古典的なカイパーベルト天体

古典的カイパーベルト天体（/ ˌ k juː b iː ˈ w ʌ n oʊ / " QB1-o"）^[a]とも呼ばれる、低離心率カイパーベルト天体（KBO）は、海王星の外側を周回し、海王星との軌道共鳴によって制御されていない。キューバノは軌道長半径が40～50 AUの範囲にあり、冥王星とは異なり、海王星の軌道を横切らない。つまり、古典的惑星のように、低離心率で、時には低傾斜軌道をとる。

「キュベワノ」という名前は、冥王星とカロンの後に発見された最初の太陽系外天体（TNO）である15760アルビオンに由来しています。この天体は2018年1月まで暫定的に（15760）1992 QB ₁と呼ばれていました。^[2]後に発見された同様の天体は、この天体にちなんで「QB1-o」または「キュベワノ」と呼ばれることが多かったですが、科学文献では「古典的」という用語の方がはるかに頻繁に使用されています。

キュベワノとして識別されるオブジェクトには次のものがあります。

15760 アルビオン^[3]（別名1992 QB ₁、'Cubewano'という用語の由来）
136472 マケマケ、最大のクベワノ^[要出典]および準惑星^[3]
50000クワオアと20000ヴァルナは、発見当時最大のTNOと考えられていた^[3]
19521 カオス、58534 ロゴス、53311 デウカリオン、66652 ボラシシ、88611 テハロンヒアワコ
(33001) 1997 CU 29、 (55636) 2002 TX 300、 (55565) 2002 AW 197、 (55637) 2002 UX 25
486958 アロコス

136108ハウメアは2006年に小惑星センターによって暫定的にキュベワノとしてリストされましたが^{[4] 、後に}共鳴軌道にあることが判明しました。^[3]

軌道: 「熱い」人口と「冷たい」人口

古典的なカイパーベルト天体には、比較的摂動を受けていない（「冷たい」）軌道を持つものと、著しく摂動を受けた（「熱い」）軌道を持つものの 2 つの基本的な力学クラスがあります。

ほとんどのクベワノは、海王星（プルティノが生息）との2:3軌道共鳴と 1:2 共鳴の間にあります。たとえば、50000 クワオアーは、黄道に近いほぼ円形の軌道を持っています。一方、プルティノはより偏心した軌道を持っており、その一部は海王星よりも太陽に近づいています。

古典的な天体の大多数、いわゆる「冷たい種族」は、傾斜角が低く（< 5 °）、軌道がほぼ円形で、42AUから47AUの間に位置しています。より小さな種族（「熱い種族」）は、傾斜角が大きく、より偏心した軌道を特徴としています。^[5]「熱い」と「冷たい」という用語は、表面温度や内部温度とは関係なく、むしろ、熱くなると相対速度が増加するガス中の分子の類推で、天体の軌道を指しています。^[6]

ディープ・エクリプティック・サーベイでは、傾斜角が4.6°を中心とする集団（コア）と、傾斜角が30°を超える集団（ハロー）の2つの集団の分布が報告されている。^[7]

分布

KBO の大部分 (3 分の 2 以上) は、傾斜角が 5° 未満、離心率が 0.1 未満です。それらの長半径は、メインベルトの中央を好む傾向を示しています。限界共鳴に近い小さな天体は、共鳴に捕らえられたか、海王星によって軌道が変更されたと考えられます。

「ホット」な集団と「コールド」な集団は著しく異なっており、キュベワノ全体の 30% 以上が低傾斜のほぼ円形の軌道上にあります。プルティノの軌道のパラメータはより均等に分布しており、0.15～0.2 の範囲の中程度の離心率と 5～10° の低傾斜で局所的な最大値を示します。散乱ディスクオブジェクトとの比較も参照してください。

キュベワノとプルティノの軌道離心率を比較すると、キュベワノは海王星の軌道の外側に明確な「帯」を形成しているのに対し、プルティノは海王星の軌道に近づいたり、交差したりしていることがわかります。軌道傾斜角を比較すると、プルティノは通常軌道を 20° 未満に保つため、「ホット」キュベワノは傾斜角が高いことで簡単に区別できます。(「ホット」キュベワノの傾斜角については、現在のところ明確な説明はありません。^[8] )

左:キュベワノ (青)、共鳴 TNO (赤)、SDO (灰色)、セドノイド(黄色) の TNO 分布。右:キュベワノ、プルティノ、海王星 (黄色) の整列軌道の比較 (極と黄道のビュー)。

寒冷地と温暖地の人口：身体的特徴

異なる軌道特性に加えて、2 つの集団は異なる物理的特性を示します。

486958 Arrokothのような赤色の冷たい個体群と、より異質な熱い個体群との間の色の違いは、2002年にはすでに観察されていました。^[9] より大規模なデータセットに基づく最近の研究では、冷たい個体群と熱い個体群の間のカットオフ傾斜が5°ではなく12°であることが示されており、均質な赤色の冷たい個体群と青みがかった熱い個体群の区別が確認されています。^[10]

低傾斜（コールド）と高傾斜（ホット）の古典的天体間のもう1つの違いは、観測された連星天体の数です。連星は低傾斜軌道では非常に一般的であり、通常は同様の明るさのシステムです。連星は高傾斜軌道ではあまり一般的ではなく、その構成要素は通常明るさが異なります。この相関関係は、色の違いと相まって、現在観測されている古典的天体が、異なる物理的特性と軌道履歴を持つ、少なくとも2つの異なる重複した集団に属しているという説をさらに裏付けています。^[11]

正式な定義に向けて

「キュベワノ」または「古典的 KBO」の公式な定義はありません。ただし、これらの用語は通常、海王星からの大きな摂動を受けていない天体を指すために使用され、海王星と軌道共鳴している KBO (共鳴する海王星外縁天体) は除外されます。小惑星センター(MPC) と深黄道サーベイ (DES) は、同じ基準を使用してキュベワノ (古典的天体) をリストしていません。準惑星マケマケなど、MPC によってキュベワノとして分類される多くの TNO は、 DES によって ScatNear (おそらく海王星によって散乱されている)に分類されます。 (119951) 2002 KX 14 は、プルティノの近くにある内部キュベワノである可能性があります。さらに、カイパーベルトに「端」があるという証拠があり、47～49AUを超える低傾斜角の天体が明らかに存在しないことは1998年にはすでに疑われており、2001年にはより多くのデータによって示されました。 ^[12]そのため、用語の従来の使用法は軌道の長半径に基づいており、2:3共鳴と1:2共鳴の間、つまり39.4～47.8AUにある天体が含まれます（これらの共鳴とその間の小さな共鳴は除外されます）。^[5]

これらの定義は正確さに欠け、特に古典的な天体と散乱円盤の境界は不明瞭なままである。2023年現在^[update]、近日点（q）＞40 AU、遠日点（Q）＜48 AUの天体は870個ある。^[13]

DES分類

2005年にJL ElliottらがDeep Ecliptic Surveyの報告書で導入したこの定義は、平均軌道パラメータに基づく正式な基準を使用しています。 ^[7]簡単に言えば、この定義には海王星の軌道を一度も横切ったことのない天体が含まれます。この定義によると、次の条件を満たす天体は古典的なKBOとみなされます。

共鳴しない
海王星に対する平均ティセランパラメータは3を超える
平均離心率は0.2未満です。

SSBN07分類

2007年にB.グラッドマン、B.マースデン、C.ファン・ラーホーフェンによって導入された別の分類では、ティセランのパラメータの代わりに1000万年の軌道積分が使用される。古典的な天体は共鳴せず、現在海王星によって散乱されていないものとして定義される。^[14]

正式には、この定義には、現在の軌道を持つすべての物体が古典的に含まれる。

非共鳴である（方法の定義を参照）
半径が海王星の半径（30.1 AU、つまりケンタウロス族を除く）より大きいが、2000 AU未満（オールトの雲の内側の天体を除く）である
海王星によって散乱されていない
偏心性を持つ（離れた物体を除外するため） $e<0.240$

他の定義とは異なり、この定義には、主半軸が39.4AU未満（2:3共鳴）の天体（内側古典ベルトと呼ばれる）、または48.7AUを超える天体（1:2共鳴）（外側古典ベルトと呼ばれる）が含まれており、これら2つの共鳴間の軌道には主古典ベルトという用語が使用されています。 ^[14]

家族

古典カイパーベルト（単一天体の崩壊の残骸であると考えられる天体のグループ）で最初に知られている衝突族は、ハウメア族である。^[15]これには、ハウメア、その衛星、2002 TX 300、および7つの小天体が含まれる。^[b]これらの天体は同様の軌道をたどるだけでなく、同様の物理的特性も共有している。他の多くのカイパーベルト天体とは異なり、その表面には大量の水氷（H _{2 O）が含まれており、}ソリンは全くないか、ごくわずかである。^[16]表面の組成は、赤ではなく中性色と、赤外線スペクトルの1.5μmと2μmでの深い吸収から推測される。^[17]古典カイパーベルトには、他のいくつかの衝突族が存在する可能性がある。^[18]^[19]

探検

2019年1月現在、探査機によって間近に観測された古典的なカイパーベルト天体は1つだけです。ボイジャー探査機は両方ともカイパーベルトが発見される前にこの地域を通過しました。^[20] ニューホライズンズは古典的なKBOを訪れた最初のミッションでした。 2015年に冥王星系の探査に成功した後、NASAの探査機は2019年1月1日に3,500キロメートル（2,200マイル）の距離にある小さなKBO 486958アロコスを訪れました。^[21]

参照

天体リスト

脚注

^ やや古風ではあるが、「cubewano」は今でも小惑星センターの遠方小惑星リストで使用されている。^[1]
^ 2008年現在。このファミリーの最も明るい4つの天体は、ハウメアを表す円の内側のグラフ上に位置しています。 ^{[説明が必要]}

参考文献

^ 「遠方の小惑星」。
^ Jewitt, David . 「Classical Kuiper Belt Objects」. UCLA . 2013年7月1日閲覧。
^ abcd Brian G. Marsden (2010年1月30日). 「MPEC 2010-B62: Distant Minor Planets (2010 FEB. 13.0 TT)」. IAU Minor Planet Center. ハーバード・スミソニアン天体物理学センター. 2012年9月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年7月26日閲覧。
^ 「MPEC 2006-X45: 遠方の小惑星」。IAU 小惑星センター & Tamkin Foundation Computer Network。2006 年 12 月 12 日。2008年10 月 3 日閲覧。
^ ab Jewitt, D. ; Delsanti, A. (2006). 「惑星を超えた太陽系」(PDF) . Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (PDF) . Springer -Praxis. ISBN 978-3-540-26056-1. 2007年1月29日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。2006年3月2日閲覧。）
^ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro (2003). 「海王星の移動中に物体が外向きに移動してカイパーベルトが形成される」Nature . 426 (6965): 419–421. Bibcode :2003Natur.426..419L. doi :10.1038/nature02120. PMID 14647375. S2CID 4395099.
^ ab JL Elliot ; et al. (2006). 「深黄道探査：カイパーベルト天体とケンタウルスの探査。II. 動的分類、カイパーベルト面、および中心星集団」。天文学ジャーナル。129 (2 ) : 1117–1162。Bibcode : 2005AJ ....129.1117E。doi : 10.1086/427395。 ( 「プレプリント」(PDF)。2006年8月23日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。）
^ Jewitt, D. (2004). 「Plutino」. 2007年4月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。
^ A. ドレッソディラム; N.ペイシーニョ; C.デ・バーグ。 S.フォルナシエ; P. テボー。 MA バルッチ; C. ヴェイエ (2002 年 10 月)。「エッジワース・カイパーベルトの色分布」。天文ジャーナル。124 (4): 2279. arXiv : astro-ph/0206468。Bibcode :2002AJ....124.2279D。土井：10.1086/342447。S2CID 30565926。
^ ペイシーニョ、ヌーノ;ラセルダ、ペドロ。デイヴィッド・ジュイット(2008 年 8 月)。「古典的なカイパーベルト天体の色と傾斜の関係」。天文ジャーナル。136 (5): 1837.arXiv : 0808.3025。Bibcode :2008AJ....136.1837P。土井：10.1088/0004-6256/136/5/1837。S2CID 16473299。
^ K. Noll; W. Grundy; D. Stephens; H. Levison; S. Kern (2008 年 4 月). 「古典的な超海王星天体の 2 つの集団の証拠: 古典的な連星の強い傾斜依存性」. Icarus . 194 (2): 758. arXiv : 0711.1545 . Bibcode :2008Icar..194..758N. doi :10.1016/j.icarus.2007.10.022. S2CID 336950.
^ Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. (2001). 「カイパーベルトの放射状分布」(PDF) . The Astrophysical Journal . 554 (1): L95–L98. Bibcode :2001ApJ...554L..95T. doi :10.1086/320917. S2CID 7982844. 2006年9月19日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
^ ab "q > 40 AU and Q < 48 AU". IAU 小惑星センター. minorplanetcenter.net . ハーバード・スミソニアン天体物理学センター. 2023年7月31日閲覧。
^ ab Gladman, BJ; Marsden, B.; van Laerhoven, C. (2008). 「太陽系外縁部の命名法」(PDF)。Barucci, MA; et al. (eds.).海王星以遠の太陽系。ツーソン: アリゾナ大学出版局。ISBN 978-0-8165-2755-72012年11月2日にオリジナルからアーカイブ（PDF）されました。
^ Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). 「カイパーベルトにおける氷天体の衝突ファミリー」(PDF) . Nature . 446 (7133): 294–6. Bibcode :2007Natur.446..294B. doi :10.1038/nature05619. PMID 17361177. S2CID 4430027. 2018-07-23 にオリジナルからアーカイブ(PDF)されました。
^ Pinilla-Alonso, N.; Brunetto, R.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Roush, TL; Strazzulla, G. (2009). 「海王星外縁部ベルト最大の炭素枯渇天体、(136108) Haumea (2003 EL 61) の表面」。天文学_と天体物理学。496 (2): 547。arXiv : 0803.1080。Bibcode : 2009A&A...496..547P。doi : 10.1051 /0004-6361/200809733。S2CID 15139257 。
^ Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Brunetto, R. (2007). 「(145453) 2005 RR ₄₃の水氷に富んだ表面：炭素枯渇型 TNO 集団のケース？」天文学と天体物理学. 468 (1): L25–L28. arXiv : astro-ph/0703098 . Bibcode :2007A&A...468L..25P. doi :10.1051/0004-6361:20077294. S2CID 18546361.
^ Chiang, E.-I. (2002年7月). 「古典カイパーベルトの衝突ファミリー」.天体物理学ジャーナル. 573 (1): L65–L68. arXiv : astro-ph/0205275 . Bibcode :2002ApJ...573L..65C. doi :10.1086/342089. S2CID 18671789.
^ デ・ラ・フエンテ・マルコス、カルロス;デ・ラ・フエンテ・マルコス、ラウール（2018年2月11日）。「太陽系外縁部にある動的に相関する小天体」。王立天文協会の月次通知。474 (1): 838–846。arXiv : 1710.07610。ビブコード:2018MNRAS.474..838D。土井：10.1093/mnras/stx2765。S2CID 73588205。
^ スターン、アラン（2018年2月28日）。「PIの視点：ボイジャーはなぜカイパーベルトを探査しなかったのか？」。2018年3月13日閲覧。
^ Lakdawalla, Emily (2018年1月24日). 「ニューホライズンズ、2014 MU69との遭遇に備える」. 惑星協会. 2018年3月13日閲覧。

外部リンク

ジェウィット、デイビッド. 「カイパーベルトサイト」. UCLA.
「カイパーベルト電子ニュースレター」。
「太陽系外縁天体一覧」、IAU 小惑星センター、minorplanetcenter.org、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター、2010 年 8 月 27 日時点のオリジナルよりアーカイブ
「TNO ページ」。johnstonarchive.net。
「太陽系外縁部の天体の現在の位置のグラフ」。IAU 小惑星センター。minorplanetcenter.org。ハーバード・スミソニアン天体物理学センター。

[2] やや古風ではあるが、「cubewano」は今でも小惑星センターの遠方小惑星リストで使用されている。^[1]

[17] 2008年現在。このファミリーの最も明るい4つの天体は、ハウメアを表す円の内側のグラフ上に位置しています。 ^{[説明が必要]}

[1] 「遠方の小惑星」。

[3] Jewitt, David . 「Classical Kuiper Belt Objects」. UCLA . 2013年7月1日閲覧。

[K10B62-4] Brian G. Marsden (2010年1月30日). 「MPEC 2010-B62: Distant Minor Planets (2010 FEB. 13.0 TT)」. IAU Minor Planet Center. ハーバード・スミソニアン天体物理学センター. 2012年9月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年7月26日閲覧。

[K06X45-5] 「MPEC 2006-X45: 遠方の小惑星」。IAU 小惑星センター & Tamkin Foundation Computer Network。2006 年 12 月 12 日。2008年10 月 3 日閲覧。

[JewittDelsanti2006-6] Jewitt, D. ; Delsanti, A. (2006). 「惑星を超えた太陽系」(PDF) . Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (PDF) . Springer -Praxis. ISBN 978-3-540-26056-1. 2007年1月29日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。2006年3月2日閲覧。）

[Levison2003-7] Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro (2003). 「海王星の移動中に物体が外向きに移動してカイパーベルトが形成される」Nature . 426 (6965): 419–421. Bibcode :2003Natur.426..419L. doi :10.1038/nature02120. PMID 14647375. S2CID 4395099.

[DES_Elliot2006-8] JL Elliot ; et al. (2006). 「深黄道探査：カイパーベルト天体とケンタウルスの探査。II. 動的分類、カイパーベルト面、および中心星集団」。天文学ジャーナル。129 (2 ) : 1117–1162。Bibcode : 2005AJ ....129.1117E。doi : 10.1086/427395。 ( 「プレプリント」(PDF)。2006年8月23日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。）

[9] Jewitt, D. (2004). 「Plutino」. 2007年4月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。

[Doressoundiram2002-10] A. ドレッソディラム; N.ペイシーニョ; C.デ・バーグ。 S.フォルナシエ; P. テボー。 MA バルッチ; C. ヴェイエ (2002 年 10 月)。「エッジワース・カイパーベルトの色分布」。天文ジャーナル。124 (4): 2279. arXiv : astro-ph/0206468。Bibcode :2002AJ....124.2279D。土井：10.1086/342447。S2CID 30565926。

[LacerdaJewitt2008-11] ペイシーニョ、ヌーノ;ラセルダ、ペドロ。デイヴィッド・ジュイット(2008 年 8 月)。「古典的なカイパーベルト天体の色と傾斜の関係」。天文ジャーナル。136 (5): 1837.arXiv : 0808.3025。Bibcode :2008AJ....136.1837P。土井：10.1088/0004-6256/136/5/1837。S2CID 16473299。

[NollGrundy-binaries2008-12] K. Noll; W. Grundy; D. Stephens; H. Levison; S. Kern (2008 年 4 月). 「古典的な超海王星天体の 2 つの集団の証拠: 古典的な連星の強い傾斜依存性」. Icarus . 194 (2): 758. arXiv : 0711.1545 . Bibcode :2008Icar..194..758N. doi :10.1016/j.icarus.2007.10.022. S2CID 336950.

[Trujillo_2001-13] Trujillo, Chadwick A.; Brown, Michael E. (2001). 「カイパーベルトの放射状分布」(PDF) . The Astrophysical Journal . 554 (1): L95–L98. Bibcode :2001ApJ...554L..95T. doi :10.1086/320917. S2CID 7982844. 2006年9月19日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。

[MPC_list-14] "q > 40 AU and Q < 48 AU". IAU 小惑星センター. minorplanetcenter.net . ハーバード・スミソニアン天体物理学センター. 2023年7月31日閲覧。

[ArizonaBook_Gladman2007-15] Gladman, BJ; Marsden, B.; van Laerhoven, C. (2008). 「太陽系外縁部の命名法」(PDF)。Barucci, MA; et al. (eds.).海王星以遠の太陽系。ツーソン: アリゾナ大学出版局。ISBN 978-0-8165-2755-72012年11月2日にオリジナルからアーカイブ（PDF）されました。

[BrownBarkume2007-16] Brown, Michael E.; Barkume, Kristina M.; Ragozzine, Darin; Schaller, Emily L. (2007). 「カイパーベルトにおける氷天体の衝突ファミリー」(PDF) . Nature . 446 (7133): 294–6. Bibcode :2007Natur.446..294B. doi :10.1038/nature05619. PMID 17361177. S2CID 4430027. 2018-07-23 にオリジナルからアーカイブ(PDF)されました。

[Pinilla-Alonso2009-18] Pinilla-Alonso, N.; Brunetto, R.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Roush, TL; Strazzulla, G. (2009). 「海王星外縁部ベルト最大の炭素枯渇天体、(136108) Haumea (2003 EL 61) の表面」。天文学_と天体物理学。496 (2): 547。arXiv : 0803.1080。Bibcode : 2009A&A...496..547P。doi : 10.1051 /0004-6361/200809733。S2CID 15139257 。

[Pinilla-Alonso2007-19] Pinilla-Alonso, N.; Licandro, J.; Gil-Hutton, R.; Brunetto, R. (2007). 「(145453) 2005 RR ₄₃の水氷に富んだ表面：炭素枯渇型 TNO 集団のケース？」天文学と天体物理学. 468 (1): L25–L28. arXiv : astro-ph/0703098 . Bibcode :2007A&A...468L..25P. doi :10.1051/0004-6361:20077294. S2CID 18546361.

[chiang-20] Chiang, E.-I. (2002年7月). 「古典カイパーベルトの衝突ファミリー」.天体物理学ジャーナル. 573 (1): L65–L68. arXiv : astro-ph/0205275 . Bibcode :2002ApJ...573L..65C. doi :10.1086/342089. S2CID 18671789.

[pairs-21] デ・ラ・フエンテ・マルコス、カルロス;デ・ラ・フエンテ・マルコス、ラウール（2018年2月11日）。「太陽系外縁部にある動的に相関する小天体」。王立天文協会の月次通知。474 (1): 838–846。arXiv : 1710.07610。ビブコード:2018MNRAS.474..838D。土井：10.1093/mnras/stx2765。S2CID 73588205。

[22] スターン、アラン（2018年2月28日）。「PIの視点：ボイジャーはなぜカイパーベルトを探査しなかったのか？」。2018年3月13日閲覧。

[23] Lakdawalla, Emily (2018年1月24日). 「ニューホライズンズ、2014 MU69との遭遇に備える」. 惑星協会. 2018年3月13日閲覧。