องค์ประกอบของไคเปอร์
เนื่องจากอยู่ห่างไกลจากดวงอาทิตย์และดวงใหญ่ข้างในบังเหียนระดับนั้นไม่ได้รับผลจากระบบที่มีอำนาจและความเสี่ยงอื่น ๆ ในระบบสุริยะการพิจารณาองค์ประกอบของพวกมันจะให้ข้อมูล ที่สำคัญเกี่ยวกับการสร้างระบบสุริยะที่เก่าแก่ที่สุดเนื่องจากขนาดที่เล็กและอยู่ห่างจากโลกมากการกำหนดวิธีการทางเคมีของ KBO ไม่เป็นเรื่องยากมากวิธีการหลักที่ผู้ตรวจกำหนดองค์ประกอบของความมืดคือ แฟ้มเรียก สโกปี
เมื่อแสงของผู้คุมแตกออกเป็นสีขององค์ประกอบของภาพที่คล้ายกับจะเกิดขึ้นภาพนี้เรียกว่า การแจ้งเตือน สารเคมีจะดูดซับแสงที่ความแตกต่างกันและสร้างความเสียหาย ใครฉลาดหนึ่งถูกดูออกเส้นสีแดง (เรียกว่า แนวดูดซับ ) จะเกิดขึ้นโดยที่สารเคมีนั้นดูดซับความลับของแสงนั้นทุกขั้นตอน หรือ ไซ มีลายเซ็นทรีโตโกรปีที่เป็นของตัวเองและด้วยการอ่าน “ลายนิ้วมือ” แบบเต็มผู้ดูแลระบบสามารถระบุองค์ประกอบของมันได้
การวินิจฉัยระบุว่า ในเว็บไซด์มอเตอร์ไซด์ของหินและไอน้ำหลายชนิดเช่นน้ำ มีฮอร์น และ แอมโมเนีย รหัสของมันดีอยู่ที่ 50 K ดังนั้นจำนวนมาก ที่จะเป็นคู่ครองที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้นเรื่อย ๆ ยังคงเป็นโหมดความสงบและความรอบคอบข องฮิน – เกมเป็นที่ทราบกันดีว่ามีผู้คุมเพียงไม่กี่ชิ้นที่มีการกำหนดเส้นผ่านศูนย์กลางและระยะห่างระหว่างเส้นผ่านศูนย์กลางสามารถกำหนดได้โดยการถ่ายภาพด้วยกล้องจุลทรรศน์ความละเอียดสูงเช่น กล้องจี้ฮับเบิล โดยกำหนดเวลาของการเกิด ที่เกิดขึ้น เมื่อยล้าผ่านหน้าดาวเตะหรือส่วนใหญ่โดยใช้ อัลเบโด ของวัตถุที่คำนวณจากการปล่อยอินฟราเรด มวลถูกกำหนดโดยใช้แกนกึ่งหลักและคาบของดาวเทียมซึ่งเป็นที่รู้จักกันสำหรับวัตถุไบนารีเพียงไม่กี่ชิ้น ความหนาแน่นมีตั้งแต่น้อยกว่า 0.4 ถึง 2.6 g / cm. วัตถุที่มีความหนาแน่นน้อยที่สุดคิดว่าส่วนใหญ่ประกอบด้วยน้ำแข็งและมีความพรุนอย่างมีนัยสำคัญ วัตถุที่หนาแน่นที่สุดน่าจะประกอบด้วยหินที่มีเปลือกน้ำแข็งบาง ๆ มีแนวโน้มของความหนาแน่นต่ำสำหรับวัตถุขนาดเล็กและความหนาแน่นสูงสำหรับวัตถุที่ใหญ่ที่สุด คำอธิบายที่เป็นไปได้อย่างหนึ่งสำหรับแนวโน้มนี้คือน้ำแข็งสูญหายไปจากชั้นผิวเมื่อวัตถุที่แตกต่างกันมาชนกันเพื่อสร้างวัตถุที่ใหญ่ที่สุด
ความประทับใจของศิลปินที่มีต่อพลูติโนและอดีตที่เป็นไปได้ ดาวเคราะห์น้อยประเภท C (120216 ) 2004 EW95
ในขั้นต้นการวิเคราะห์ KBO โดยละเอียดเป็นไปไม่ได้ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงสามารถระบุข้อเท็จจริงพื้นฐานที่สุดเกี่ยวกับการแต่งหน้าของพวกเขาได้โดยเฉพาะสีของพวกเขาเท่านั้น ข้อมูลแรกเหล่านี้แสดงให้เห็นช่วงสีที่หลากหลายใน KBO ตั้งแต่สีเทากลางไปจนถึงสีแดงเข้ม สิ่งนี้ชี้ให้เห็นว่าพื้นผิวของพวกมันประกอบด้วยสารประกอบหลายประเภทตั้งแต่ไอโซสกปรกไปจนถึง ไฮโดรคาร์บอน ความหลากหลายนี้น่าตกใจเนื่องจากนักดาราศาสตร์คาดว่า KBO จะมีสีเข้มสม่ำเสมอโดยสูญเสียไอออนที่ระเหยได้เกือบทั้งหมดจากพื้นผิวไปเป็นผลกระทบของ รังสีคอสมิก มีการแนะนำวิธีแก้ปัญหาต่างๆสำหรับความคลาดเคลื่อนนี้รวมถึงการเปลี่ยนผิวใหม่โดยผลกระทบหรือ การส่งออก การวิเคราะห์สเปกตรัมของ Jewitt และ Luu เกี่ยวกับวัตถุในแถบไคเปอร์ที่เป็นที่รู้จักในปี 2544 พบว่าการเปลี่ยนแปลงของสีนั้นรุนแรงเกินกว่าที่จะอธิบายได้ง่ายโดยผลกระทบแบบสุ่ม การแผ่รังสีจากดวงอาทิตย์มีความคิดว่ามีเทนที่เปลี่ยนแปลงทางเคมีบนพื้นผิวของ KBO ทำให้เกิดผลิตภัณฑ์เช่น tholins Makemake ได้รับการพิสูจน์แล้วว่ามีไฮโดรคาร์บอนจำนวนหนึ่งที่ได้จากกระบวนการฉายรังสีของมีเธนซึ่งรวมถึง อีเทน , เอทิลีน และ อะเซทิลีน .
แม้ว่า จนถึงปัจจุบัน KBO ส่วนใหญ่ยังคงไม่มีลักษณะเป็นสเปกตรัมเนื่องจากความจางมีความสำเร็จหลายประการในการพิจารณาองค์ประกอบของพวกเขา ในปีพ. ศ. 2539 Robert H.Brown et al. ได้รับข้อมูลสเปกโทรสโกปีบน KBO 1993 SC ซึ่งเผยให้เห็นว่าองค์ประกอบพื้นผิวของมันมีความคล้ายคลึงกับ ดาวพลูโต อย่างเห็นได้ชัดเช่นเดียวกับดวงจันทร์ของดาวเนปจูน ไทรทัน ที่มีน้ำแข็งมีเทนจำนวนมาก สำหรับวัตถุขนาดเล็กจะมีการกำหนดสีเท่านั้นและในบางกรณีอัลเบโดจะถูกกำหนด วัตถุเหล่านี้ส่วนใหญ่แบ่งออกเป็นสองชั้น: สีเทากับอัลเบโดต่ำหรือสีแดงมากกับอัลเบโดที่สูงกว่า ความแตกต่างของสีและอัลเบโดถูกตั้งสมมติฐานว่าเกิดจากการกักเก็บหรือการสูญเสีย ไฮโดรเจนซัลไฟด์ (H2S) บนพื้นผิวของวัตถุเหล่านี้โดยที่พื้นผิวของวัตถุเหล่านี้ก่อตัวห่างจากดวงอาทิตย์มากพอที่จะกักเก็บ H 2 S ถูกทำให้เป็นสีแดงเนื่องจากการฉายรังสี
KBO ที่ใหญ่ที่สุดเช่นพลูโตและ Quaoar มีพื้นผิวที่อุดมไปด้วยสารประกอบระเหยเช่นมีเทน ไนโตรเจน และ คาร์บอนมอนอกไซด์ ; การปรากฏตัวของโมเลกุลเหล่านี้น่าจะเกิดจากความดันไอปานกลางในช่วงอุณหภูมิ 30-50 K ของแถบไคเปอร์ สิ่งนี้ช่วยให้พวกมันเดือดออกจากพื้นผิวเป็นครั้งคราวแล้วตกลงมาอีกครั้งราวกับหิมะในขณะที่สารประกอบที่มีจุดเดือดสูงกว่าจะยังคงเป็นของแข็ง ความอุดมสมบูรณ์สัมพัทธ์ของสารประกอบทั้งสามนี้ใน KBO ที่ใหญ่ที่สุดเกี่ยวข้องโดยตรงกับ แรงโน้มถ่วงพื้นผิว และอุณหภูมิโดยรอบซึ่งเป็นตัวกำหนดว่าสารเหล่านี้สามารถกักเก็บไว้ได้
ตรวจพบน้ำแข็งน้ำใน KBO หลายตัวรวมถึงสมาชิกของตระกูล Haumea เช่น 1996 ถึง 66วัตถุขนาดกลางเช่น 38628 Huya และ 20000 Varuna และวัตถุขนาดเล็กบางอย่าง การปรากฏตัวของผลึกน้ำแข็งบนวัตถุขนาดใหญ่และขนาดกลางรวมถึง 50000 Quaoar ที่ตรวจพบ ammoniahydrate อาจบ่งบอกถึงกิจกรรมของเปลือกโลกในอดีตที่ได้รับความช่วยเหลือจากการละลาย จุดที่ลดลงเนื่องจากมีแอมโมเนีย
การกระจายมวลและขนาด
แม้จะมีขนาดใหญ่ แต่มวลรวม ของแถบไคเปอร์ค่อนข้างต่ำ มวลรวมของประชากรร้อนแบบไดนามิกคาดว่าจะเท่ากับ 1% ของมวล ของโลก ประชากรที่เย็นแบบไดนามิกคาดว่าจะมีขนาดเล็กกว่ามากโดยมีมวลเพียง 0.03% ของโลก ในขณะที่ประชากรที่ร้อนแบบไดนามิกคิดว่าเป็นจำนวนที่เหลืออยู่ของประชากรจำนวนมากที่ก่อตัวใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้นและกระจัดกระจายออกไปด้านนอกในระหว่างการอพยพของดาวเคราะห์ยักษ์ในทางตรงกันข้ามประชากรที่หนาวเย็นแบบไดนามิกจะก่อตัวขึ้นที่ตำแหน่งปัจจุบัน การประมาณล่าสุดทำให้มวลรวมของแถบไคเปอร์อยู่ที่ (1.97 ± 0.30) × 10 มวลโลกตามอิทธิพลที่กระทำต่อการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์
มวลรวมเล็กน้อยของประชากรที่เย็นแบบไดนามิก นำเสนอปัญหาบางประการสำหรับแบบจำลองของ การก่อตัวของระบบสุริยะ เนื่องจากจำเป็นต้องมีมวลขนาดใหญ่สำหรับการเพิ่ม KBO ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กม. (62 ไมล์) หากแถบไคเปอร์คลาสสิกที่เย็นจัดมักมีความหนาแน่นต่ำในปัจจุบันวัตถุขนาดใหญ่เหล่านี้ก็ไม่สามารถเกิดขึ้นได้จากการชนกันและการรวมตัวของดาวเคราะห์ขนาดเล็ก ยิ่งไปกว่านั้นความผิดปกติและความเอียงของวงโคจรในปัจจุบันทำให้การเผชิญหน้าค่อนข้าง “รุนแรง” ส่งผลให้เกิดการทำลายล้างมากกว่าการเพิ่มขึ้น การกำจัดส่วนใหญ่ของมวลของประชากรที่หนาวเย็นแบบไดนามิกนั้นไม่น่าจะเป็นไปได้ อิทธิพลในปัจจุบันของดาวเนปจูนนั้นอ่อนแอเกินกว่าที่จะอธิบายถึง “การดูดฝุ่น” ขนาดใหญ่เช่นนี้และขอบเขตของการสูญเสียมวลจากการเจียรแบบชนกันนั้นถูก จำกัด โดยการมีไบนารีที่มีรอยต่อหลวม ๆ ในดิสก์เย็นซึ่งมีแนวโน้มที่จะหยุดชะงักในการชนกัน แทนที่จะก่อตัวจากการชนกันของดาวเคราะห์ขนาดเล็กกว่าวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่าอาจก่อตัวขึ้นโดยตรงจากการยุบตัวของก้อนกรวดก้อนเมฆ
การกระจายขนาดของวัตถุในแถบไคเปอร์เป็นไปตามกฎหมายกำลังหลายประการ . กฎกำลังอธิบายความสัมพันธ์ระหว่าง N (D) (จำนวนของวัตถุที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า D) และ D และเรียกว่าความชันของความสว่าง จำนวนวัตถุแปรผกผันกับกำลังบางส่วนของเส้นผ่านศูนย์กลาง D:
d N d D ∝ D – q {\ displaystyle {\ frac {dN} {dD}} \ propto D ^ {- q}.} ซึ่งให้ผลตอบแทน (สมมติว่า q ไม่ใช่ 1): N ∝ D 1 – q + a คงที่ {\ displaystyle N \ propto D ^ {1-q} + {\ text {a constant}}.}
(ค่าคงที่อาจไม่เป็นศูนย์ก็ต่อเมื่อกฎกำลังไม่ใช้กับค่า D ที่สูง )
การประมาณในช่วงต้นซึ่งอ้างอิงจากการวัดการกระจายขนาดที่ชัดเจนพบว่ามีค่า q = 4 ± 0.5 ซึ่งแสดงว่ามีวัตถุมากกว่า 8 (= 2) เท่าในช่วง 100–200 กิโลเมตร ในระยะ 200–400 กม.
การวิจัยล่าสุดเปิดเผยว่าการกระจายขนาดของวัตถุคลาสสิกที่ร้อนและเย็นมีความลาดชันที่แตกต่างกัน ความชันของวัตถุร้อนคือ q = 5.3 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดใหญ่และ q = 2.0 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดเล็กโดยมีการเปลี่ยนแปลงความชันที่ 110 กม. ความชันสำหรับวัตถุเย็นคือ q = 8.2 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดใหญ่และ q = 2.9 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดเล็กโดยมีการเปลี่ยนแปลงความชันที่ 140 กม. การกระจายขนาดของวัตถุที่กระจัดกระจายพลูติโนและโทรจันของดาวเนปจูนมีความลาดชันคล้ายกับประชากรที่ร้อนแรงแบบไดนามิกอื่น ๆ แต่อาจมีการหารแทนซึ่งจะลดลงอย่างมากในจำนวนวัตถุที่ต่ำกว่าขนาดที่กำหนด ตัวหารนี้ถูกตั้งสมมุติฐานว่าเนื่องมาจากวิวัฒนาการของประชากรที่เรียงตัวกันหรือเกิดจากการที่ประชากรก่อตัวขึ้นโดยไม่มีวัตถุที่มีขนาดต่ำกว่านี้โดยที่วัตถุที่เล็กกว่าคือเศษชิ้นส่วนของศาสนาอิสลาม
ณ เดือนธันวาคม 2552 อิสลามในไคเปอร์ที่เล็กที่สุดที่ตรวจพบคือ 980 ม. มันมืดเกินไป (ขนาด 35) ที่ฮับเบิลจะมองเห็นได้ แต่ระบบติดตามดาวของฮับเบิลตรวจพบเมื่อมัน ทับ ดาว
