДО) деб номланган янги кичик сайёралар тўплами ҳақида мунозарага олиб келди[11]. 2000 CР 105, шунингдек, ички Оорт-булут обекти ёки (эҳтимол) тарқоқ диск ва ички Оорт булути ўртасидаги ўтиш обекти бўлиши мумкин. Яқинда бу обектлар „ажратилган“, ёки узоқдан ажратилган об’эктлар (УАО) деб атала бошлади.

Тарқалган ва ажратилган ҳудудлар ўртасида аниқ чегаралар йўқ. ТДО ларни „юқори экссентрик орбиталар, Нептун орқасида перигелий ва 1: 2 резонансдан ташқари ярим катта ўқлар“ деб таърифлаганлар. Ушбу таърифга кўра, барча узоқдан ажратилган обектлар ТДО лардир. Ажратилган жисмларнинг орбиталарини Нептуннинг тарқалиши орқали ҳосил қилиш мумкин эмаслиги сабабли, муқобил сочилиш механизмлари илгари сурилди, жумладан, ўтаётган юлдуз ёки узоқдаги, сайёра ўлчамидаги обект, шу билан бир қаторда, бу обектлар ўтаётган юлдуздан олинган деб тахмин қилинган.

ЖЛ Эллиотт ва бошқалар томонидан 2005-йилда Деэп Эcлиптиc Сурвей ҳисоботи томонидан киритилган схема икки тоифани ажратади: тарқоқ-яқин (яъни типик ТДО) ва тарқоқ-кенгайтирилган (яъни ажратилган обектлар)[12]. Тарқалган яқин жисмлар орбиталари резонанссиз, сайёра орбиталарини кесиб ўтмайдиган ва Тиссеранд параметри (Нептунга нисбатан) 3 дан кам бўлган жисмлардир. Тарқалган чўзилган жисмлар Тиссеранд параметрига эга (нисбий) Нептунга 3 дан катта ва ўртача экссентриклик 0,2 дан катта.

Орбиталар

Нептун орти обектларининг тақсимланиши, горизонталда ярим катта ўқ ва вертикал ўқда мойиллик. Тарқалган диск обектлари кулрангда, Нептун билан резонансга эга бўлган обектлар қизил рангда кўрсатилган. Классик Койпер белбоғи обектлари (cубеwанос) ва седноидлар мос равишда кўк ва сариқ рангга эга.

Тарқалган диск жуда динамик муҳитдир. Улар ҳали ҳам Нептун томонидан таъсирланиши сабабли, ТДО ларнинг орбиталари доимо бузилиш хавфи остида бўлиб Оорт булутига ёки ичкарига, кентаврлар популяциясига ва охир-оқибат Юпитер кометалар оиласига юборилади. Шу сабабли Гладман ва бошқалар олимлар ҳудудни тарқоқ эмас, балки тарқалиш диски деб аташни афзал кўради. Койпер белбоғидаги обектлардан (КБО) фарқли ўлароқ, тарқоқ дискли жисмларнинг орбиталари эклиптикадан 40 ° га қадар мойил бўлиши мумкин.]

ТДО лар одатда 50 а.б. дан катта ярим асосий ўқи бўлган ўрта ва юқори экссентрикликларга эга бўлган орбиталар билан тавсифланади, аммо уларнинг перигелийси уларни Нептун таъсирига олиб келади. Тахминан 30 а.б. перигелийга эга бўлиш тарқоқ жисмларнинг ўзига хос хусусиятларидан биридир, чунки бу Нептунга ўзининг тортишиш таъсирини ўтказишга имкон беради.

Классик обектлар (cубеwанос) тарқоқ обектлардан жуда фарқ қилади: барча кубеванларнинг 30 % дан ортиғи паст мойил, айланага яқин орбиталарда жойлашган бўлиб, уларнинг экссентрикликлари 0,25 га тенг. Классик обектлар 0,2 дан 0,8 гача экссентрикликларга эга. Тарқалган жисмларнинг мойиллиги экстремал КБО ларга ўхшаш бўлса-да, жуда оз сонли тарқоқ жисмларнинг орбиталари КБО популяциясининг кўп қисми каби эклиптикага яқин жойлашган.

Тарқалган дискдаги ҳаракатлар тасодифий бўлса-да, улар шунга ўхшаш йўналишларга амал қилишади, яъни ТДО лар Нептун билан вақтинчалик резонансларга тушиб қолишлари мумкин. Тарқалган дискдаги мумкин бўлган резонанс орбиталарига мисоллар 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 ва 4:79.

Шаклланиши

Ташқи сайёралар ва Койпер белбоғини кўрсатадиган симуляция: а) Юпитер/Сатурн 2:1 резонансидан олдин б) Нептун орбитал силжишидан кейин Койпер белбоғи жисмларининг Қуёш тизимига тарқалиши c) Юпитер томонидан Койпер белбоғи жисмларини чиқариб юборганидан кейин

Тарқалган диск ҳали ҳам яхши ўрганилмаган: Койпер белбоғининг ва тарқоқ дискнинг шаклланишининг барча кузатилган хусусиятларини тушунтирадиган ҳеч қандай модели ҳали таклиф қилинмаган.

Замонавий моделларга кўра, тарқоқ диск Койпер белбоғи обектлари (КБО) Нептун ва бошқа ташқи сайёралар билан тортишиш ўзаро таъсирида эксантрик ва мойил орбиталарга „тарқалганида“ ҳосил бўлган. Бу жараённинг қанча вақтда содир бўлгани ноаниқлигича қолмоқда. Бир гипотеза Қуёш тизимининг бутун ёшига тенг даврни тахмин қилади; иккинчиси тарқалиш Нептуннинг илк миграция даврида нисбатан тез содир бўлганлигини таъкидлайди.

Қуёш тизимининг бутун ёши давомида узлуксиз шаклланиш моделлари шуни кўрсатадики, Койпер белбоғидаги заиф резонансларда (масалан, 5:7 ёки 8:1) ёки кучли резонанслар чегараларида обектлар миллионлаб орбиталларда заиф орбитал беқарорликни ривожланиши мумкин. Айниқса, 4:7 резонанси катта беқарорликка эга. КБО лар, шунингдек, массив жисмларнинг яқин ўтиши ёки тўқнашувлар орқали беқарор орбиталарга ўтказилиши мумкин. Вақт ўтиши билан, тарқоқ диск аста-секин бу изоляция қилинган ҳодисалардан ҳосил бўлади.

Таркиби

Эрида ва Плутоннинг инфрақизил спектрлари, уларнинг умумий метан ютилиш чизиқларини таъкидлайди

Тарқалган жисмлар, Нептун орти обектлари каби, паст зичликка эга ва асосан сув ва метан каби музлатилган учувчи моддалардан иборат. Танланган Койпер белбоғи ва тарқоқ жисмларнинг спектрал таҳлили ўхшаш бирикмаларнинг белгиларини аниқлади.

Астрономлар дастлаб бутун Нептун орти аҳолиси худди шу минтақада пайдо бўлган ва бир хил жараёнларга дучор бўлганлиги сабабли, худди шундай қизил сирт рангини намоён қилади деб тахмин қилишган. Хусусан, ТДО ларда Қуёшдан келадиган қуёш нури таъсирида кимёвий жиҳатдан толинларга айланган кўп миқдорда сиртда метан бўлиши кутилган эди. Бу кўк нурни ўзлаштиради ва қизғиш ранг ҳосил қилади. Аксарият классик обектлар бу рангни акс эттиради, лекин тарқоқ обектларда ундай эмас; аксинча, улар оқ ёки кулранг кўринишга эга.

Майкл Э. Браун, тарқоқ жисмни кашф этган Эрида, унинг ранги оқарган бўлиши мумкин, чунки Қуёшдан ҳозирги масофада унинг метан атмосфераси бутун юзаси бўйлаб музлаб қолган ва бир дюйм қалинликдаги қатлам ҳосил қилади (ёрқин оқ муз). Плутон, аксинча, Қуёшга яқинроқ бўлганида, метан фақат совуқроқ, юқори албедо ҳудудларида музлаб, паст албедо толин билан қопланган ҳудудларни муздан ҳоли қолдиради.

Манбалар

  1. ↑ Маггиэ Масетти, (2007) „Cосмиc Дистанcе Сcалес – Тҳе Солар Сйстем“. Wебсите оф НАСА'с Ҳигҳ Энергй Астропҳйсиcс Сcиэнcе Арчиве Ресеарч Cентер. 2015-йил 1-августда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 2022-йил 4-июн.
  2. ↑ Шеппард, Сcотт С. (Оcтобер 16–18, 2005) „Смалл Бодиэс ин тҳе Оутер Солар Сйстем“. Неw Ҳоризонс ин Астрономй: Франк Н. Баш Сймпосиум 2005. 2006-йил 12-октябрда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 2022-йил 4-июн.
  3. ↑ Жеwитт, Давид C. (Аугуст 2009) [Неw Ҳоризонс ин Астрономй: Франк Н. Баш Сймпосиум 2005 „Сcаттеред Куипер Белт Обжеcц (СКБОс)“]. Институте фор Астрономй.
  4. ↑ ИАУ: Минор Планет Cентер, (2011-01-03) „Лист Оф Cентаурс анд Сcаттеред-Диск Обжеcц“. Cентрал Буреау фор Астрономиcал Телеграмс, Ҳарвард-Смитҳсониан Cентер фор Астропҳйсиcс.
  5. ↑ Морбиделли, Алессандро, Броwн, Мичаэл Э. (2004-11-01) „Тҳе Куипер Белт анд тҳе Примордиал Эволутион оф тҳе Солар Сйстем“. Ин М. C. Фестоу; Ҳ. У. Келлер; Ҳ. А. Wеавер (эдс.). Cомец ИИ. Туcсон (АЗ): Университй оф Аризона Пресс.
  6. ↑ Гомес, Родней С.; Фернандез, Жулио А.; Галлардо, Табаре, Брунини, Адриан (2008) „Тҳе Сcаттеред Диск: Оригинс, Дйнамиcс анд Энд Статес“. Универсидад де ла Републиcа, Уругуай.
  7. ↑ Де Санcтис, М. C., Cаприа, М. Т.; Cорадини, А. (2001) „Тҳермал Эволутион анд Дифферентиатион оф Эдгеwортҳ-Куипер Белт Обжеcц“. Тҳе Астрономиcал Жоурнал.
  8. ↑ Морбиделли, Алессандро, Левисон, Ҳаролд Ф. (2007) „Куипер Белт Дйнамиcс“. Ин Луcй-Анн Адамс МcФадден; Паул Роберт Wеиссман; Торренcе В. Жоҳнсон (эдс.). Энcйcлопедиа оф тҳе Солар Сйстем (2нд эд.).
  9. ↑ Силбер, Кеннетҳ (1999) „Неw Обжеcт ин Солар Сйстем Дефиэс Cатегориэс“. спаcе.cом. 2005-йил 21-сентябрда асл нусхадан архивланган. Қаралди: 2022-йил 4-июн.
  10. ↑ Броwн, Мичаэл Э „Седна (Тҳе cолдест мост дистант плаcе кноwн ин тҳе солар сйстем; поссиблй тҳе фирст обжеcт ин тҳе лонг-ҳйпотҳесизед Оорт cлоуд)“. Cалифорниа Институте оф Течнологй, Департмент оф Геологиcал Сcиэнcес.
  11. ↑ Гладман, Бретт Ж „Эвиденcе фор ан Эхтендед Сcаттеред Диск?“. Обсерватоире де ла Cоте д'Азур.
  12. ↑ Эллиот, Ж. Л., Керн, С. Д.; Cланcй, К. Б.; эт ал. (2005) „Тҳе Деэп Эcлиптиc Сурвей: А Сеарч фор Куипер Белт Обжеcц анд Cентаурс. ИИ. Дйнамиcал Cлассифиcатион, тҳе Куипер Белт Плане, анд тҳе Cоре Популатион“. Тҳе Астрономиcал Жоурнал.

Ҳаволалар

"https://new.ziyosfera.uz/ziyo/Tarqalgan_disk" dan olindi