חגורת קייפר

מתוך Astropedia

קפיצה אל: ניווט, חיפוש

חגורת קייפר (באנגלית: Kuiper Belt) או חגורת קייפר-אדג'וורט (באנגלית: Edgeworth-Kuiper belt) היא אזור המצוי מעבר למסלולו של נפטון, במרחק של בין כ 30 לכ 50 יחידות אסטרונומיות מהשמש. חגורת קייפר מכילה גופים קטנים וכוכבי לכת ננסיים (ראו גם: אסטרואידים ושביטים) במסה כוללת של בין 0.01 ל 0.1 מסות כדור הארץ.

גופים מעבר למסלולו של נפטון, קרויים גם עצמים מעבר לנפטון (באנגלית: Trans Neptunian Objects או בקיצור ‎TNOs). נהוג לחלק עצמים אלו לשלוש קבוצות לפי מסלוליהם: חגורת קייפר, הדיסקה המפוזרת ועננת אורט. מאמר זה דן הן בחגורת קייפר והן בדיסקה המפוזרת (באנגלית: Scattered Disk).

תוכן עניינים

היסטוריה

בשנת 1930 התגלה פלוטו, שבאותה עת היה העצם הרחוק ביותר במערכת השמש. פלוטו זכה למעמד של כוכב לכת, מעמד שאותו איבד בשנת 2006 (ראו: הגדרה לכוכבי הלכת). מספר חודשים לאחר גילויו של פלוטו כתב האסטרונום פרדריק לאונרד (Frederick Leonard) כי יתכן שיש עצמים נוספים מעבר למסלולו של פלוטו. עשור מאוחר יותר בשנת 1943, הציע קנט' אדג'וורט' (Kenneth Edgeworth) כי "הערפילית הסולרית" שממנה נוצרה מערכת השמש (ראו: היווצרות מערכת השמש) היתה דלילה מדי מעבר למסלול של נפטון ועל כן לא יצרה כוכבי לכת גדולים, אבל יתכן כי נוצרו בה גופים קטנים רבים. ב 1951 האסטרונום ג'רארד קייפר (Gerard Kuiper) חזר על הצעתו של אדג'וורט' וזאת על סמך העובדה כי אם מבצעים אקסטרופלציה למסת כוכבי הלכת כתלות במרחקם מהשמש מקבלים כי צריכה להיות מסה נכבדת בשעור של כ 30 פעמים מסות כדור הארץ במרחק של בין כ 30 לכ 50 יחידות אסטרונומיות מהשמש. בעותה עת שיערו שמסתו של פלוטו היא כמסת כדור הארץ (כיום אנו יודעים כי מסתו של פלוטו היא רק 0.2% ממסתו של כדור הארץ) ועל כן העריך קייפר כי מסתו של פלוטו גדולה מספיק על מנת להפריע את מסלוליהם של גופים הנמצאים באזור זה ובעקבות כך לא יוותרו כיום שרידים רבים מאותה "חגורת אסטרואידים וגופי קרח" מעבר למסלולו של נפטון.

שתי עובדות שינו תפיסה זו. ראשית ההבנה שמסתו של פלוטו קטנה מאד ויתכנו מסלולים יציבים באזור זה במערכת השמש. מעבר לכך, בשנת 1992 התגלה העצם הראשון (מלבד פלוטו) שמסלולו חיצוני לזה של כוכב הלכת נפטון - העצם זכה לשם 1992 QB1. מאז גילוי זה התגלו באזור זה של מערכת השמש למעלה מאלף גופים. הגדול מבין גופים אלו הינו כוכב הלכת הננסי אריס שהוא אף גדול יותר מפלוטו.

משפחות דינמיות

העצמים שהתגלו עד היום בחגורת קייפר מחולקים לשלוש משפחות דינמיות. המשפחות הדינמיות נקבעות לפי האלמנטים של מסלול הגופים: נטיית המסלול, האקצנטריות המסלולית וחצי הציר הארוך של המסלול. לעצמים השיכים לכל אחת מהמשפחות הדינמיות מאפיניים מסלוליים דומים. הקבוצות הדינמיות הן:

  1. חגורת קייפר הקלאסית
  2. עצמים בתהודה מסלולית עם נפטון
  3. הדיסקה המפוזרת

להלן פירוט של המשפחות הדינמיות ומאפייניהן:

חגורת קייפר הקלאסית

חגורת קייפר הקלאסית (באנגלית: Classical Kuiper Belt) או קיובאנוס (באנגלית: Cubewanos או Classical KBOs) מכילה עצמים בעלי נטיית מסלול ואקצנטריות מסלולית קטנות יחסית והגופים בה נמצאים במרחקים אופיינים של בין כ 30 ל 50 י"א מהשמש.

חגורת קייפר מסתיימת באופן חד במרחק של כ 50 יחידות אסטרונומיות מהשמש. חוסר העצמים במרחקים אלו איננו נובע מהקושי לגלות עצמים רחוקים (עוצמת האור דועכת עם החזקה הריבועית של המרחק) אלא היא אמיתית. ככל הנראה, "הקצה" הנ"ל מתואם עם מסלולים הנמצאים בתהודה מסלולית של 1:2 עם נפטון (מסלולים הנמצאים במרחק של כ 47.8 יחידות אסטרונומיות מהשמש), קרי על כל הקפה אחת של עצם את השמש נפטון משלים שתי הקפות סביבה. הסיבה הדינמית ל"קצה" החד של חגורת קייפר איננה ידועה. בין ההסברים האפשריים: קיומו של גוף מאסיבי מעבר למסלולו של נפטון ומעבר של כוכבים בקרבת השמש.

התפלגות נטיית המסלול בחגורת קייפר הקלאסית מצביעה על קיומן של שתי תתי אוכלוסיות. אוכלוסיה קרה עם נטיית מסלול אופיינית של כ 4 מעלות ממישור המילקה ואוכלוסיה חמה עם התפלגות רחבה של עד כ 30 מעלות ממישור המילקה. ככל הנראה עצמים באוכלוסיה החמה הם תוצאה של "התנגשויות" של עצמים בחגורה הקרה. התנגשויות אלו ערערו מעט את מסלול הגופים והגדילו את נטיית המסלול שלהם.

בנוסף, קיימים הבדלים בצבעים הנצפים של שתי האוכלוסיות, כאשר עצמים עם נטיית מסלול נמוכה (אוכלוסיה קרה) נוטים להיות אדומים יותר ואילו עצמים עם נטיית מסלול גבוהה הם בממוצע כחולים יותר. יתכן כי ההבדלים נובעים כתוצאה מהתנגשויות ישירות בין גופים בחגורת קייפר.

האכלוסיה הקרה שונה בצבע גם מפלוטינוס (עצמים בתהודה מסלולית עם נפטון, ראו להלן) ועצמים בדיסקה המפוזרת, בעוד האוכלוסיה החמה דומה לפלוטינוס ולעצמים בדיסקה המפוזרת.

עצמים בתהודה מסלולית

עצמים בתהודה מסלולית כוללים גופים שזמן ההקפה שלהם את השמש הינו שבר רציונלי (גדול או שווה מ 1) ביחס לזמן ההקפה של נפטון את השמש. עצמים אלו נמצאים בתהודה מסלולית עם נפטון. ככל הנראה עצמים אלו נלכדו בתהודה מסלולית בעת "הגירה" (Migration) של כוכב הלכת נפטון.

ניתן לחלק את העצמים בתהודה מסלולית למשפחות הבאות:

פלוטינוס (באנגלית: Plutinos) – עצמים, שבדומה לפלוטו, מצויים ברזוננס (תהודה) של 2:3 עם כוכב הלכת נפטון (קרי, בזמן שנפטון משלים 3 הקפות סביב השמש הם משלימים 2 הקפות סביב השמש).

היפר-פלוטינוס (באנגלית: Hyperplutinos) – עצמים בחגורת קייפר הנמצאים ברזוננסים גבוהים יותר עם פלוטו (רזוננס שאינו 2:3).

הטרויאנים של נפטון (באנגלית: Neptune Trojans) הינם עצמים שמקיפים את השמש במסלול הדומה לזה של נפטון ונעים בנקודות לגראנג' הרביעית והחמישית של מסלול נפטון ביחס לשמש.

הדיסקה המפוזרת

הדיסקה המפוזרת (באנגלית: Scaterd Disk) היא אזור בחגורת קייפר בו מצויים עצמים בעלי מסלולים אקסצנטרים ובעלי נטיה מסלולית גבוהה. סה"כ מספר העצמים בדיסקה המפוזרת דומה למספר העצמים בחגורת קייפר.

ישנן מספר דרכים להגדיר את הדיסקה המפוזרת. אחת ההגדרות היא ההגדרה הדינמית שלהלן: כאשר בוחנים את אלמנטי המסלול של עצמים באזור חגורת קייפר ניתן למפות מסלולים שעשויים להביא את הגופים למעבר סמוך לכוכב הלכת נפטון ב 4 מיליארד שנה האחרונות. גוף שייך לדיסקה המפוזרת באם המסלול שלו יביא אותו למעבר סמוך לכוכב הלכת נפטון ב 4 מיליארד שנה האחרונות.

רוב המסלולים שניתן לבחור באקראי בדיסקה המפוזרת אינם יציבים והם בעלי אורך חיים של כמאה מיליון שנים בלבד. ככל הנראה הדיסקה המפוזרת הינה המקור של שביטים מ"משפחת השביטים של צדק". אורך חיים קצר זה יגרום לנו לצפות שאזור הדיסקה המפוזרת יהיה נקי מעצמים - אבל הסיבה לכך שעדיין ישנם עצמים בדיסקה המפוזרת נובעת מכך שכ 1% מהמסלולים האקראים באזור זה הינם יציבים על סקאלות זמן של גיל מערכת השמש. על כן, ככל הנראה, בעבר היתה הדיסקה המפוזרת הרבה יותר מאסיבית ממה שהיא היום.

קיימים שני תסריטים שעשויים להסביר את הייווצרות הדיסקה המפוזרת:

  1. זליגה של עצמים קלאסיים לחגורה המפוזרת בעיקר כתוצאה מהפרעות למסלוליהם על-ידי נפטון.
  2. הדיסקה המפוזרת נוצרה בתהליך היווצרות מערכת השמש והיתה מאסיבית פי 100 מאשר היום, וכיום שרדו בה רק 1% מהעצמים. ע"פ תסריט זה הדיסקה המפוזרת הינה למעשה הקצה הפנימי של עננת אורט וחלק מתהליך ההיווצרות של העננה.

על סמך כמות העצמים בדיסקה המפוזרת ניתן לפסול את האפשרות הראשונה וכיום נראה כי האפשרות השנייה היא הנכונה.

בעיית המסה החסרה

המסה של חגורת קייפר מוערכת להיות בין 0.01 ל 0.1 מסות כדור הארץ. אם זאת, המסה של הדיסקה שממנה נוצרה מערכת השמש באזור המרחקים שבין 30 ל 50 י"א, הינו לפחות 30 מסות ארץ. כלומר, כיום נותרה כאלפית מהמסה הראשונית בחגורת קייפר. בעיה נוספת הינה שבהינתן כמות הגופים הנוכחית בחגורה לא ניתן ליצור ע"י התנגשויות גופים גדולים (כמו פלוטו ואריס).

סימולציות מחשב דינמיות מראות שככל הנראה בעבר, עם שלבי ההיווצרות הראשונים של מערכת השמש, חגורת קייפר אכן הייתה מאסיבית (לפחות כ 10 מסות ארץ) ולגופים בה היתה אקסצנטריות מסלול נמוכה מאד. כאשר אקסצנטריות המסלול נמוכה אזי המהירויות היחסיות בין גופים שעוברים זה בסמוך לזה הינה נמוכה וכאשר הם מתנגשים הם עשויים ל"הידבק" במקום להרוס זה את זה. על כן הם יכלו ליצור גופים גדולים ע"י התנגשויות תוך פרק זמן של עשרות עד מאות מיליוני שנה. בניית הגופים נעצרה כאשר כוכב הלכת נפטון סיים את התהוותו והחל להפריע את מסלוליהם של הגופים בחגורה. ההפרעות הכבידתיות מכוכב הלכת נפטון גרמו להגדלת אקסצנטריות המסלול של גופים בחגורה ועל כן ההתנגשויות ביניהן הפכו מהתנגשויות בונות להתנגשויות מהירות, שוחקות והורסות. הפרעות אלו של כוכב הלכת נפטון (ואולי סיבות נוספות) גרמו גם להעפת גופים מהחגורה וצימצום מסתה הכוללת.

בנוסף לכך, מודל זה מסביר את השכיחות הגבוהה של עצמים כפולים (ראו להלן) בחגורת קייפר.

תכונות ומאפיינים

התפלגות הגודל

עקומת האור של כוכב שעבר ליקוי כתוצאה מהסתרה ע"י עצם בחגורת קייפר. הקווים האדומים מייצגים את המדידות (והשגיאות), הקו המקווקו מייצג את המודל הפיזיקלי והריבועים הוורודים מייצגים את המודל לאחר שנדגם מחדש באותו אופן שבו נדגמות המדידות. העליות והירידות בעקומת האור התאורטית (המודל) נובעות כתוצאה מתופעת העקיפה של האור, המתנהג באופן גלי. (Schlichting et al)
עקומת האור של כוכב שעבר ליקוי כתוצאה מהסתרה ע"י עצם בחגורת קייפר. הקווים האדומים מייצגים את המדידות (והשגיאות), הקו המקווקו מייצג את המודל הפיזיקלי והריבועים הוורודים מייצגים את המודל לאחר שנדגם מחדש באותו אופן שבו נדגמות המדידות. העליות והירידות בעקומת האור התאורטית (המודל) נובעות כתוצאה מתופעת העקיפה של האור, המתנהג באופן גלי. (Schlichting et al)
התפלגות הגדלים של עצמים בחגורת קייפר. מדידת שכיחות העצמים ע"י המדידה החדשה מוצגת בקווים אדומים (Schlichting et al)
התפלגות הגדלים של עצמים בחגורת קייפר. מדידת שכיחות העצמים ע"י המדידה החדשה מוצגת בקווים אדומים (Schlichting et al)

מתצפיות בעצמים בחגורת קייפר עולה כי מספר העצמים, N, כתלות ברדיוסם, r, ניתן לביטוי ע"י חוק חזקה מהסוג: N(>r)\,\propto r^{1-q}

כאשר הנירמול של ההתפלגות הנ"ל הינו 5.4 עצמים למעלה רבועה הגדולים מרדיוס של כ 45 ק"מ, בקרבת המילקה.

או בצורה דיפרנציאלית:

N(r)\propto r^{-q}

עם q\cong4.5 חוק החזקה הנ"ל נכון עבור עצמים שרדיוסם גדול מכ 40 ק"מ. עבור עצמים קטנים יותר קיימות עדויות תצפיתיות לכך שחוק החזקה משנה את אינדקס החזקה שלו (חוק חזקה שבור), אם כי הערך המדויק של אינדקס החזקה איננו ברור והוא ככל הנראה נע בין 3 ל 4.2.

מדידות התפלגות הגודל עבור עצמים קטנים הינן קשות במיוחד מאחר ועצמים אלו, מפאת בהירותם הנמוכה, כמעט ולא ניתנים לתצפית ישירה באמצעות הטלסקופים הפועלים כיום. דרך אחת לגלותם הינה באמצעות ליקויים של כוכבים רחוקים (ראו גם: התגלה עצם בחגורת קייפר באמצעות ליקוי ופרוט על שיטות גילוי בהמשך). כאשר עצם קטן בחגורת קייפר עובר ביננו לבין כוכב, עוצמת אורו של הכוכב תרד לפרק זמן קצר של כעשירית השנייה. מחיפוש ליקויים כאלו ניתן להעריך את מספרם של עצמי חגורת קייפר הקטנים.

לאחרונה (ינואר 2010) התגלה עצם בודד כזה ע"י ליקוי (ראו עקומת אור משמאל) וממנו אנו למדים כי אינדקס חוק החזקה מתחת לרדיוס של כ 45 ק"מ אכן משתנה.

חשיבות התפלגות הגדלים של עצמי חגורת קייפר היא שמתוך התפלגות זו ניתן ללמוד על התהליכים הדינמיים בחגורה ועל החוזק המבני של עצמים אלו. הסיבה לכך היא כי עצמים קטנים בחגורה נשברים לעצמים קטנים אף יותר כתוצאה מהתנגשויות. ניתן להעריך תאורטית את התפלגות הגדלים ולהראות כי במידה ועצמי חגורת קייפר הם "ערמות חצץ" המוחזקות ע"י כח הכבידה שלהם אזי אנו מצפים ל q\approx3.0, בעוד במידה והם "מונוליטים" המוחזקים ע"י חוזק מבני אזי q\approx3.5.

באיור למטה משמאל מוצגים החסמים הנוכחיים של התפלגות הגדלים של עצמים קטנים בחגורת קייפר.

אלבדו אופייני

מדידת האלבדו (אחוז האור המוחזר) של עצמי חגורת קייפר היא קשה יחסית מפאת בהירותם הנמוכה. מדידות אלבדו מצריכות בד"כ תצפיות סימולטניות בתחום האינפרא אדום והאור הנראה או מתצפית על עצמים זוגיים, ועל כן נמדד האלבדו רק לכתריסר עצמי חגורת קייפר. הערכים המדודים של האלבדו של עצמי חגורת קייפר אינם אחידים והם נעים בין כ 3% ועד ל 65%. הגופים הידועים בעלי האלבדו הגבוה ביותר בחגורת קייפר הם 2003 EL61 ופלוטו (65% וכ 40% בהתאמה). הערכה היא כי האלבדו הגבוה של גופים אלו נובע מנוכחות של קרח טרי על פני הקרקע שלהם. מאחר ופגיעה של קרניים קוסמיות בגופים אלו גורמת לקרח "להתכהות" אזי הקרח על גופים אלו חייב להיות צעיר יחסית והערכה היא שהקרח נוצר ע"י התעבות זמנית של האטמוספרה כאשר מסלולם האליפטי הביא אותם למרחקים גדולים מהשמש - קרי הם נמצאים בקרבת נקודת האפיהליון שלהם.

צבע

אינדקס הצבע של עצמים (הפרש הבהירות שלהם כפי שנמדד בין שני פילטרים סמוכים) עשוי ללמד על הרכב העצם והתהליכים הפיזיקלים אליהם חשופים פני השטח שלהם. עצמי חגורת קייפר מראים פיזור בצבעים האופיינים שלהם. פיזור זה נצפה בכל סוגי האוכלוסיות בחגורת קייפר וטבעו איננו ברור. בנוסף קיימים מתאמים בין המרחק האופייני של הגוף מהשמש והצבע שלו וכן נטיית המסלול והצבע. המתאמים הללו הינם חזקים בעיקר עבור אינדקס הצבע B-V.

המודל הבסיסי שעשוי להסביר את מאפייני הצבע של עצמי חגורת קייפר כולל שני מנגנונים עיקריים:

  • התכהות והאדמה (בלייה חללית - space weathering) של הגופים כתוצאה מפגיעת קרניים קוסמיות.
  • התנגשויות בין הגופים שעשויות לחשוף חומר טרי בעל אלבדו גבוה יותר וצבע כחול יותר.

שני המנגנונים פועלים בערך על אותן סקאלות זמן.

למודל זה שתי תחזיות עיקריות שאינן נצפות בפועל:

  • השינוי בצבע של עצם חגורת קייפר כתוצאה מסיבובו סביב צירו (קרי כתוצאה מצבע שונה של אזורים שונים על פני העצם) יהיה גדול כמו פיזור הצבעים של האוכלוסיה כולה.
  • הצבע יהיה תלוי בגודל העצם מאחר ופרקי הזמן להתנגשויות בין עצמים קטנים הינו קצר יותר.

ספקטרום

מבחינה ספקטרלית ניתן לחלק את עצמי חגורת קייפר לשלושה סוגים עיקריים:

עולמות המים

הספקטרום של עצמים אלו מראה קוי בליעה חזקים באזור ה 1.5 מיקרון ו 2.0 מיקרון. קווים אלו מלמדים על נוכחות של קרח מים. במרחק של כ 40 יחידות אסטרונומיות, הטמפרטורה האופיינית של גופים בחגורת קייפר היא 35 עד 45 מעלות קלווין (ראו טמפרטורת שיווי משקל של גוף בשדה קרינה), עבור אלבדו של 60% ו 1%, בהתאמה. בטמפרטורות כאלו הקרח יציב ואיננו עובר המראה. הספקטרום של לפחות חלק מהגופים מלמד אותנו כי הקרח על פניהם הינו בצורה קריסטלית (גבישית) בניגוד לקרח אמורפי. קיום של קרח גבישי על גבי עצמים אלו מרמז כי בתקופה כלשהי בעבר הטמפרטורה האופיינית על פני הגופים עלתה על 100 מעלות קלווין.

בנוסף, כאשר קרח גבישי מופצץ על ידי חלקיקי רוח השמש וחלקיקים של הקרינה הקוסמית, המבנה הסדור שלו נשבר והוא הופך לקרח אמורפי. הזמן האופייני של תהליך זה הינו קצר יחסית, מסדר גודל של כ 1 עד 10 מיליון שנה. הסבר אפשרי לקיומו של קרח גבישי הוא שהקרח נוצר בתוככי העצמים הללו בתקופה בה הם היו בעלי חום פנימי (לדוגמא כתוצאה מהתפרקות רדיו-אקטיבית) שפרץ החוצה בגייזרים של קרח. אם זאת, מודל זה מצריך יצירה מחודשת של הקרח הגבישי שאולי נובעת מפגיעות של מטאוריטים בקרקע של הגוף וחושפים את פני השטח שלו.

לקבוצה זו משתייכים העצמים 50,000 (Quaoar) ו 2003 EL61.

מטנואידים

הספקטרום האופייני של עצמים אלו מלמד על נוכחות של קרח של מתאן (CH4) על פניהם. על פני פרקי זמן ארוכים קרח של מתאן איננו יציב מפני המראה (סובלימציה) ועל כן הוא משתחרר לאיטו לחלל. על פני פרקי זמן של גיל מערכת השמש, עצם גדול בחגורת קייפר (כדוגמת פלוטו) עשוי לשחרר מפניו מתאן בכמות שוות ערך למתאן בעובי שכבה של מספר ק"מ. על כן תהליך יצירת המתאן בגופים אלו איננו ברור.

לקבוצה זו משתייכים העצמים פלוטו, 2003 ֹUB313 וירחו של נפטוון טריטון שמקורו ככל הנראה בחגורת קייפר.

גופים בעלי ספקטרום חלק

גופים אלו לא מראים קווי בליעה חזקים בספקטרום בתחום האינפרא-אדום.

מערכות זוגיות

תצפיות של עצמים בחגורת קייפר מראות כי לחלק נכבד מהם יש בן לוויה. ל 22_{-5}^{+10}\% מהעצמים בחגורת קייפר הקלאסית הקרה יש בן לוויה במרחק זוויתי גדול מכ 60 אלפיות שניית קשת (שקול לכ-2000 ק"מ במרחק של 45 יחידות אסטרונומיות). לעומת זאת, השכיחות של הכפולים בין כל יתר הקבוצות הדינמיות בחגורת קייפר הינו 5_{-2}^{+4}\%

בנוסף ידועות מערכות כפולות בחגורת קייפר שבהם המרחק בין בני הזוג קטן אף יותר ובחלק מהמקרים בני הזוג כמעט ונוגעים זה בזה. מערכות כאלו התגלו ע"י תצפיות פוטומטריות וזיהוי ליקויים הדדים של בני הזוג.

למערכות כפולות חשיבות גדולה מאחר והן מאפשרות לנו לאמוד את המסה והצפיפות של בני הזוג ועל כן ללמוד על המבנה הפנימי שלהם. בנוסף לכך, השכיחות של המערכות הכפולות מלמדת אותנו על התהליכים הדינמיים שבהם נוצרו הגופים הללו. המנגנונים העיקריים ליצירת זוגות בחגורת קייפר הינם חיכוך דינמי שבו עצמים החולפים סמוך זה לזה נקשרים כתוצאה מאינטרקציה כבידתית עם גופים נוספים והתנגשויות שמשאירות שאריות במסלול סביב הגוף הגדול.

וראו גם ערך על אסטרואידים כפולים.


נספח מתמטי

זמן אופייני ל"התעגלות המסלול" (Circularization) של מערכת של שני עצמים - הפיכת המסלול מאקסצנטרי למעגלי ניתן ע"י (גולדרייך וסוטר):

\tau_{circ}=\,\frac{4Q_{2}M_{2}}{63M_{1}}\sqrt{\frac{a^{3}}{G(M_{1}+M_{2})}}\Big(\frac{a}{R_{2}}\Big)^{5}

כאשר M1 ו M2 הם המסות של הגוף הראשי והמשני, R2 רדיוס המשני, a המרחק בין שני הגופים, G קבוע הכבידה העולמי ו Q2 הינו קבוע המתאר את יעילות הדיספציה - Q גבוה מייצג קצב איבוד אנרגיה נמוך ביחס לאנרגיה האגורה במערכת. עבור גופים סלעיים במערכת השמש Q הינו מסדר גודל של עשרות או מאות.

כמו כן, מערכות אלו יגיעו לסינכוניצזיה מלאה תוך פרק זמן אופייני של:

\tau_{dis}=\,\frac{Q_{1}R_{1}^{3}\omega_{1}}{GM_{1}}\Big(\frac{M_{1}}{M_{2}}\Big)^{2}\Big(\frac{a}{R_{1}}\Big)^{6}

כאשר אינדקס 1 מציין פרמטרים עבור הגוף הראשי ו ω1 הינה תדירות הסיבוב הזוויתי ההתחלתית של בן הזוג הראשי. נציין כי הנוסחא הנ"ל היא עבור זמן הסינכרוניזציה של הגוף הראשי, בעוד זמן הסינכרון של הגוף המשני קצר יותר.

שיטות גילוי ומחקר

זיהוי ישיר

השיטה הפשוטה והשכיחה למציאת עצמים חוץ נפוטניים היא חיפוש ישיר באמצעות טלסקופים. כמעט כל הגופים שהתגלו עד היום בחגורת קייפר נמצאו בחיפוש ישיר. השיטה המקובלת לחיפוש עצמים כאלו היא צילום אזור בשמיים לפחות פעמיים, כאשר התמונות נלקחות בהפרש של לפחות שעה זו מזו. בפרק זמן זה עצמים במערכת השמש זזים מעט על פני כיפת השמיים ותנועתם זו מסגירה את היותם קרובים אלינו. מרביתה של תנועה זו היא תוצאה של תנועת כדור הארץ סביב השמש (פרלקסה) ומיעוטה הוא כתוצאה מתנועת העצמים בחגורת קייפר. הסיבה לכך היא שעצמים בחגורת קייפר מקיפים את השמש במהירות אופיינית של כ 4.7 ק"מ לשנייה (ראו: חוקי קפלר), בעוד כדור הארץ מקיף את השמש במהירות של כ 30 ק"מ לשנייה. מהירות התנועה הנראית של עצמי חגורת קייפר על פני כיפת השמיים יכולה להגיע לעד כדי כ-100 שניות קשת ביום.

עוצמת האור של גוף המחזיר את אור השמש, ומרחקו מהשמש שווה בערך למרחקו מהצופה, דועך עם החזקה הרביעית של מרחקו מהשמש (ראו בהירות). על כן היכולות שלנו לגלות עצמים ב"קצה מערכת השמש" ע"י תצפית ישירה פוחתת במהירות עבור גופים רחוקים, כלומר שיטת הזיהוי הישיר טובה רק עבור גופים גדולים יחסית של עשרות רבות של ק"מ.

ליקויים

עקומות האור של ליקוי כפי שחושב עבור מקור נקודתי ועצם שגודלו 0.3 פעמים רדיוס פרנל. שלוש העקומות הינן עבור מרחק מעבר מינמלי של 0 1 ו 2 רדיוסי פרנל.
עקומות האור של ליקוי כפי שחושב עבור מקור נקודתי ועצם שגודלו 0.3 פעמים רדיוס פרנל. שלוש העקומות הינן עבור מרחק מעבר מינמלי של 0 1 ו 2 רדיוסי פרנל.

השיטה המבטיחה ביותר כיום למצוא עצמים קטנים מכ-40 ק"מ בחגורת קייפר הינה באמצעות ליקויים של כוכבים (ראו גם: התכסויות כוכבים בכוכבי לכת ועננת אורט). נכון להיום, ככל הנראה, התגלה עצם אחד בחגורת קייפר באמצעות ליקוי (ראו איור משמאל) - רדיוס העצם כחצי ק"מ והוא מצוי במרחק של כ 45 יחידות אסטרונומיות מהשמש.

כתוצאה מטבעו הגלי של האור ובפרט תופעת העקיפה, ליקויים של כוכבים ע"י עצמים בחגורת קייפר יראו שינויים מורכבים יותר בעוצמת האור ביחס להתכסות גאומטרית פשוטה. בתחום האור הנראה, רדיוס פרנל של עצם המצוי במרחק של 40 יחידות אסטרונומיות הינו כ-1 ק"מ. על כן התכסויות של כוכבים ע"י עצמים קטנים מגודל זה נשלטות ע"י התאבכות ולעומתן התכסויות של עצמים גדולים יותר יהיו בקירוב התכסויות גאומטריות. באיור משמאל מוצגות עקומות האור של ליקוי תאורטי כזה כפי שחושב עבור מקור נקודתי ועצם שגודלו 0.3 רדיוסי פרנל. שלושת העקומות הינן עבור מרחק מעבר (על פני כיפת השמיים) מינמלי של 0 1 ו 2 רדיוסי פרנל.

ניתן לחשב את עקומות האור הנ"ל ע"י הנוסחאות הבאות: שדה הקרינה מכוכב מרוחק הנוצר כתוצאה מהסתרה של דיסקה אטומה שרדיוסה ρ פעמים רדיוס פרנל ועוברת במרחק ζ (ביחידות של רדיוס פרנל) מקו הראייה לכוכב ניתן ע"י:

A_{\rho}(\zeta) = 1 + i \pi
              e^{\frac{1}{2} i \pi \zeta^{2}}
              \int_{0}^{\rho}
              {e^{\frac{1}{2} i \pi \eta^{2}} J_{0}(\pi \zeta \eta) \eta d\eta}

כאשר J0 הינה פונקצית בסל מסדר ראשון ועוצמת הקרינה ניתנת ע"י:

I_{\rho} \,=\, A_{\rho}{\rm conj}(A_{\rho})

חלליות

חלליות מעולם לא ביקרו את פלוטו או בחגורת קייפר. ארבע החלליות שיצאו ממערכת השמש (וויאג'ר 1 ו 2, פיוניר 10 ו 11) לא חלפו בסמוך לפלוטו ובזווית הטייה גבוהה ביחס למישור החגורה. על-כן, מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA) שיגרה ב 2006 את החללית New Horizon (אופק חדש) כשמטרתה להגיע אל פלוטו ב 2015, ולחקור גופים נוספים בחגורת קייפר.

דוגמאות לגופים מחגורת קייפר

כיום מוכרים מעל ל 1000 עצמים בחגורת קייפר כאשר הגדולים ביותר הם בעלי קוטר של למעלה מ 500 ק"מ. להלן מספר דוגמאות:

  • אריס: כוכב הלכת הננסי הגדול ביותר במערכת השמש, קוטרו כ 2600 ק"מ. אריס מצוי בדיסקה המפוזרת והמרחק הממוצע שלו מהשמש כ 68 יחידות אסטרונומיות.
  • פלוטו וכארון: קוטר 2320 ק"מ, מרחק ממוצע מהשמש: 39.4 י"א. החל מגילויו ב 1930 נחשב פלוטו ככוכב הלכת התשיעי, עד ש"מעמדו הופחת" ב 2006 וכיום הוא מוגדר ככוכב לכת ננסי. כארון, שהתגלה ב 1978, מקיף את פלוטו בתנועה מסונכרנת: זמן ההקפה של כארון שווה לזמן סיבובו סביב צירו ושווה גם לזמן סיבובו של פלוטו סביב צירו. קוטרו של כארון שווה לכמחצית מקוטרו של פלוטו. לפלוטו יש אטמוספרה דלילה של גזים הקופאים בעת החורף. מלבד כארון, סובבים את פלוטו שני ירחים נוספים, הידרה וניקס.
  • מקמק: קוטר: כ 1,500 ק"מ, מרחק ממוצע מהשמש: 45.7 י"א. מקמק דומה בהרכבו לפלוטו, צירוף של סלע וקרח, אם כי אין ירחים הסובבים סביבו.
  • האומאה: קוטר: כ 1,400 ק"מ, מרחק ממוצע מהשמש: 43.1 י"א. צורתו האליפטית של האומאה מרמזת שצפיפותו גבוהה יחסית לשאר גופי חגורת קייפר, כלומר שרובו עשוי ממינרלים סיליקטיים ולא מקרח. להאומאה שני ירחים קטנים. גופים אחרים מהחגורה, שחולקים פרמטרי מסלול דומים לאלו של האומאה, הם כנראה גופים שנזרקו ממנו בעקבות התנגשויות.
  • אורקוס: קוטר: כ 950 ק"מ, מרחק ממוצע מהשמש: 39.2 י"א. נמצא בתהודה מסלולית של 3:2 עם נפטון. לאורקוס ירח אחד מוכר.
  • קוואוואר: קוטר: כ 890 ק"מ, מרחק ממוצע מהשמש: 43.6 י"א. לקוואוואר ירח ידוע אחד.
  • וארונה: קוטר: למעלה מ 500 ק"מ, מרחק ממוצע מהשמש: 43.1 י"א.


ראו גם

חדשות

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק

כלים אישיים