海王星外天體
海王星外天體 (英語:Trans-Neptunian object,TNO)是太陽系中軌道平均距離比海王星的半長軸(30.1AU)還要長的任何小行星或其他天體。
通常,海王星外天體可以進一步分為傳統或共振古柏帶天體、離散盤天體和獨立天體,以及最遙遠的類塞德娜天體[nb 1]。截至2018年10月,小行星目錄的清單中包括528顆已經編號和超過2000顆未編號的海王星外天體。
第一顆海王星外天體是1930年發現的冥王星。直到1992年才發現第二顆海王星外天體阿爾比恩。已知質量最大的海王星外天體是鬩神星,其次是冥王星、共工星、鳥神星和妊神星。在海王星外天體發現的小行星衛星已經超過80顆。海王星外天體的顏色也有所不同,可以是灰藍色(BB)或非常的紅(RR)。它們被認為是由岩石、無定形碳和像是水和甲烷混合物組成,並塗有托林等有機化合物的揮發性冰。
已經發現12顆半長軸超過150天文單位,而且近日點遠於30天文單位的海王星外天體,它們被稱為超海王星外天體[2]。
NASA 來來可能的 Interstellar Prob (Exploring Trans-Neptunian Objects with Interstellar Probe) 利用重力助推 、初步報告列出了10個飛掠候選天體,包括50000 創神星(Quaoar)、225088 共工星(Gonggong)和90482 亡神星(Orcus)
歷史编辑
宇宙中的天體如行星均靠重力相互吸引。1900年代初期由於當時已知行星的觀測軌道與預期路線不合,於是假設海王星軌道外還有一顆以上的行星仍未尋獲[註 1]。而後即依據此假設在海王星軌道外發現冥王星及其他天體。雖然重新修正估算過海王星質量後顯示這個問題並不確實,但仍有一些過小而難以解釋的星體軌道擾動。
天体 | 英文名 | 编号 | 半径 (公里) |
质量 (1021千克) |
平均轨道半径 (天文单位) |
分类 |
---|---|---|---|---|---|---|
冥王星 | Pluto | 134340 | ±10 1185 | 13.05 | 39.26 | 冥族小天体 |
阋神星 | Eris | 136199 | ±6 1163 | 16.7 | 67.67 | 离散盘 |
鸟神星 | Makemake | 136472 | ±7 715 | 3 | 45.79 | QB1天体 |
妊神星 | Haumea | 136108 | ±30 620[3] | 4.01 | 43.13 | 其它共振天体 |
共工星 | Gonggong | 225088 | ±105 640[4] | 2 | 67.21 | 离散盘 |
冥卫一 | Charon | Pluto I | ±2 604 | 1.52 | 39.26 | 冥族小天体或卫星 |
创神星 | Quaoar | 50000 | ±3 555 | 1.4 | 43.58 | QB1天体 |
赛德娜 | Sedna | 90377 | ±40 498[5] | 0.8 | 518.57 | 离散盘或内奥尔特云 |
2002 MS4 | 307261 | ±30 470 | 0.7 | 41.93 | QB1天体或离散盘 | |
亡神星 | Orcus | 90482 | ±10 460 | 0.64 | 39.17 | 冥族小天体 |
潫神星 | Salacia | 120347 | ±20 430 | 0.45 | 42.19 | QB1天体或离散盘 |
海王星外天体摘要编辑
- 冥王星:於2006年8月24日被剔出行星之列,而屬类冥天体。
- 冥衛一、冥衛二、冥衛三、冥衛四、冥衛五:為冥王星的衛星。
- 阿爾比恩小行星。
- 1996 TL66小行星:屬黃道離散天體;偏離地球軌道平面的星體。
- 伐樓拿小行星:屬QB1天體。
- 伊克西翁小行星。
- 塞德娜小行星,是位于柯伊伯带和奧爾特雲之間的小行星,可能為奧爾特雲的天體。
- 亡神星:屬冥族小天体。
- 创神星:屬QB1天體。
- 妊神星:屬类冥矮行星(參見[1]及[2] (页面存档备份,存于互联网档案馆))。
- 鸟神星:屬类冥矮行星(參見[3] (页面存档备份,存于互联网档案馆))。
- 阋神星:屬黃道離散天體,其軌道與太陽系其他行星的黃道呈45度角。體積比冥王星大,是目前已知最大的海王星外天体,於2005年7月29日公佈。屬类冥天体。
參見编辑
註釋编辑
- ^ The literature is inconsistent in the use of the phrases "scattered disc" and "Kuiper belt". For some, they are distinct populations; for others, the scattered disk is part of the Kuiper belt, in which case the low-eccentricity population is called the "classical Kuiper belt". Authors may even switch between these two uses in a single publication.[1]
參考資料编辑
- ^ McFadden, Weissman, & Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System, footnote p. 584
- ^ de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. Extreme trans-Neptunian objects and the Kozai mechanism: signalling the presence of trans-Plutonian planets. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 2014-09-01, 443 (1): L59–L63 [2021-03-31]. Bibcode:2014MNRAS.443L..59D. ISSN 1745-3933. doi:10.1093/mnrasl/slu084. (原始内容存档于2021-12-22) (英语).
- ^ Fornasier et al. (2013)
- ^ Müller, Thomas G.; Lellouch, Emmanuel; Böhnhardt, Hermann; Stansberry, John; Barucci, Antonella; Crovisier, Jacques; Delsanti, Audrey; Doressoundiram, Alain; Dotto, Elisabetta. TNOs are Cool: A Survey of the Transneptunian Region: A Herschel Open Time Key Programme. Earth, Moon, and Planets. 2009-09, 105 (2-4): 209–219. ISSN 0167-9295. doi:10.1007/s11038-009-9307-x (英语).
- ^ Pál, A.; Kiss, C.; Müller, T. G.; Santos-Sanz, P.; Vilenius, E.; Szalai, N.; Mommert, M.; Lellouch, E.; Rengel, M. “TNOs are Cool”: A survey of the trans-Neptunian region: VII. Size and surface characteristics of (90377) Sedna and 2010 EK 139. Astronomy & Astrophysics. 2012-05, 541: L6. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201218874.
外部連結编辑