经典柯伊伯带天体

在天文学中,QB1天体Cubewano)是指运行轨道海王星之外,且不与大行星产生轨道共振柯伊伯带天体。这类天体的半长轴在40-50天文单位之间,且不会切入海王星的轨道,有时也称为传统的柯伊伯带天体。轨道接近圆形(离心率在0.15以下)。

这个奇特的名称来自继冥王星与卡戎以来,第一颗被发现的海王星外天体(15760) 阿尔比恩,在2018年1月命名前的临时编号为1992 QB1,此后发现的类似天体均称作QB1天体(原文为“QB1-o's”或直接发音为“Cubewanos”)。

归属于QB1天体者如下:

这张图用于说明较大的QB1天体的轨道。图中也包含了较大的类冥天体冥王星厄耳枯斯伊克西翁),以灰色呈现作为比较之用。水平轴表示半长轴,轨道的离心率以从近日点远日点的红色线段表示,对应到垂直轴的数值就是轨道倾角

轨道

绝大多数的QB1天体在与海王星2:3与1:2的共振轨道之间被发现。例如,夸奥瓦的轨道接近圆形并接近黄道平面;另一方面,类冥天体有较大的离心率,使得一些成员的轨道会比海王星更靠近太阳。

QB1天体的主要成员(被称为“冷群体”)轨道接近圆形并有低轨道倾角,少数的成员(“热群体”)的特性则有较大的离心率和高轨道倾角[1].

最近的深度黄道巡天提出了这两个族群的分布报告,一群的轨道倾角以4.6°为中心(称为“核”),另一群的轨道倾角则扩展至30°(称为“冕”)。[2]

分布状态

 
这张图描绘了所有当时已知的QB1天体(在2006年2月,共532个)和类冥天体。在右边秀出的直方图是轨道倾角、离心率和半长轴。插入左边的以离心率对应轨道倾角来比较QB1天体和类冥天体的分布。

为数庞大的柯伊伯带天体(超过三分之二)轨道倾角都在5°度之内,离心率则小于0.1,它们的半长轴显示偏好集中在主带的中间。但可议的是,越小的天体越接近共振轨道的边缘地带,似乎不是被捕捉进共振范围内,就是轨道曾被海王星修正过。

在“热”和“冷”的分布上是明显的有所差异:超过30%QB1天体都是低倾角、接近圆形的轨道;类冥天体的轨道参数在分布上更加均匀,在区域性的最大离心率集中在0.15-0.2的范围内,轨道倾角则在5-10°。 也可以参考黄道离散天体

 
这张图表代表的是传统天体(排列成线)从极和黄道俯视的图。QB1天体用蓝色表示,与类冥天体一起的用红色表示,海王星是黄色。

当比较QB1天体和类冥天体的离心率时,可以明显的看出QB1天体在海王星轨道外面形成带状,类冥天体则邻近海王星轨道,甚至进入轨道内侧。当比较轨道倾角时,“热”QB1天体明显的分布在倾角较大的区域,类冥天体则一贯的在小于20°的区间内。

寻求正式的定义

虽然这不是“QB1”或“经典柯伊伯带天体”的官方定义,但是这些用语通常是用于受到海王星重大扰动的天体,因而除了与海王星的轨道共振之外(共振外海王星天体),而且有证据显示柯伊伯带有一个边界,因为在1998年就怀疑在47-49天文单位缺乏低倾角的柯伊伯带天体,到了2001年则有更多的数据支持[3]。当然,传统上还是依据轨道半长轴来区分,包括在1:2与2:3共振之间的天体,也就是在39.4至47.8AU(排除这些共振的中间较小的) [1]

然而,这样的定义缺乏精确性:特别是在传统的对象和离散盘之间仍然是混淆的。目前依据J. L. Elliott等人的分类,是改用平均轨道参数作为正式的标准。不拘形式的置入,使得这样的定义会包括那些从未横越过海王星轨道的天体。根据这样的定义,一个合格的柯伊伯带天体是:如果:

这样的介绍来自深度黄道巡天的报告[2],而且在最近的文献上多数都采用此种定义[4]

家族

第一个碰撞家族,也就是由单一的天体所残留下的残骸构成的族群,已经被证实了,其成员包括2003 EL61和卫星、2002 TX300和4个小天体。这些天体不仅遵循着相似的轨道,还有着相同的物理特征,不像其他的柯伊伯带天体表面有着大量的冰(H2O)和完全没有或是只有少量的有机物。在红外线电磁波观测下,表面的成分会影响到物体本质(相对于红色)的颜色和吸收至1.5和2微米的深度[5]

家族中4个最明亮的天体在图表中位于代表2003 EL61圈子的里面

外部链接

参考资料

  1. ^ 1.0 1.1 大卫·朱维特, A.Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences , Springer-Praxis Ed., ISBN 3540260560 (2006). Preprint of the article (pdf)
  2. ^ 2.0 2.1 J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population. The Astronomical Journal, 129 (2006), pp. preprint页面存档备份,存于互联网档案馆
  3. ^ 查德·处基罗迈克尔·E·布朗 The Radial Distribution of the Kuiper Belt, The Astrophysical Journal, 554 (2001), pp. L95–L98 pdf页面存档备份,存于互联网档案馆
  4. ^ E. Chiang, Y. Lithwick, M. Buie, W. Grundy, M. Holman A Brief History of Trans-Neptunian Space. to appear in Protostars and Planets V (August 2006) Final preprint on arXiv页面存档备份,存于互联网档案馆
  5. ^ 迈克尔·E·布朗, Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, A collisional family of icy objects in the Kuiper belt, Nature, 446, (March 2007), pp 294-296.