Плутон — Сателлиты - 2003 EL61 и 2003 VB12 (5 фото)

Сателлиты - 2003 EL61 и 2003 VB12 (5 фото)

Астрономы обнаружили уже более тысячи объектов в поясе Койпера. Самый необычный из них - 2003 EL61 (открыт в начале июня 2005 года двумя группами астрономов из Испании и США. Объект получил неутвержденное пока что имя Санта). Объект 2003 EL61 был открыт примерно в то же время, что и объект 2003 UB313. Последующие наблюдения 2003 EL61 заставили астрономов обратить на этот объект самое пристальное внимание. Несмотря на то, что он был идентифицирован как объект Солнечной системы лишь в 2003 г., поиск в архивах позволил обнаружить его на фотопластинках полувековой давности. Это третий по яркости объект из пояса Койпера.

Масса 2003 EL61 составляет приблизительно 30% массы Плутона, период обращения - 285 лет, перигелий - 35 а.е., афелий - 52 а.е. Период вращения вокруг собственной оси планетоида составляет всего лишь 3,9 часа, его предполагаемые размеры - 1960 x 1500 x 1000 км. Это самая большая скорость вращения, зарегистрированная в пределах Солнечной системы, для тела, размеры которого превышают 100 км. Своей формой 2003 EL61 напоминает продолговатый мяч для регби. По некоторым версиям, длина планетоида может превышать диаметры Плутона и 2003 UB313. Причудливый объект имеет два маленьких спутника: внутренний, с 34,7-дневной эллиптической орбитой, и более яркий внешний, с 49,1-дневной круговой орбитой. Одно из возможных объяснений форме планетоида - столкновение с массивным телом, что привело к деформации планетоида и ускорению его вращения», - считает планетолог Томми Грав (Tommy Grav) из Гавайского университета. Возможно также, что наблюдаемая сигарообразная форма Санты вызвана оптической иллюзией, связанной с присутствием еще одного спутника, который обращается вокруг Санты настолько близко, что периодически затмевает центральное тело. Возможно также, что поверхность Санты имеет различную отражающую способность.

Спектральные наблюдения внутреннего спутника, сделанные доктором Чадвиком Труджильо (Chadwick Trujillo) и его коллегами из обсерватории Gemini, показали наличие на нем прозрачного водяного льда. Это довольно странно, поскольку кристаллический лед формируется при температурах более 110 К (-163°C), тогда как температура в зоне объекта 2003 EL61 не превышает 50K. Кроме того, кристаллический лед обычно сохраняется около 10 млн. лет, после чего происходит его распад. Таким образом, можно предположить, что процесс кристаллизации льда произошел сравнительно недавно в результате ударно-термического воздействия.

Спектральный анализ внешнего спутника был сделан Кристиной Баркум (Kristina Barkume), Майклом Брауном (Michael Brown), и Эмилией Шоллер (Emily Schaller) из Калифорнийского политехнического института. Ученым удалось установить, что почти вся поверхность спутника покрыта чистым водяным льдом. Результаты исследования 2003 EL61 заставляют предположить, что спутники крупных объектов пояса Койпера имеют иное происхождение, нежели спутники меньших по размеру объектов пояса. Причиной образования спутников планетоидов, скорее всего, является столкновение, а не "мягкий"

Формирование Солнечной системы

Снимок 2003 EL61 с двумя спутниками, сделанный 30 июня 2005 года. Блеск основного объекта 17,5 зв. вел., более яркого спутника - 20,6 зв. вел., нового спутника (указан стрелкой) - 22 зв. вел. ( www.gps.caltech.edu)

Открытие и исследование планетоида 2003 EL61

Санта был открыт с помощью телескопов - "близнецов" Keck на Гавайях, и долго о нем не было известно ничего, кроме формы орбиты. Вскоре астрономы заметили рядом с ним спутник.

Формирование Солнечной системы

гравитационный захват. Об этом свидетельствует, по мнению д-ра Брауна, быстрое вращение и необычная форма 2003 EL61. Кроме того, как считают другие астрономы, небольшие спутники, которые формируются из дисков планетоидов, должны почти полностью состоять из водяного льда, что подтверждается результатами спектрального анализа. Предполагается, что планетная система Плутона, состоящая из трех спутников, также сформировалась в результате столкновения.

Астрономы нашли вторую луну у массивного, имеющего форму сигары планетоида, обитающего на периферии Солнечной системы. Это новое открытие позволяет предположить, что у столь удаленных объектов спутники встречаются гораздо чаще, чем думали ранее, а стало быть, могут существовать какие-то иные, неизвестные пока нам механизмы их обретения. Речь идет о лунах одного из членов так называемого пояса Койпера - обширного кольца из ледяных обломков, расположенного за орбитой Нептуна. Объект, получивший обозначение 2003 EL61, считается весьма причудливым: он делает один оборот за четыре часа - то есть вращается быстрее, чем любой другой объект пояса Койпера (Kuiper Belt Object - KBO), - и к тому же обладает сигарообразной формой. Ни один другой столь же крупный объект во всей Солнечной системе не может сравниться с этой "сигарой" в смысле удлиненности или скорости вращения. При этом 2003 EL61 (как и некоторые его "коллеги") настолько ярок, что может обнаруживаться даже с помощью современных высококачественных любительских телескопов, оборудованных камерами с CCD-матрицами.

В январе 2005 года группа астрономов, возглавляемая знаменитым открывателем астероидов Майком Брауном (Mike Brown) из Калифорнийского технологического института (California Institute of Technology Caltech, Пасадена, штат Калифорния, США), выяснила, что у сигарообразного 2003 EL61 имеется спутник, поперечник которого может составлять 300 километров. Этой небольшой луне требуется приблизительно 49 дней для того, чтобы замкнуть свою орбиту вокруг 2003 EL61, а расстояние от нее до планетоида-хозяина составляет около 49 тысяч километров. Теперь та же самая группа исследователей путем анализа фотографий, полученных ранее с помощью системы адаптивной оптики Laser Guide Star (LGS AO) Обсерватории "Кек" ( W.M.Keck Observatory, Гавайские острова, проектирование лазерного луча используется там для внесения соответствующих поправок при искажениях, которые вызываются турбулентностью земной атмосферы), выявила еще один, гораздо более слабый объект, обращающийся вокруг 2003 EL61. Он обнаружен лишь на трех из пяти снимков. Поперечник новой луны может составить лишь 150 километров, его орбитальный период - 34 дня, а расстояние до родительского планетоида - 39 тысяч километров. Масса более крупного спутника составляет порядка 1% массы планетоида, в то время как у меньшего - только 0,2% его массы. Примечательно, что новая луна движется в плоскости, которая наклонена примерно под 40° к орбитальной плоскости более крупной и более яркой луны.

Исследователи считают, что эти луны образовались из осколков другого крупного KBO, разбившегося о 2003 EL61 еще во времена формирования Солнечной системы - свыше 4 миллиардов лет назад. Согласно этому сценарию, та давняя катастрофа столь сильно разогрела 2003 EL61, что планетоид (изначально ничем не уступающий современному Плутону) потерял большую часть своего льда, остались главным образом скальные породы. Удар по касательной заставил разогретые камни вращаться столь быстро, что форма планетоида вытянулась, да так и застыла после охлаждения (камни там "зацементированы" остатками льда). Подобная модель способна объяснить большую часть необычных особенностей этой системы, считает Браун. Однако он признает, что ответить на вопрос, почему это две крошечных луны вращаются в столь разных орбитальных плоскостях, довольно сложно. "Лучшее, что можно придумать в этом случае, так это то, что обе луны раньше были ближе друг к другу, гравитационно взаимодействовали между собой и таким образом передвинулись", - говорит он.

Плутон недавно стал первым KBO, который мог похвастаться больше, чем одним спутником (у него их теперь целых три). Теперь же открытие второй мультисистемы "позволяет предположить, что их там может быть еще больше", - уверен Браун. Возможно, в поисках помогут и будущие автоматические межпланетные станции, одна из которых (New Horizons - "Новые горизонты") сейчас как раз летит к окраинам Солнечной системы. Браун указывает на то, что три из четырех крупнейших объектов пояса Койпера - Плутон, 2003 EL61 и 2003 UB313 (в настоящее время известен как - Эрида - 136199 Eris, 2003 UB313, ранее Ксена) - имеют по крайней мере одну луну (у самого яркого после Плутона обитателя пояса Койпера - 2005 FY9 - современными средствами спутников обнаружить пока не удается). А это значительно больше, чем те 10% "осчастливленных спутниками" мелких KBOs, о которых знают ученые.

Выходит, большая масса является важнейшим фактором, помогающим обзаводиться лунами и сохранять их. "Я предполагаю, что в свое время множество таких объектов испытывали столкновения, но только самые массивные сохраняли пылевые диски из материала, из которого затем могли слепиться луны", - говорит Браун (подобным образом возникла и наша Луна после столкновения с Землей объекта размером с Марс). К числу наиболее крупных и известных обитателей пояса Койпера относятся также Кваоар (Quaoar) и Оркус (Orcus), но у них спутников пока вроде не обнаружено. Робин Канап (Robin Canup), ученый-планетолог из Юго-западного научно-исследовательского института в Боулдере (Southwest Research Institute in Boulder - SwRI, штат Колорадо, США), согласна с тем, что столкновение могло бы объяснить присутствие лун и высокую скорость вращения центрального объекта, однако она считает, что разница в углах наклона орбитальных плоскостей спутников "в этом кон тексте слишком удивительна и может указывать на более запутанную историю". 

Объекты пояса Койпера: "Quaoar" (2002)

Квавар - объект пояса Койпера, открытый в июне 2002 года Чедом Труйльо (Chad Trujillo) и Майком Брауном из Калифорнийского Технологического Института в Пасадене. Этот объект пояса Койпера имеет диаметр в половину Плутона (порядка 1/8 его объема) и находится на расстоянии порядка 1.6 млрд. км от Плутона (11 а.е.). Квавар составляет порядка 1250 км в поперечнике - т.е. он такой же, как и Харон - спутник Плутона. Квавар был самым большым из тел Солнечной Системы, обнаруженным с момента открытия Плутона в 1930 году (и его спутника Харона в 1978) до начала 2003. Он действительно огромный - если взять 50,000 астероидов и сложить их вместе, то их суммарный объем даст как раз Квавар. Скорее всего, как и большинство объектов пояса Койпера, объект состоит из льда и скальных пород в равных пропорциях. Немало веществ, которые на Земле представлены как жидкости или газы, на Кваваре представляют собой разные виды льда - водяной, метановый (природный газ), метаноловый, лед диокиси углерода (сухой лед) и много других. Эти данные получены путем наблюдений на телескопе им. Кека.

Прежде всего, должно быть достаточно много неоткрытых объектов типа Квавара, в том числе и

Объекты пояса Койпера: астероид "Quaoar" (2002)

Формирование Солнечной системы

Объекты пояса Койпера: астероид "Quaoar" (2002)

превышающие его по размерам. Квавар был открыт в результате 7-ми месячных наблюдений с использованием полу-автоматического телескопа Ощина (Oschin Telescope) в Паломаре, Калифорния. Его зеркало диаметром 48 дюймов (1.2 метра) велико по сравнению с любительскими телескопами (которые обычно имеют диаметры 10 - 30 см), но мало по сравнению с профессиональными телескопами (1 - 10 метров). Несмотря на небольшой размер зеркала, Oschin Telescope обладает огромным полем зрения - почти 3 квадратных градуса (на таком поле уместилось бы 12 лун!). Квавар находится от нас на расстоянии порядка 42 а.е., значительно дальше, чем Нептун и Плутон, которые удалены примерно на 30 а.е. (1 а.е. - одна астрономическая единица, равна расстоянию от Земли до Солнца, что составляет примерно 150 млн. км). Так что Квавар находится от нас на расстоянии порядка 6 млрд. км. Если двигаться к нему обычным прогулочным шагом, Вам потребуется 100,000 лет, чтобы добраться до туда. Шаттлу (Space Shuttle), если он будет лететь с такой же скоростью, как при движении вокруг Земли, потребуется 25 лет, чтобы добраться до Квавара. Свет от Солнца летит до Квавара целых 5 часов. Орбита Квавара - почти круговая. Ее эксцентриситет (мера вытянутости эллипса) меньше 0.04, что означает, что его расстояние до Солнца меняется меньше, чем на 8% за Кваваровский год (который равен 285 земным годам). В этом он сильно отличается от Плутона, эксцентриситет которого в 6 раз больше. Так как в месяц, когда Квавар был открыт, он был достаточно ярок, удалось проследить его положения в прошлое и найти его на более старых изображениях. Орбита Квавара наклонена к плоскости эклиптики (плоскости Солнечной Системы) на угол порядка 8 градусов.

Подобный процесс (когда уточнение орбиты идет по более ранним изображениям) называется "precovery" (в русском языке подобного термина нет). Размер Квавара был определен двумя методами: (1) Оптические измерения с использованием Космического Телескопа им. Хаббла. Используя обычные наземные телескопы, нельзя напрямую определить размер Квавара. Его можно обнаружить, но он будет выглядеть как обычная звезда. Хаббловский же телескоп обладает более высокой разрешающей способностью, чем обычные наземные телескопы, так как он вынесен за пределы земной атмосферы. Аккуратные измерения показали, что диаметр Квавара составляет 1250 км. (2) Температурные измерения. Используя телескоп IRAM, находящийся в Испании, был измерен поток тепла, приходящего от Квавара. Оптические измерения (т.е. на длинах волн, которые видит человеческий глаз и с которыми работают "нормальные" телескопы) показывают, сколько солнечного света отражается от Квавара. Но, маленький светлый объект может отражать столько же света, сколько и большой темный. Однако, при этом поглотит больше света и, тем самым, больше нагреется. Измеряя поток тепла ("свет" с длиной волны 1.2 мм), приходящий от Квавара и сравнивая его с потоком в оптическом диапазоне, можно сделать вывод, что диаметр Квавара 1250 км. 

Объекты пояса Койпера: 2003 VB12 (Седна)

В 2003 году открыта малая планета 2003 VB12 (популярное имя Седна). Старые снимки 2001, 2002, 2003 годов, на которых ее удалось найти, позволили уточнить первооткрывателям орбиту Седны. Она оказалась очень вытянутой, и при этом полностью лежащей за пределами пояса Койпера: ее большая полуось равна 480±40 а.е. и перигелийное расстояние 76±4 а.е. Такая орбита оказалась неожиданностью для понимания Солнечной системы.

Планетарная зона Солнечной системы (так называется зона почти круговых орбит с низким наклонением к эклиптике) по всей видимости заканчивается на расстоянии около 50 а.е. от Солнца. Эта цифра как раз отмечает внешний край классического пояса Койпера. Как известно, множество тел из планетарной зоны с сильно эксцентричными орбитами - кометы и рассеянные объекты пояса Койпера - успешно пересекают эту границу, однако их перигелии при этом всегда остаются в пределах планетарной зоны. Далеко за ее пределами находится царство комет. Астрономы полагают, что множество этих ледяных тел населяет гипотетическое облако Оорта, расстояние до которого может составлять около 10 тысяч а.е. Львиная доля комет этого гипотетического облака вероятно пребывает там неопределенно долго, и лишь возмущение со стороны проходящих близко звезд или галактические приливные эффекты иногда нарушают орбиты некоторых из них, заставляя вторгаться во внутренние области Солнечной системы. Здесь их и открывают астрономы под видом новых долгопериодических комет.

Таким образом получается, что любой известный ныне или ожидаемый в будущем объект Солнечной системы должен обладать как минимум одним из двух свойств: либо его перигелий лежит внутри планетарной зоны, либо его афелий находится в облаке Оорта (возможно и то, и другое сразу). С ноября 2001 года ученые начали систематический обзор неба в поисках далеких медленно движущихся объектов на 48-дюймовом телескопе системы Шмидта Паломарской обсерватории при помощи новой широкоугольной ПЗС-камеры QUEST. Этот обзор был рассчитан приблизительно на 5 лет и должен был покрыть большую часть неба, доступную для телескопов Паломарской обсерватории. Главная цель обзора: поиск тех редких крупных объектов пояса Койпера, которые были пропущены в локальных, но более чувствительных обзорах, принесших основную массу открытых за последние двенадцать лет слабых объектов пояса Койпера.

Именно в рамках этого обзора 14 ноября 2003 года ученые впервые увидели Седну, которая на трех последовательных снимках, сделанных с интервалом в полтора часа, переместилась всего на 4.6 угловых секунды. На таком

Формирование Солнечной системы

.81-метровый телескоп Тенагра II системы Ричи-Кретьена, специально спроектированный для полнос-тью автоматизированного управления. Обеспечивает исключительно точное позиционирование и гидиро-вание выбранных объектов.

Открытие и исследование планетоида 2003 EL61

Основную часть времени эта планета проводит на очень большом удалении от Солнечной системы - недалеко от афелия, до которого около 90 а.е. В зону досягаемости паломарского шмидта она возвращается лишь раз в 10500 лет.

Формирование Солнечной системы

коротком интервале времени смещение транснептунового объекта, находящегося почти в оппозиции к Солнцу, определяется почти полностью параллаксом, вызванным движением Земли по своей орбите. В этом случае мы можем приблизительно оценить расстояние до объекта по формуле R = 150/delta, где R - гелиоцентрическое расстояние до объекта в астрономических единицах, а delta - его угловая скорость в секундах дуги за час. Отсюда незамедлительно следует, что найденный объект удален от Солнца приблизительно на 100 а.е.! Это значительно дальше внешней границы планетарной зоны (50 а.е.), а также любого из известных нам объектов Солнечной системы. Тогда он получил временное обозначение как малая планета с номером 2003 VB12.

Последующие наблюдения за объектом на 0.36-метровом телескопе Tenagra IV (Аризона), 1.3-метровом телескопе SMARTS обсерватории Серро Тололо и 10-метровом телескопе имени Кека, выполненные между 20 ноября 2003 года и 31 декабря 2003 года, позволили вычислить предварительную орбиту новой планеты. Для этого мы использовали метод Бернштейна и Кушалани (2000; далее BK2000), который разработан специально для далеких объектов Солнечной системы, а также метод наименьших квадратов, который свободен от всяких априорных допущений относительно вычисляемой орбиты. Оба метода независимо дали далекую эксцентричную орбиту с объектом, приближающимся сейчас к перигелию. Тем не менее полученные в них большие полуоси и эксцентриситеты сильно различались, и это различие вызвано естественными ограничениями методов при определении орбит крайне медленно движущихся объектов при малых наблюдаемых смещениях на небе. Для таких небесных тел требуется как минимум многолетний интервал наблюдений, чтобы получить более-менее точную орбиту.

К счастью открытая планета оказалась достаточно яркой, чтобы попытаться найти ее в архивных снимках последних лет. При этом, каждый раз находя ее на каком-нибудь старом снимке, ученые получали возможность пересчитать орбиту более точно и прицельно искать ее на снимках еще более отдаленных эпох. Для начала оказалось, что 30 августа и 29 сентября 2003 года новая планета должна была попасть в поле зрения все той же паломарской камеры QUEST во время обзорного сканирования неба, выполняемого другой командой астрономов. Ее положение в эти дни были предсказаны по первоначальным орбитам в пределах совсем небольшого эллипса ошибок 1.2 х 0.8 угловых секунды (оба метода, расходясь в точных параметрах орбиты, тем не менее дали на этот срок почти совпадающие позиции). В нем действительно оказалось небесное тело соответствующего блеска, причем единственное. Уточненная теперь уже на четырехмесячном интервале орбита позволила предсказать положение Седны еще раньше и так было найдено еще четыре снимка новой планеты вплоть до сентября 2001 года.

Наиболее вероятная орбита в методе BK2000 по всей совокупности данных на интервале 2001-2003 годов дала следующие параметры орбиты: - текущее расстояние от Солнца до Седны 90.32±0.02 а.е. - большую полуось a = 480±40 а.е. - наклонение орбиты к эклиптике i = 11.927° На этой орбите Седна достигнет перигелия 22 сентября 2075 года (±260 дней), оказавшись на минимальном расстоянии от Солнца 76 а.е. Метод наименьших квадратов дал в целом схожую орбиту с параметрами, не выходящими за рамки ошибок метода BK2000. Нынешнее гелиоцентрическое расстояние до Седны 90 а.е. хорошо согласовалась с той простой оценкой, которую ученые сделали уже в ночь открытия. Таким образом сейчас Седна оказалась самым далеким из известных ученым телом Солнечной системы.

Немногое можно добавить к сказанному выше. Основную часть времени эта планета проводит на очень большом удалении от Солнечной системы - недалеко от афелия, до которого около 90 а.е. В зону досягаемости паломарского шмидта она возвращается лишь раз в 10500 лет. Что касается размеров, то после неудачной попытки разглядеть Седну с помощью космического инфракрасного телескопа имени Спитцера, астрономы получили верхнюю оценку на ее диаметр - не более 1700 км. Одновременно это накладывает ограничение снизу на ее альбедо - поверхность Седны достаточно хорошо отражается солнечные лучи по сравнению с другими телами пояса Койпера, что само по себе неожиданно. Легко объяснить высокий коэффициент отражения поверхности таких транснептунов, как Плутон: в перигелии они приближаются к Солнцу достаточно близко, чтобы обновить свой ледяной покров (некоторые газы сублимируются, после чего намерзают снова). Как "ухаживает" за своей поверхностью Седна - пока вопрос. Полной загадкой оказался также и необычно красный цвет ее поверхности. По итогам наблюдения Седны на 1.3-метровом телескопе SMARTS обсерватории Серро Тололо (Чили), Майкл Браун сделал вывод о том, что Седна является одним из самых красных объектов Солнечной системы, возможно столь же красным, как Марс!

И, наконец, о двойственности Седны. Эта красивая догадка группы Брауна, кажется потерпела фиаско. А началось все с того, что наблюдения Седны на том же 1.3-метровом телескопе позволили ему получить кривые блеска малой планеты, которые свидетельствовали о ее чрезвычайно медленном вращении - сутки на Седне тянутся не менее 20 земных дней. Дальнейшие рассуждения Брауна очевидны: типичные периоды вращения любых одиночных астероидов, будь то в главном поясе или в поясе Койпера, обычно измеряются часами. Более того, даже среди крупных планет только Меркурий и Венера обращаются медленнее Седны (Меркурий заторможен приливным воздействием Солнца, а вот с Венерой ясности до сих пор нет). Медленное вращение среди известных тел Солнечной системы почти всегда объясняется двойственностью. Как например в случае Плутона или некоторых двойных астероидов. Браун не сомневался, что Хаббл, способный разглядеть даже небольшую луну рядом с Седной, подтвердит эту гипотезу. Но Хаббл ее не подтвердил. При том, что ему была бы доступна даже крошечная луна, которая имеет диаметр в 10 раз меньший самой Седны. Объяснения два: либо луна Седны случайно оказалась на одном луче зрения с самой планетой (все 35 экспозиций Хаббл делал в один день - 16 марта 2004 года), что маловероятно, либо астрономы должны искать другое объяснение торможению Седны. Как и где его искать? Пока не очень понятно.

Статья составлена из источников CNews, Membrana, Астронет (Седна)

Вероятность того, что луна Седны спряталась 16 марта 2004 года за ее диском действительно исчезающе мала, учитывая то, что спутник Седны, обращающийся вокруг нее на синхронной орбите (лицом к лицу, как в случае Плутона и Харона) с периодом не менее 20 суток, должен находиться на большом расстоянии от Седны - не менее 10000 км. На такой орбите он сойдет с диска Седны даже в течении одного дня. Какие перспективы у команды Брауна? Площадь узкой полосы неба вдоль эклиптики, которую они изучили, прежде чем наткнулись на Седну, составляет 15% от общей площади неба, доступного с горы Паломар. Учитывая, что орбиты седноподобных тел могут иметь достаточно высокие наклонения, можно ожидать, что уже в рамках текущего обзора, выполняемого на 48-дюймовом Шмидте Паломарской обсерватории в связке с камерой QUEST, команда Брауна отыщет еще несколько таких планет. А Седну теперь будут изучать с самых крупных наземных телескопов, поэтому не исключено, что в ближайшее время мы узнаем о ней что-то новое.

Читайте также: