柯伊伯帶

柯伊伯帶

柯伊伯帶(英語:Kuiper belt,還稱作艾吉沃斯-柯伊伯帶,或譯作庫柏帶)是太陽系海王星軌道(距離太陽約30天文單位)外側的黃道面附近、天體密集的中空圓盤狀區域。

柯伊伯帶的假說最初是由愛爾蘭裔天文學家艾吉沃斯提出,並在十年後再由另一位天文學家柯伊伯再度獨立提出。

  • 中文名稱
    柯伊伯帶
  • 外文名稱
    Kuiper
  • 領域
    天文學
  • 位置
    太陽系的盡頭
  • 本質
    離太陽50—500天文單位一個環帶
  • 名稱由來
    傑拉德―柯伊伯

基本介紹

柯伊伯帶的位置處于距離太陽40至50天文單位低傾角的軌道上。該處過去一直被認為空無一物,是太陽系的盡頭所在。但事實上這裏熱鬧無比,滿布著直徑從數公裏到上千公裏的冰封物體。柯伊伯帶上的這些物體是怎麽成形的呢?如果按照行星形成的吸積理論來解釋,那就是他們在繞日運動的過程中發生碰撞,互相吸引,最後黏附成一個個大小不一的天體,形成現在的樣子。

柯伊伯帶是現時我們所知的太陽系的邊界,是太陽系大多數彗星的來源地。打從冥王星被發現就有天文學家認為冥王星應該排除在太陽系的行星之外,而由于冥王星的大小和柯伊伯帶內大的小行星大小相近,20世紀末更有主張該歸入柯伊伯帶小行星的行列當中;而冥王星的衛星則應被當作是其伴星。在2006年8月的國際天文學聯合會已經將冥王星、谷神星與新發現的鬩神星一起歸入新分類的矮行星。

柯伊伯帶

柯伊伯帶位于太陽系的盡頭,其名稱源于荷蘭裔美籍天文學家柯伊伯(Kuiper)。早在上世紀50年代,柯伊伯和埃吉沃斯(Edgeworth)就預言:在海王星軌道以外的太陽系邊緣地帶,充滿了微小冰封的物體,它們是原始太陽星雲的殘留物,也是短周期彗星的來源地。

1992年,人們找到了第一個柯伊伯帶天體(KBO);如今已有約1000個柯伊伯帶天體被發現,直徑從數千米到上千公裏不等。許多天文學家認為:由于冥王星的個頭和柯伊伯帶中的小行星大小相當,所以冥王星應該被排除在太陽系行星之外,而歸入柯伊伯帶小行星的行列當中;而冥王星的衛星則應被視作其伴星。不過,因冥王星是在柯伊伯帶理論出現之前被發現的,所以傳統上仍被認為是行星。無論如何,柯伊伯帶的存在現已是公認的事實,但柯伊伯帶為什麽會存在等種種疑問成為太陽系形成理論的許多未解謎團的一部分。

可是這個理論有個致命的問題!如果在柯伊伯帶目前的位置,要形成直徑上千公裏的天體,那麽柯伊伯帶上物體的總質量至少要是地球質量的10倍以上。可是目前推估的柯伊伯帶總質量,不過隻有地球質量的十分之一。其他99%的質量,難道憑空消失了。

為了解開這個謎團,幾年來陸續有好幾個理論出現,可惜它們都有一些明顯的限製。如今,美國西南研究院(SwRI,Southwest Research Institute)的Harold Levison教授以及法國de la Cote d'Azur天文台的Alessandro Morbidelli教授共同提出了一個理論,認為柯伊伯帶天體是在距離太陽更近的位置成形後,再被海王星一個個甩出去的,因此躲開了柯伊伯帶總質量不足的問題。

發現歷史

外行星和柯伊伯帶的模擬:(a)木星和土星2:1共振之前,(b)在海王星軌道遷徙之後,柯伊伯帶天體被散射至太陽系內 (c)柯伊伯帶天體被木星排斥之後。柯伊伯帶的復雜結構和精確的起源仍是不清楚的,因此天文學家在等待泛星計畫 (Pan-STARRS) 望遠鏡巡天的結果,那些應該會揭露更多目前不知道的柯伊伯帶天體,並在測量後對它們有更多的了解。

柯伊伯帶被認為包含許多微星,它們是來自環繞著太陽的原行星盤碎片,它們因為未能成功的結合成行星,因而形成較小的天體,最大的直徑都小于3,000公裏。

近代的電腦模擬顯示柯伊伯帶受到木星和海王星極大的影響,同時也認為即使是天王星或海王星都不是在土星之外的原處形成的,因為隻有少許的物質存在于這些地區,因此如此大的天體不太可能在該處形成。換言之,這些行星應該是在離木星較近的地區形成的,但在太陽系早期演化的期間被拋到了外面。1984年,費南德茲和艾皮的研究認為與被拋射天體的角動量交換可以造成行星的遷徙[2]。終于,軌道的遷徙到達木星和土星形成2:1共振的確切位置:當木星繞太陽運轉兩圈,土星正好繞太陽一圈。引力如此的共振所產生的拉力,最終還是打亂了天王星和海王星的軌道,造成它們的位置交換而使海王星向外移動到原始的柯伊伯帶,造成了暫時性的混亂[3]。當海王星向外遷徙時,它激發和散射了許多外海王星天體進入更高傾角和更大離心率的軌道。

然而,目前的模型仍然不能說明許多分布上的特征,引述其中一篇科學論文的敘述:這問題繼續挑戰分析技術和最快速的數值分析軟體和硬體。

結構組成

以最完整的範圍,包括遠離中心最外側的區域,柯伊伯帶大約從30天文單位伸展到55天文單位。然而,一般認為主要的部份 (參考下文) 隻是從39.5天文單位的2:3共振區域延展到48天文單位的1:2共振區域。柯伊伯帶非常的薄,主要集中在黃道平面上下10度的範圍內,但還是有許多天體散布在更寬廣數倍的間內。總之,它不像帶狀而更像花托或甜甜圈 (多福餅) 。而且,這意味著柯伊伯帶對黃道平面有1.86度的傾斜。

以半長軸為準的軌道分類。由于存在著軌道共振,海王星對柯伊伯帶的結構產生了重大的作用。在與太陽系年齡比較的時標上,海王星的引力使在某些軌道上的天體不穩定,不是將她們送入內太陽系內,就是逐入離散盤或星際空間內。這在柯伊伯帶內製造出一些與小行星帶內的柯克伍德空隙相似的空白區域。例如,在40至42天文單位的距離上,沒有天體能穩定的存在于這個區間內。無論何間,在這個區間內被觀測到的天體,都是最近才進入並且會被移出到其他的空間[8]。

傳統的柯伊伯帶

主條目:傳統柯伊伯帶天體

大約在 ~42至 ~48天文單位,雖然海王星的引力影響已經是微不足道的,而且天體可以幾乎不受影響的存在著,這個區域就是所謂的傳統柯伊伯帶,並且目前觀測到的柯伊伯帶天體有三分之二在這兒[9][10]。因為近代第一個被發現的柯伊伯帶天體是1992 QB1,因此它被當成這類天體的原型,在柯伊伯帶天體的分類上稱為類QB1天體 。

傳統的柯伊伯帶愾來是兩種不同族群的綜合體,第一類是"dynamically cold"的族群,比較像行星:軌道接近圓形,軌道離心率小于0.1,相對于黃道的傾角低于10度 (它們的軌道平面貼近黃道面,沒有太大的傾斜)。第二類是"dynamically hot"的族群,軌道有較大的傾斜 (可以達到30度) 。這兩類會有這樣的名稱主要並不是因為溫度上的差異,而是以微小的氣體做比喻,當它們變熱時,會增加它們的相對速度[13]。這兩種族群不僅是軌道不同,組成也不同,冷的族群在顏色比熱的紅,暗示它們在不同的環境形成。熱的族群相信是在靠近木星的地區形成,然後被氣體巨星拋出。而另一方面,冷的族群雖然也可能是海王星在向外遷徙時清掃出來的,但無論是較近或較遠,相信是在比較靠近目前所在的位置形成的。

共振

主條目:共振外海王星天體

類QB1天體、冥族小天體和鄰近散射天體的分布。當一個天體的軌道周期與海王星有明確的比率時 (這種情況稱為平均運動共振),如他它們的相對基線是適當的,它們可能被鎖定在與海王星同步的運動,以避免受到攝動而使軌道變得不穩定。如果天體在這種正確的軌道上,在實例上,如海王星每繞太陽三周它便會繞行二周,則每當它回到原來的位置時,海王星總比它多運行了半條軌道的距離,因為這時海王星在軌道上繞行了1.5圈。這就是所謂的2:3 (3:2)的軌道共振,這種軌道特征的半長軸大約是39.4天文單位,而已知的2:3共振天體,包括冥王星和他的衛星在內,已經超過200個[15],而這個家族的成員統統歸類為冥族小天體。許多冥族小天體,包括冥王星,都會穿越過海王星的軌道,但因為共振的緣故,永遠不會與海王星碰撞。 其有一些,像是歐侉爾和伊克西翁的大小,都已經大到可以列入類冥矮行星的等級[16][17]。冥族小天體有高的軌道離心率,因此它們當初原本應該不是在現在的位置上,而是因為海王星的軌道遷徙被轉換到這兒的[18]。1:2共振 (每當海王星轉一圈,它才完成半圈) 的軌道半長軸相當于47.7天文單位,但數量稀稀落落的,這個族群有時會被稱為twotino。較小的共振族群還有3:4、3:5、4:7和2:5。海王星也有特洛伊小行星,它們位于軌道前方和後方的L4和L5的重力穩定點上。海王星特洛依有時被稱為與海王星1:1共振。海王星特洛依在它們的軌道上是穩定的,但與被海王星捕獲有所不同,它們被認為是沿著軌道上形成的。

另外,還沒有明確的理由可以解釋在半長軸小于39天文單位的距離內缺乏共振的天體。當前被接受的假說是在海王星遷徙時被驅離了,因為這個區域在遷移中是軌道不穩定的地區,因此在這兒的任何天體不是被掃清,就是被重力拋出去。

柯伊伯斷崖

柯伊伯帶

圖示為柯伊伯帶天體與太陽距離的數量關系。1:2共振之外已知的數量非常少,看起來是個邊界,但還不能確定這是傳統柯伊伯帶外側的邊界,還是隻是一個寬闊的空隙。觀測到2:5共振的距離大約在55天文單位,被認為在傳統柯伊伯帶之外;然而,預測上在傳統柯伊伯帶與共振帶之間的大量天體尚未被觀測到。

早期的柯伊伯帶模型認為在50天文單位之外的大天體數量應該增加二個數量級,因此,這突然的數目下降,被稱為"柯伊伯斷崖",是完全未被預料到的,並且它的原因至今仍不清楚。伯恩斯坦和屈林 (Trilling)等人發現直徑在100公裏或更大的天體在50天文單位的距離上確實突然減少的證據,並不是觀測上造成的偏差。可能的解釋是在那個距離上的物質太缺乏或太分散,因此不能成長為較大的天體;或者是後續的過程摧毀了已經形成的天體[23]。日本神戶大學的向井正和Patryk Lykawka則主張一個大小有如地球,尚未曾被看見的行星,或許應該對這件事負責[24][25],並且可能在未來的10年內發現這個天體

意義影響

20年前,科學家就已經知道行星的軌道會漂移,特別是天王星與海王星,更是從成形之後就已經逐漸向外移動。Levison和Morbidelli提出的理論模型認為:太陽系原始星雲有一個過去並不曉得的邊界,大概就是現在海王星的位置,也就是距離太陽約30天文單位的地方。在這個範圍內,各個行星、衛星、小行星、彗星以及現在柯伊伯帶上的天體都有足夠的質量得以碰撞吸積成形;而在這個範圍以外,就是空無一物的太空。當這些大天體成形並逐漸向外移動的時候,柯伊伯帶上的天體也被帶著往外遷移。然後當海王星碰到太陽系原始星雲的邊界後,它不得不停下來,因此才會停留在現在的軌道上。至于這些柯伊伯帶上的天體,就在海王星遷移的最後一個階段,逐漸被甩出去而形成。

國際天文學聯合會大會投票5號決議,部分通過新的行星標準,冥王星被排除在行星行列之外,而將其列入“矮行星”。自此,九大行星已經成為歷史,雖然教科書已經印刷的不做變更,但科學上已經為“八大行星”。

國際天文學聯合會第26屆大會剛剛通過了行星新定義,根據決議,冥王星被從太陽系九大行星中“除名”後,為表示該含義建議將其中文譯名改為冥神星,以體現低于天王星、海王星,而與谷神星、婚神星等同屬矮行星的含義。

相對于200多年前發現的谷神星和近30年前發現的卡戎,齊娜是一個完全陌生的新來者。2003UB313的編號表示科學家發現它時所依據的觀測資料是2003年獲得的。

齊娜的公轉軌道是個很扁的橢圓,它公轉一周需要560年,離太陽最近的距離是38個天文單位(1天文單位為地球到太陽的距離,約1.5億公裏),最遠時為97個天文單位。由于齊娜是如此遙遠,哈勃望遠鏡給它拍到的最好照片,也隻能顯示出一個解析度極低的白色光點。

天文學家目前認為,齊娜的直徑約2300公裏至2500公裏,隻比冥王星略大。科學家說,齊娜的大氣可能由甲烷和氮組成,現在它離太陽太遠,大氣都結成了冰;當它運動到近日點時,表面溫度將有所升高,甲烷和氮會重新變成氣態。至于其內部結構,現在還隻能猜測,有可能是冰和岩石的混合物,與冥王星類似。

齊娜有一顆衛星,科學家暫時稱之為加布裏埃爾,他是好戰公主齊娜的隨從。這些非正式的名字最終都將被正式名稱取代。

研究情況

1950年,荷蘭天文學家奧爾特(J.H.Oort)作了彗星軌道的統計研究,發現軌道半徑為3萬至10萬天文單位的彗星數目很多,他推算那裏有個大致球層狀的彗星儲庫,有上千億顆彗星。早在1932年歐匹克(E.Opiek)也曾提出過類似看法,因而這個彗星儲庫稱為“奧爾特雲”或“奧爾特一歐匹克雲”,那裏的彗星繞太陽公轉的周期長達幾百萬年。按照近年的更仔細研究,奧爾特雲中有上萬億至十萬億顆彗星。當然,這些遙遠的彗星絕大多數尚不能直接觀測到,隻有在恆星的引力攝動下或彗星相互碰撞時,有的彗星發生很大的軌道變化,當它沿扁長軌道進入內太陽系時,才成為“新”彗星被觀測發現。

1951年,美國天文學家柯伊伯(G.Kuiper)研究彗星性質與彗星形成,認為在太陽系原始星雲很冷的外部區裏的揮發物凝聚為冰體一彗星,當外行星在冰體群中長大時,外行星的引力彌散作用使一些彗星驅入奧爾特雲,但是冥王星之外沒有行星形成,他提出冥王星之外有個彗星帶一即柯伊伯帶,那裏有很多彗星,它們的軌道近于圓形,軌道面對黃道面傾角不大。1964年,惠普爾(F.Whipple)等提出,冥外彗星帶會引起外行星及彗星引力攝動,若此帶在40天文單位處,則彗星總質量約為地球質量的80%;若在50天文單位處,則總質量為地球的1.3倍。1988年鄧肯(M.Duncan)證明,柯伊伯帶是短周期彗星的主要源,而奧爾特雲不是它們的源區。

天體介紹

正如前面所述的,新發現的冥外天體1992QB1(Smiley)和1993FW應是柯伊伯帶內邊界區的彗星(盡管以小行星方式命名),而離太陽32至35天文單位的1993RO、1993RP、1993SB、1993SC可能是從柯伊伯帶攝動出來、處在向短周期演變的天體。柯伊伯帶從離太陽40天文單位外延到幾百天文單位(其外界尚不知道),估計此帶中的彗星有上萬顆,它們是太陽系形成時期的原始冰體殘留下來的,這些彗星儲存著太陽系原始物質的信息。歐洲空間局將在2003年發射羅賽達(Rosetta)飛船會合由柯伊伯帶來的短周期彗星,揭示彗星性質及太陽系形成的奧秘。

在內太陽系有四顆所謂的類地行星,火星處于最外層。再往外是由氣體和冰構成的超大行星。再往外,才是埋沒在大群小行星和彗星之中的由冰和岩石構成的冥王星。

50年前,一位名叫吉納德·柯伊伯的科學家首先提出在海王星軌道外存在一個小行星帶,其中的星體被稱為KBO(Kuiper Belt Objects)。1992年,人類發現了第一個KBO;今天,我們知道KBO地帶有大約10萬顆直徑超過100公裏的星體。以後,天文學界就以納德·柯伊伯名字命名此小行星帶

柯伊伯帶天體,是太陽系形成時遺留下來的一些團塊。在45億年前,有許多這樣的團塊在更接近太陽的地方繞著太陽轉動,它們互相碰撞,有的就結合在一起,形成地球和其他類地行星,以及氣體巨行星的固體核。在遠離太陽的地方,那裏的團塊處在深度的冰凍之中,就一直原樣儲存了下來。柯伊伯帶天體也許就是這樣的一些遺留物,它們在太陽系剛開始形成的時候就已經在那裏了。

柯伊伯帶是所知的太陽系的邊界,是太陽系大多數彗星來源地。有天文學家認為,由于冥王星的大小和柯伊伯帶的小行星的大小相約,所以冥王星應該排除在九大行星之列,而歸入柯伊伯帶小行星的行列當中;而冥王星的衛星則應被當作是冥王星的伴星。

在距離太陽 40~50個天文單位 的位置,低傾角的軌道上,過去一直被認為是一片空虛,太陽系的盡頭所在。但事實上這裏滿布著徑從數公裏到上千公裏的冰封物體,熱鬧無比,就是柯伊伯帶。柯伊伯帶上的這些物體的成形:如果按照行星形成的吸積理論解釋,那就是他們在繞日運動的過程中發生碰撞,互相吸引,最後黏附成一個個大小不一的天體,形成的樣子。

發現經過

黃色點環為柯伊伯帶1950 年代,柯伊伯 (Kuiper) 和 埃吉沃斯 (Edgeworth) 預測在海王星的軌道以外,充滿了微小冰封的物體,他們是原始太陽系星雲的殘存物質,也是短周期彗星的來源地。1992 年,人們找到第一個柯伊伯帶天體;如今大約有 1000 個柯伊伯帶天體被發現的紀錄,而且有許多天文學家認為,冥王星應該也是柯伊伯帶的一份子,隻是冥王星在柯伊伯帶理論出現前就已經被發現,所以才被認為是行星。無論如何,柯伊伯帶的存在已是公認的事實,但柯伊伯帶為什麽會存在等種種疑問卻也成為太陽系形成理論的許多未解謎團。

柯伊伯帶之謎

可是這個理論有個致命的問題:如果在柯伊伯帶的位置,要形成直徑上千公裏的天體,那麽柯伊伯帶上物體的總質量至少要是地球質量的 10 倍以上,可是推估的柯伊伯帶總質量,不過隻有地球質量的十分之一,其他 90% 的質量,難道憑空消失了?

為了解開這個謎團,陸續有好幾個理論出現,可惜它們都有些明顯的限製。如今,美國西南研究院 (SwRI,Southwest Research Institute) 的 Dr. Harold Levison 以及法國 de la Cote d'Azur 天文台的 Dr. Alessandro Morbidelli 共同提出了一個理論,認為柯伊伯帶天體是在距離太陽更近的位置成形之後,再被海王星一個個甩出去,因此躲開柯伊伯帶總質量不足的問題。

20 年前,科學家就已經知道行星的軌道會飄移,特別是天王星與海王星,更是從成形之後就已經逐漸向外移動。Levison 和 Morbidelli 提出的理論模型認為,太陽系原始星雲有一個過去並不曉得的邊界,大概就是現在海王星的位置,也就是距離太陽約 30AU 的地方。在這個範圍內,各個行星、衛星、小行星、彗星以及在柯伊伯帶上的天體都有足夠的質量得以碰撞吸積成形,而在這個範圍以外,就是空無一物的太空。當這些大天體成形並逐漸向外移動的時候,柯伊伯帶上的天體也被帶著往外遷移,然後當海王星碰到太陽系原始星雲的邊界後,它不得不停下來,因此才會停留在的軌道上。至于這些柯伊伯帶上的天體,就在海王星遷移的最後一個階段,逐漸被甩出去而形成。

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NASA的哈勃太空望遠鏡發現了So far在可見光波段所能看到的最小柯伊伯帶天體。柯伊伯帶是由冰質殘片組成的巨環,位于海王星軌道之外,環繞著太陽系的外邊緣。

哈勃發現的這個滄海一粟一般的天體隻有3200英尺寬,位于42億英裏之外的遙遠天邊。先前利用反射光發現的柯伊伯帶天體(KBO)中,最小的一個直徑大約是30英裏,相當于前者的50倍。

這是在柯伊伯帶中發現的第一條觀測證據,表明了彗星尺度天體族群的存在,這類天體是經由碰撞過程塑造而成的。因此柯伊伯帶是通過碰撞過程演化的,這意味著在過去的4500萬年,該區域的水冰成分出現過變更。

哈勃探測到的這個天體非常暗——35等,比哈勃直接能夠看到的最暗亮度還要暗上100倍。

那麽太空望遠鏡是如何揭示出如此小的天體的呢?

12月17日,刊登在《自然》雜志上的一篇文章中,來自帕薩迪那加州理工學院的希爾克·施利赫廷(Hilke Schlichting)與她的同事報告說,小小流浪星球的跡象並非來自直接成象,而是從哈勃的指向資料中提取而出的。

哈勃望遠鏡擁有3架名為精密指向感測器(Fine Guidance Sensors,FGS)的光學儀器。FGS可以觀測選定的引導星進行定位,為空間望遠鏡的姿態控製系統提供高精度導航信息。為了精密測量恆星的位置,感測器利用了光線的波動本質。

施利赫廷及其同事確定,FGS儀器非常優異,它們可以察覺到穿越恆星前方的小型天體產生的影響。由于來自背景引導星的光線被前方通過的KBO彎曲了,該現象會導致FGS的資料中出現短暫的掩星以及衍射信號。

他們選擇了FGS四年半的資料進行分析。在此期間,哈勃總共花費了12000小時來觀測距離太陽系黃道面20度以內的天區,大多數KBO應該位于此處。小組總共分析了FGS對50000顆引導星的觀測。

施利赫廷與她的小組在分析資料的時候,發現了單獨的一個持續0.3秒的掩星事件。其原因隻可能是FGS儀器的樣本星光每秒變化40次。掩星的長度很短,這很大程度上是地球環繞太陽的軌道運動所導致的。

他們假設KBO的軌道是圓形的,且相對黃道的傾角是14度。KBO的距離是根據掩食長度估計的,亮度減暗的程度則用于計算天體的尺度。利赫廷說:“在資料中找到這個,我非常陶醉。”

哈勃對鄰近恆星的觀測表明,其中的很多擁有類似于柯伊伯帶的冰質殘片盤環繞。盤面是行星形成的殘存。根據預計,在幾十億年的時間裏,殘片會相互發生碰撞,將KBO型天體碾碎到更小,這已經不再是原始柯伊伯帶的天體族群了。

該發現有力論證了根據哈勃存檔資料得出重要新發現的可能性。在揭示其他小型KBO的一項工作中,該小組計畫分析自從1990年發射以來哈勃幾乎所有工作時間內剩餘的FGS資料。

哈勃太空望遠鏡是NASA與歐洲空間局之間的國際合作項目。NASA的戈達德太空飛行中心管理著這架望遠鏡。空間望遠鏡科學研究所管理著哈勃的科研運轉。研究所由華盛頓的大學天文研究聯合組織為NASA管理,同時該所還是2009年國際天文年計畫的合作者。

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