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カイパーベルト（/ ˈ k aɪ p ər / KY -pər）[1]は、太陽系外縁部の恒星周円盤で、海王星の軌道から太陽から30天文単位（AU）の距離から約50 AUまで伸びています。[2]小惑星帯に似ていますが、はるかに大きく、幅は20倍、質量は20～200倍です。[3] [4]小惑星帯と同様に、主に太陽系形成時の小天体または残骸で構成されています。多くの小惑星が主に岩石と金属で構成されていますが、カイパーベルトのほとんどの天体は、メタン、アンモニア、水などの凍結した揮発性物質（「氷」と呼ばれる）で大部分が構成されています。カイパーベルトには、天文学者が一般に準惑星と認める天体のほとんどが存在します。 オルクス、冥王星、[5]ハウメア、[6]クワオアー、マケマケです。[7]海王星のトリトンや土星のフェーベなど、太陽系の衛星のいくつかは、この地域で形成された可能性があります。[8] [9]
カイパーベルトは、1951年にその存在を推測したオランダの天文学者ジェラルド・カイパーにちなんで名付けられました。 [10]彼の前後にも、 1930年代のケネス・エッジワースなど、その存在を推測した研究者がいました。 [11]天文学者のフリオ・アンヘル・フェルナンデスは、 1980年に海王星の向こうに彗星帯が存在することを示唆する論文を発表しました。 [12] [13]これは短周期彗星の源となる可能性があります。[14] [15]
1992年、小惑星（15760）アルビオンが発見されました。これは、冥王星（1930年）とカロン（1978年）以来のカイパーベルト天体（KBO）でした。[16]発見以来、既知のKBOの数は数千に増加し、直径100 km（62マイル）を超えるKBOは10万個以上存在すると考えられています。[17]カイパーベルトは当初、軌道が200年未満である周期彗星の主な保管場所であると考えられていました。 1990年代半ば以降の研究により、ベルトは力学的に安定しており、彗星の本当の起源は散乱円盤、つまり45億年前に海王星が外向きに動くことによって作られた動的に活発な領域であることがわかりました。[18]エリスなどの散乱円盤天体は、太陽から100 AUまで移動する極端に偏心した軌道を持っています。 [a]
カイパーベルトは、仮説上の オールトの雲とは異なり、オールトの雲はカイパーベルトの1000倍も遠く、ほぼ球形であると考えられている。カイパーベルト内の天体は、散乱円盤のメンバーやヒルズ雲またはオールトの雲の潜在的な天体とともに、太陽系外天体（TNO）と総称される。 [21]冥王星はカイパーベルトで最大かつ最も質量の大きい天体であり、散乱円盤ではエリスに次いで最大かつ2番目に質量が大きいことが知られているTNOである。[a]冥王星はもともと惑星と考えられていたが、カイパーベルトの一部であるという理由で、2006年に準惑星に再分類された。カイパーベルトの他の多くの天体と組成が似ており、その公転周期は海王星と同じ2:3共鳴を共有する「プルティノ」と呼ばれるKBOのクラスの特徴である。
カイパーベルトと海王星は太陽系の範囲を示す指標として扱うことができるが、代替案としてはヘリオポーズや太陽の重力の影響が他の恒星のそれと一致する距離（約100万キロメートルから150万キロメートルの間と推定）が挙げられる。50 000 AUと125,000AU ）。[ 22]
歴史
1930年に冥王星が発見された後、冥王星は単独で存在するのではないと多くの人が推測した。現在カイパーベルトと呼ばれている領域は、数十年にわたってさまざまな形で仮説が立てられてきた。その存在を直接示す最初の証拠が見つかったのは1992年になってからである。カイパーベルトの性質に関するこれまでの推測の数と多様性により、誰が最初にそれを提唱したのかという点については依然として不確かなままである。[23] : 106
仮説
太陽系外惑星の存在を示唆した最初の天文学者はフレデリック・C・レナードである。 1930年にクライド・トンボーが冥王星を発見した直後、レナードは「冥王星には一連の超海王星天体の最初のものが見つかった可能性は低く、残りの天体はまだ発見されていないが、いずれは発見される運命にある」と考えた。[24]同じ年、天文学者アーミン・O・ロイシュナーは冥王星は「まだ発見されていない多くの長周期惑星の1つかもしれない」と示唆した。[25]
1943年、ケネス・エッジワースは英国天文学会誌で、海王星の外側の領域では、原始太陽系星雲内の物質は惑星に凝縮するには間隔が広すぎるため、無数の小天体に凝縮されたという仮説を立てた。このことから彼は、「惑星の軌道の外側の太陽系の外側の領域は、非常に多数の比較的小さな天体で占められている」[26] : xii と結論付け、時折、そのうちの1つが「自身の領域からさまよい出て、太陽系内部への臨時訪問者として現れる」 [26] : 2 と結論付け、彗星になる。
1951年、ジェラルド・カイパーは『天体物理学：トピックシンポジウム』の論文で、太陽系の進化の初期に同様の円盤が形成されたと推測し、その円盤は「散開銀河団が溶解して恒星になるのと同じように、多くのメンバーを失った元のクラスターの残骸」で構成されていると結論付けました。[10]カイパーが1950年に行った講義に基づく別の論文（これも『太陽系の起源』 ）では、「太陽系星雲の最も外側の領域、38から50星座単位（つまり、原始海王星のすぐ外側）」について、「凝縮生成物（H20、NH3、CH4などの氷）が形成され、その薄片がゆっくりと集まって、最大1km以上の大きさと推定されるより大きな集合体を形成したに違いない」と書いています。彼は続けて「これらの凝縮が、彗星の大きさ、数、構成の原因となっているようだ」と書いている。カイパーによれば、「30から50天体単位の領域全体を横切る惑星、冥王星が、太陽系全体に彗星を散らした原因であると考えられている」[27]。カイパーは、当時一般的だった、冥王星は地球と同じ大きさで、そのためこれらの天体をオールトの雲に向かって、または太陽系外に散らしたという仮定に基づいて作業していたと言われている。これが正しければ、今日カイパーベルトは存在しないだろう。[28]
この仮説はその後の数十年間でさまざまな形をとった。1962年、物理学者アル・GW・キャメロンは「太陽系の外縁部に大量の微小物質が存在する」と仮定した。[26] : 14 1964年、彗星の構造に関する有名な「ダーティ・スノーボール」仮説を広めたフレッド・ウィップルは、「彗星帯」が、惑星Xの探索のきっかけとなった天王星の軌道の矛盾を引き起こすほどの質量を持つか、少なくとも既知の彗星の軌道に影響を与えるほどの質量を持つのではないかと考えた。[29]観測によりこの仮説は否定された。[26] : 14
1977年、チャールズ・コワルは土星と天王星の間を周回する氷の小惑星2060キロンを発見した。コワルは点滅比較器を使用したが、これは約50年前にクライド・トンボーが冥王星を発見したのと同じ装置だった。[30] 1992年には、同様の軌道で別の天体5145フォラスが発見された。[31]現在、ケンタウルス族と呼ばれる彗星のような天体の集団が木星と海王星の間の領域に存在することが知られている。ケンタウルス族の軌道は不安定で、動的寿命は数百万年である。[32] 1977年のキロン発見以来、天文学者はケンタウルス族はそのため外部の貯蔵庫から頻繁に補充されているに違いないと推測してきた。[26] : 38
カイパーベルトの存在を裏付けるさらなる証拠は、後に彗星の研究から明らかになった。彗星の寿命には限りがあることは以前から知られていた。彗星が太陽に近づくと、その熱によってその揮発性表面が宇宙空間に昇華し、徐々に拡散していく。太陽系の年齢を超えて彗星が観測され続けるためには、彗星が頻繁に補給されなければならない。[33]そのような補給領域として提案されているのがオールトの雲で、これはおそらく太陽から5万AUを超えて広がる球状の彗星の群れで、 1950年にオランダの天文学者ヤン・オールトによって初めて仮説が立てられた。 [34]オールトの雲は、ヘール・ボップ彗星のように数千年にわたって軌道を回る長周期彗星の起源であると考えられている。[23] : 105
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短周期彗星あるいは周期彗星と呼ばれる別の彗星の集団があり、ハレー彗星のように、軌道周期が200年未満の彗星で構成される。1970年代までには、短周期彗星の発見率は、それらがオールトの雲からのみ出現したという説とますます矛盾するようになっていった。[26] : 39 オールトの雲の天体が短周期彗星になるためには、まず巨大惑星に捕獲されなければならない。 1980年に王立天文学会月報に発表された論文で、ウルグアイの天文学者フリオ・フェルナンデスは、オールトの雲から太陽系内部に送り込まれる短周期彗星1個につき、600個が星間空間に放出されなければならないと述べた。彼は、観測された数の彗星を説明するには、35 AU から 50 AU の間の彗星帯が必要であると推測した。[36]フェルナンデスの研究に続き、1988 年にカナダのマーティン・ダンカン、トム・クイン、スコット・トレメインのチームが、観測されたすべての彗星がオールトの雲から到来した可能性があるかどうかを判断するために、いくつかのコンピューター シミュレーションを実行した。彼らは、オールトの雲ではすべての短周期彗星を説明できないことを発見した。特に、短周期彗星は太陽系の平面近くに密集しているのに対し、オールトの雲の彗星は空のどの地点からでも到来する傾向があるためである。フェルナンデスが「ベルト」と表現したこの表現を定式化に加えると、シミュレーションは観測と一致した。[37]伝えられるところによると、フェルナンデスの論文の冒頭の文章に「カイパー」と「彗星帯」という言葉が登場したため、トレメインはこの仮説上の領域を「カイパー ベルト」と名付けた。[26] : 191
発見
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1987年、当時MITにいた天文学者のデイビッド・ジューイットは、「太陽系の外縁部が空っぽに見えること」にますます困惑するようになった。[16]彼は当時大学院生だったジェーン・ルーに、冥王星の軌道の外側にある別の天体を見つけるという自身の試みに協力するよう勧めた。なぜなら、彼が彼女に言ったように、「我々が見つけなければ、誰も見つけることはできない」からである。 [26] : 50 ジューイットとルーは、アリゾナ州のキットピーク国立天文台とチリのセロ・トロロ汎米天文台の望遠鏡を使用して、クライド・トンボーとチャールズ・コワルが行ったのとほぼ同じ方法で、点滅比較器を使用して探索を行った。[26] : 50 当初、プレートのペアごとの検査には約8時間かかりましたが、[26] : 51 、電荷結合素子（CCD）の登場によりプロセスがスピードアップしました。CCDは視野は狭いものの、光を集める効率が高いだけでなく（写真では10％しか集光できないのに対し、CCDでは90％の集光が可能）、点滅プロセスをコンピュータ画面上で仮想的に実行できるようになりました。今日では、CCDはほとんどの天体検出器の基礎となっています。[26] : 52, 54, 56 1988年、ジューイットはハワイ大学天文学研究所に移りました。後にルーが彼に加わり、ハワイ大学のマウナケアにある2.24m望遠鏡で働きました。[26] : 57, 62 最終的に、CCDの視野は1024×1024ピクセルに拡大され、探索をはるかに迅速に実行できるようになりました。[26] : 65 最終的に、5年間の探索の後、ジェウィットとルーは1992年8月30日に「カイパーベルト天体候補1992 QB 1の発見」を発表しました。[16]この天体は後に15760アルビオンと命名されました。 6か月後、彼らはその領域で2番目の天体、(181708) 1993 FWを発見しました。[38] 2018年までに、2000を超えるカイパーベルト天体が発見されました。[39]
1992 QB 1 （2018年に15760アルビオンと命名）が発見されてから20年間（1992年から2012年）で、ベルトの中で1000を超える天体が発見され、冥王星とアルビオンに加えて広大な天体ベルトが存在することが示されました。[40] 2010年代になっても、カイパーベルト天体の全容と性質はほとんどわかっていませんでした。[40]最後に、無人探査機ニューホライズンズがカイパーベルト天体への初のフライバイを実施し、冥王星系（2015年）とその後のアロコス（2019年）のより詳細な観測を提供しました。[41]
トランスネプチューン領域が初めて測量されて以来行われた研究により、現在カイパーベルトと呼ばれている領域は短周期彗星の起源ではなく、散乱円盤と呼ばれる連鎖した集団から派生したものであることがわかった。散乱円盤は、当時は太陽にかなり近かった原カイパーベルトに海王星が移動したときに形成され、その跡には、その軌道の影響を受けることのない力学的に安定した天体の集団（カイパーベルト本体）と、近日点が十分に近いため海王星が太陽の周りを回っているときにも干渉を受ける集団（散乱円盤）が残された。散乱円盤は力学的に活発であり、カイパーベルトは比較的力学的に安定しているため、散乱円盤は現在、周期彗星の起源として最も可能性の高い場所とみなされている。[18]
名前
天文学者はエッジワースに敬意を表してエッジワース・カイパーベルトという別名を使うことがあり、KBO は EKO と呼ばれることもある。ブライアン・G・マースデンは、どちらも真の功績に値しないと主張している。「エッジワースもカイパーも、現在我々が見ているものについてはほとんど何も書いていないが、フレッド・ウィップルは書いている」。[26] : 199 デビッド・ジューイットは次のようにコメントしている。「どちらかといえば、フェルナンデスがカイパーベルトの予測に最もふさわしい人物だ」。[28]
KBOは「カイパーロイド」と呼ばれることもあるが、この名前はクライド・トンボーが提案したものである。[42]いくつかの科学団体は、このベルト内の天体に対して「トランス・ネプチューン・オブジェクト（TNO）」という用語を推奨しているが、これは他の用語よりも議論の余地が少ないためである。ただし、TNOにはカイパーベルト内の天体だけでなく、海王星の軌道を越えて太陽を周回するすべての天体が含まれるため、正確な同義語ではない。 [43]
構造
カイパーベルトは、その最大範囲（散乱円盤を除く）とその周辺地域を含め、およそ 30～55 AU に広がっています。ベルト本体は、一般的に 39.5 AU の 2:3 平均運動共鳴（下記参照）からおよそ 48 AU の 1:2 共鳴まで広がっているとされています。[44]カイパーベルトはかなり厚く、主な集中部分は黄道面から 10 度外側まで広がっており、より拡散した物体の分布はさらに数倍も遠くまで広がっています。全体的には、ベルトというよりはトーラスやドーナツに似ています。 [45]その平均位置は、黄道に対して 1.86 度傾いています。[46]
海王星の存在は、軌道共鳴によりカイパーベルトの構造に大きな影響を与えている。太陽系の年齢に匹敵する時間スケールで、海王星の重力は、特定の領域にあるあらゆる物体の軌道を不安定にし、それらを太陽系の内部に送り込むか、散乱円盤または星間空間に送り出す。これにより、カイパーベルトの現在の配置には、小惑星帯のカークウッドの隙間に似た顕著な隙間が生じる。たとえば、40 AU から 42 AU の間の領域では、そのような時間にわたって安定した軌道を維持できる物体はなく、その領域で観測される物体は比較的最近そこに移動してきたに違いない。[47]
クラシックベルト
海王星との2:3共鳴と1:2共鳴の間、およそ42～48AUでは、海王星との重力相互作用が長期間にわたって発生し、物体は軌道を本質的に変えずに存在することができます。この領域は古典カイパーベルトとして知られており、そのメンバーは現在までに観測されたカイパーベルト天体のおよそ3分の2を占めています。[48] [49]最初に発見された現代のカイパーベルト天体（アルビオン、長い間 (15760) 1992 QB 1と呼ばれていました）がこのグループの原型であると考えられているため、古典カイパーベルト天体はしばしばキュベワノス（「QB-1-os」）と呼ばれます。 [50] [51] IAUが定めたガイドラインでは、古典カイパーベルト天体に創造に関連する神話上の存在の名前を付けることが求められています。[52]
古典的なカイパーベルトは、2 つの別々の種族の複合体のようです。最初の種族は「動的に冷たい」種族として知られ、惑星とよく似た軌道を持ちます。ほぼ円形で、軌道離心率は 0.1 未満、傾斜角は最大約 10° と比較的低いです (角度をつけてではなく、太陽系の平面に近い位置にあります)。冷たい種族には、カーネルと呼ばれる、半径が 44～44.5 AU にある天体の集中も含まれています。[53] 2 番目の種族は「動的に熱い」種族で、軌道は黄道に対して最大 30° まで傾斜しています。2 つの種族がこのように名付けられたのは、温度に大きな違いがあるからではなく、加熱されると相対速度が増加するガス内の粒子との類似性から名付けられました。[54] 2つの種族は軌道が異なるだけでなく、冷たい種族は色とアルベドも異なり、より赤く明るく、連星の割合が大きく、[55]サイズ分布が異なり、[56]非常に大きな天体が欠けている。[57]動的に冷たい種族の質量は、熱い種族の質量の約30分の1である。[56]色の違いは、異なる組成を反映している可能性があり、異なる地域で形成されたことを示唆している。熱い種族は、海王星の元の軌道の近くで形成され、巨大惑星の移動中に散らばったと提案されている。 [3] [58]一方、冷たい種族は、緩い連星が海王星との遭遇を生き残る可能性が低いため、現在の位置で多かれ少なかれ形成されたと提案されている。[59]ニースモデルは、少なくとも部分的に組成の違いを説明できるようであるが、色の違いは表面の進化の違いを反映している可能性も示唆されている。[60]
共鳴
物体の公転周期が海王星の公転周期と正確に等しい場合（平均運動共鳴と呼ばれる状況）、相対的な位置関係が適切であれば、その物体は海王星と同期した運動で固定され、乱されることを避けることができる。例えば、ある物体が海王星の3周ごとに太陽を2周し、海王星が4分の1周離れた近日点に到達した場合、その物体が近日点に戻るたびに、海王星は常に開始時とほぼ同じ相対位置にある。なぜなら、海王星は1周を完了しているからである。+冥王星は、同じ時間に ⁄ 2 周回する。これは 2:3 (または 3:2) 共鳴として知られ、約 39.4 AU の特徴的な軌道長半径に対応する。この2 : 3 共鳴には、冥王星とその衛星を含む約 200 個の既知の天体が含まれる。これにちなんで、この族のメンバーはプルティノと呼ばれている。冥王星を含む多くのプルティノは、海王星の軌道と交差する軌道を持っているが、共鳴しているため衝突することはない。プルティノは軌道離心率が高く、現在の位置に本来あったのではなく、移動する海王星によって偶然に軌道に投げ込まれたことを示唆している。 [62] IAU のガイドラインでは、すべてのプルティノは、冥王星と同様に、冥界の神々にちなんで名付けられなければならないと規定されている。 [52] 1:2共鳴（その天体は海王星の軌道の半分ずつを周回する）は、約47.7 AUの軌道長半径に相当し、まばらに存在する。 [63]その居住者は、ツーティノと呼ばれることもある。他の共鳴は、3:4、3:5、4:7、および2:5にも存在する。 [26] ：104 海王星には、軌道の前後にある重力的に安定した領域であるラグランジアン点を占めるトロヤ群天体が多数ある。海王星トロヤ群は、海王星と1:1の平均運動共鳴にあり、非常に安定した軌道を持っていることが多い。
さらに、半径が 39 AU 未満の天体が比較的少ないことが、現在の共鳴では明らかに説明できない。この原因として現在受け入れられている仮説は、海王星が外側に移動したときに、不安定な軌道共鳴がこの領域を徐々に移動し、この領域内の物体が巻き上げられたか、重力によってそこから放出されたというものである。[26] : 107
カイパー崖
47.8 AU の1:2 共鳴は、その先にはほとんど天体が知られていない端のようです。それが実際に古典的ベルトの外縁なのか、それとも広いギャップの始まりに過ぎないのかは明らかではありません。物体は、古典的ベルトのかなり外側のおよそ 55 AU の 2:5 共鳴で検出されています。これらの共鳴の間にある古典的軌道に多数の天体が存在するという予測は、観測によって検証されていません。[62]
天王星や海王星、さらには冥王星ほどの大きさの天体を形成するのに必要な原始質量の推定値に基づいて、カイパーベルトの以前のモデルでは、50 AUを超えると大きな天体の数が2倍に増加すると示唆されていたため、[64]カイパーの崖として知られるこの突然の急激な減少は予想外であり、現在まで原因は不明です。Bernstein、Trilling、et al. (2003)は、50 AUを超えると半径100 km以上の天体の急激な減少が実際に発生し、観測の偏りによるものではないという証拠を発見しました。考えられる説明としては、その距離では物質が少なすぎたり散らばりすぎたりして大きな天体に集積できなかった、またはその後のプロセスで大きな天体が除去または破壊された、などが挙げられます。[65]神戸大学のパトリック・リカフカは、地球や火星ほどの大きさの、目に見えない大きな惑星の重力が原因かもしれないと主張した。[66] [67] 2023年9月以前に利用可能なTNOデータの分析によると、古典的なカイパーベルトの外縁にある物体の分布は、約72AUの隙間を持つ外側の主小惑星帯の分布に似ており、海王星との平均運動共鳴からは遠く離れている。外側の主小惑星帯は、5.875AUの木星との5:6の平均運動共鳴によって引き起こされる隙間を示している。[68]
起源
カイパーベルトの正確な起源と複雑な構造はまだ不明であり、天文学者らはパンスターズや将来のLSSTなどのいくつかの広視野サーベイ望遠鏡の完成を待っている。これらの望遠鏡により、現在知られていない多くのカイパーベルト天体が明らかになるはずだ。[3]これらのサーベイは、これらの質問に対する答えを決定するのに役立つデータを提供するだろう。パンスターズ1号は2014年に主要な科学ミッションを終了し、パンスターズ1号のサーベイの全データは2019年に公開され、さらに多くのカイパーベルト天体の発見に役立った。[69] [70] [71]
カイパーベルトは微惑星で構成されていると考えられている。微惑星とは、太陽の周りの元々の原始惑星系円盤の破片で、惑星に完全に合体できずに小さな天体に形成されたもので、最大のものは直径3,000キロメートル（1,900マイル）未満である。冥王星とカロンのクレーターの数を調べた研究で、小さなクレーターがほとんどないことが明らかになった。これは、そのような天体は、はるかに小さい、およそキロメートル規模の天体から集積されたのではなく、直径数十キロメートルの範囲のかなり大きな天体として直接形成されたことを示唆している。[72]これらの大きな天体の形成の仮説的なメカニズムには、乱流原始惑星系円盤の渦の間に集中した小石の雲の重力崩壊[59] [73]または流動不安定性[74]が含まれる。これらの崩壊した雲は断片化し、連星を形成する可能性がある。[75]
現代のコンピュータシミュレーションによると、カイパーベルトは木星と海王星の影響を強く受けていることが示されており、また、天王星も海王星も現在の位置では形成されなかったことが示唆されている。その範囲には原始物質が少なすぎて、そのような高質量の天体を形成することはできなかったからである。代わりに、これらの惑星は木星の近くで形成されたと推定されている。太陽系の歴史の初期に微惑星が散乱したことで、巨大惑星の軌道が移動したと考えられる。土星、天王星、海王星は外側に移動し、木星は内側に移動した。最終的に、軌道は木星と土星が正確に1:2の共鳴に達する点まで移動した。つまり、土星が1周するごとに木星は太陽の周りを2周する。このような共鳴の重力の影響により、最終的には天王星と海王星の軌道が不安定になり、原始的な微惑星円盤を横切る高離心率の軌道上に外側に散らばってしまいました。[60] [76] [77]
海王星の軌道は非常に離心率が高いが、平均運動共鳴が重なり、微惑星の軌道は無秩序に進化したため、微惑星は海王星の1:2共鳴まで外側にさまよい、低傾斜の物体の動的に冷たいベルトを形成した。その後、離心率が減少した後、海王星の軌道は現在の位置に向かって外側に拡大した。多くの微惑星はこの移動中に共鳴に捕らえられ、そのまま残ったが、他の微惑星は傾斜が高く離心率が低い軌道に進化し、共鳴から脱出して安定した軌道に乗った。[78]さらに多くの微惑星が内側に散らばり、その一部は木星トロヤ群、巨大惑星を周回する不規則衛星、外帯小惑星として捕らえられた。残りは木星によって再び外側に散らばり、ほとんどの場合、太陽系から放出され、原始カイパーベルトの個体数は99%以上減少した。[60]
現在最も普及しているモデルのオリジナル版である「ニースモデル」は、カイパーベルトの「冷たい」集団と「熱い」集団、共鳴する天体、散乱した円盤などの多くの特徴を再現しているが、分布の特徴のいくつかはまだ説明できていない。このモデルは、古典的なKBO軌道の平均離心率が観測値よりも高いと予測しており（0.07に対して0.10～0.13）、予測される傾斜分布には高傾斜の天体が少なすぎる。[60]さらに、冷帯の連星天体の頻度もモデルにとって問題であり、その多くは遠く離れており、ゆるく結合している。これらは海王星との遭遇中に分離したと予測されており、[79]一部の人々は、冷円盤が現在の場所で形成され、太陽系で唯一の真に局所的な小天体の集団であると提案している。[80]
ニースモデルの最近の修正では、太陽系は平均運動共鳴の連鎖にある追加の氷惑星を含む5つの巨大惑星で始まるとされている。太陽系形成から約4億年後に共鳴連鎖は断ち切られる。氷惑星は円盤内に散らばる代わりに、まず数AU外側に移動する。[81]この発散移動は最終的に共鳴交差につながり、惑星の軌道を不安定にする。余分な氷惑星は土星に遭遇し、木星を横切る軌道上に内側に散らばり、一連の遭遇の後、太陽系から放出される。残りの惑星はその後移動を続け、微惑星円盤がほぼ枯渇し、さまざまな場所に小さな断片が残る。[81]
オリジナルのニースモデルと同様に、天体は海王星が外向きに移動している間に共鳴状態に捕らえられる。一部は共鳴状態に留まり、その他はより高い傾斜角とより低い離心率の軌道に進化し、安定した軌道上に解放されて動的に高温の古典的ベルトを形成する。ホットベルトの傾斜角分布は、海王星が3000万年のタイムスケールで24 AUから30 AUに移動した場合に再現できる。[82]海王星が28 AUに移動すると、この氷巨星との重力遭遇が発生する。コールドベルトから海王星との1:2平均運動共鳴状態に捕らえられた天体は、この遭遇によって海王星の半長軸が外向きにジャンプしたときに、44 AUに局所的な集中として残される。[83]コールドベルトに堆積した天体には、コールドベルトの現在の位置よりも近い場所から発生した、緩く結合した「青い」連星がいくつか含まれる。[84]この遭遇時に海王星の離心率が小さいままであれば、元のニースモデルの軌道の混沌とした進化は避けられ、原始的な寒冷帯が保存される。[85]海王星の移動の後期段階では、平均運動共鳴のゆっくりとした掃引により、より高い離心率の天体が寒冷帯から除去され、その離心率分布が切り捨てられる。[86]
構成
カイパーベルト天体は太陽や主要な惑星から遠く離れているため、他の太陽系の天体を形作り変化させたプロセスの影響を比較的受けていないと考えられています。そのため、その組成を判定すれば、最も初期の太陽系の構成に関する重要な情報が得られます。[87]サイズが小さく、地球から非常に遠いため、カイパーベルト天体の化学組成を判定するのは非常に困難です。天文学者が天体の組成を判定する主な方法は分光法です。天体の光がその構成色に分解されると、虹に似た画像が形成されます。この画像はスペクトルと呼ばれます。異なる物質は異なる波長の光を吸収し、特定の天体のスペクトルを解読すると、その中の物質がその特定の波長の光を吸収した場所に暗い線（吸収線と呼ばれる）が現れます。すべての元素または化合物には独自の分光特性があり、天体の完全なスペクトル「指紋」を読み取ることで、天文学者はその組成を判定できます。
分析によると、カイパーベルト天体は岩石と水、メタン、アンモニアなどの様々な氷の混合物で構成されている。ベルトの温度はわずか約50 Kであるため、[88]太陽に近い場所では気体である多くの化合物が固体のままである。密度と岩石と氷の比率は、直径と質量が決定されている少数の天体についてのみ知られている。直径は、ハッブル宇宙望遠鏡などの高解像度望遠鏡で撮影するか、天体が恒星の前を通過する掩蔽のタイミングによって、または最も一般的には、赤外線放射から計算された天体のアルベドを使用して決定できる。質量は衛星の軌道長半径と周期を使用して決定されるため、これらは少数の連星系天体についてのみわかっている。密度は0.4 g/cm 3 未満から2.6 g/cm 3までの範囲である。密度が最も低い天体は主に氷で構成され、かなりの多孔性があると考えられている。最も密度の高い天体は、薄い氷の地殻を持つ岩石で構成されている可能性が高い。小さな天体は密度が低く、最大の天体は密度が高い傾向がある。この傾向の考えられる説明の1つは、分化した天体が衝突して最大の天体を形成したときに、表面層から氷が失われたということである。[87]
当初、KBOの詳細な分析は不可能だったため、天文学者はその構成、主に色に関する最も基本的な事実しか特定できませんでした。[90]これらの最初のデータは、KBOの色の範囲が広く、中間色の灰色から濃い赤まで及んでいることを示していました。[91]これは、表面が汚れた氷から炭化水素まで、さまざまな化合物でできていることを示唆していました。[91]天文学者は、KBOは表面の揮発性氷のほとんどを宇宙線の影響で失っており、一様に暗い色をしていると予想していたため、この多様性は驚くべきものでした。[26] : 118 この矛盾に対しては、衝突やガス放出による表面再形成など、さまざまな解決策が提案されました。[90] 2001年にJewittとLuuが既知のカイパーベルト天体のスペクトル分析を行ったところ、色の変化が極端すぎて、偶然の衝突では簡単に説明できないことがわかりました。[92]太陽からの放射線はKBOsの表面のメタンを化学的に変化させ、ソリンなどの生成物を生成したと考えられています。マケマケは、エタン、エチレン、アセチレンなど、メタンの放射線処理から生成された多くの炭化水素を持っていることが示されている。[87]
これまでのところ、ほとんどのKBOは暗さのためにスペクトル的に特徴がないように見えますが、その組成を決定することにはいくつかの成功がありました。[88] 1996年に、ロバートH.ブラウンらはKBO 1993 SCの分光データを取得し、その表面組成が冥王星や海王星の衛星トリトンと著しく類似しており、大量のメタン氷があることが明らかになりました。[93]より小さな天体については、色と場合によってはアルベドのみが決定されています。これらの天体は、主に2つのクラスに分類されます。アルベドが低い灰色と、アルベドが高い非常に赤いものです。色とアルベドの違いは、これらの天体の表面に硫化水素（H 2 S）が保持または失われるためであると仮定されており、H 2 Sを保持するのに十分太陽から離れた場所で形成された天体の表面は、放射線により赤くなっています。[94]
冥王星やクワオアーなど最大のKBOの表面には、メタン、窒素、一酸化炭素などの揮発性化合物が豊富に含まれています。これらの分子が存在するのは、カイパーベルトの30〜50 Kの温度範囲での適度な蒸気圧によるものと考えられます。これにより、これらの分子は時折表面から蒸発して雪となって再び降り注ぐのに対し、より沸点の高い化合物は固体のままです。最大のKBOにおけるこれら3つの化合物の相対的な存在量は、表面の重力と周囲温度に直接関係しており、それによってどの化合物を保持できるかが決まります。[87]水の氷は、 1996 TO 66などのハウメア族のメンバー、[95] 38628 ヒューヤや20000 ヴァルナなどの中型の天体、[96]およびいくつかの小さな天体を含むいくつかのKBOで検出されています。[87]アンモニア水和物も検出された50000クワオアを含む大型および中型天体上の結晶氷の存在は、[88]アンモニアの存在による融点の低下によって促進された過去の地殻活動を示している可能性があります。[87]
質量とサイズ分布
カイパーベルトの広大な範囲にもかかわらず、その総質量は比較的小さい。動的に熱い集団の総質量は、地球の質量の1％と推定されている。動的に冷たい集団ははるかに小さく、地球の質量のわずか0.03％と推定されている。[56] [97]動的に熱い集団は、太陽に近い場所で形成され、巨大惑星の移動中に外側に散らばったはるかに大きな集団の残骸であると考えられているのに対し、動的に冷たい集団は現在の位置で形成されたと考えられている。最新の推定（2018年）では、カイパーベルトの総質量は(1.97 ± 0.30) × 10 −2地球の質量は惑星の運動に与える影響に基づいている。[98]
動的に冷たい集団の総質量が小さいことは、太陽系の形成モデルにとっていくつかの問題を提起する。なぜなら、直径 100 km (62 マイル) を超える KBO の集積には相当な質量が必要であるからである。[3]冷たい古典的カイパーベルトが常に現在の低密度であったとしたら、これらの大きな天体は、より小さな微惑星の衝突と合体によって形成されることはあり得なかった。[3]さらに、現在の軌道の離心率と傾斜により、衝突は非常に「激しく」なり、集積ではなく破壊をもたらす。動的に冷たい集団の質量の大部分が除去される可能性は低いと考えられる。海王星の現在の影響力は、このような大規模な「真空化」を説明するには弱すぎ、衝突による質量損失の程度は、衝突で破壊される可能性が高い冷たいディスク内の緩く結合した連星の存在によって制限される。[99]小さな微惑星の衝突から形成されたのではなく、より大きな天体は小石の雲の崩壊から直接形成された可能性がある。[100]
カイパーベルト天体のサイズ分布は、いくつかのべき乗法則に従います。べき乗法則は、N ( D ) (直径がDより大きい天体の数) とDの関係を表し、明るさの傾きと呼ばれます。天体の数は、直径Dのべき乗に反比例します。
- 結果は次のようになります（qが 1 でないと仮定）。
( Dの値が高い場合にべき乗法則が適用されない場合にのみ、定数はゼロ以外になることがあります。)
見かけの等級分布の測定に基づいた初期の推定ではq = 4 ± 0.5という値が見つかりました[65] 。これは、100～200 kmの範囲には200～400 kmの範囲よりも8 (=2 3 )倍多くの天体があることを意味していました。
最近の研究では、高温の古典的天体と低温の古典的天体のサイズ分布の傾きが異なることが明らかになった。高温天体の傾きは大径で q = 5.3、小径で q = 2.0 で、110 km で傾きが変化する。低温天体の傾きは大径で q = 8.2、小径で q = 2.9 で、140 km で傾きが変化する。[56]散乱天体、プルトニウム、海王星トロヤ群のサイズ分布は、他の動的高温天体と同様の傾きを持つが、代わりにディボット、つまり特定のサイズ以下の天体の数が急激に減少している可能性がある。このディボットは、天体の衝突進化によるものか、またはこのサイズ以下の天体が存在しない状態で天体が形成され、より小さな天体が元の天体の破片となったためであると仮定されている。[101] [102]
半径1km未満の既知の最小のカイパーベルト天体は、ハッブル宇宙望遠鏡などの望遠鏡で直接見るには暗すぎる（等級35）ため、恒星掩蔽によってのみ検出されています。[103]これらの掩蔽の最初の報告は、2007年3月のハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ測光で、半径1km未満の小さなカイパーベルト天体を発見したと発表された2009年12月のシュリヒティングらによるものでした。推定半径は 520 ± 60メートルまたは直径1040 ± 120メートルの地点で、ハッブル宇宙望遠鏡の恒星追跡システムによって、0.3秒間恒星を掩蔽した物体が検出された。 [104] 2012年12月に発表されたその後の研究では、シュリヒティングらはハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ測光データをより徹底的に分析し、1キロメートル未満のカイパーベルト天体による別の掩蔽イベントを報告した。この天体は、1000メートルの半径と推定されている。半径530 ± 70mまたは直径は1060 ± 140メートル。2009年と2012年に検出された掩蔽イベントから、シュリヒティングらは、単一のべき乗則と均一な黄道緯度分布を仮定して、カイパーベルト天体のサイズ分布の傾きをq = 3.6±0.2またはq = 3.8±0.2と決定した。彼らの結果は、直径90kmを超えるより大きなカイパーベルト天体の集団からの外挿と比較して、1キロメートル未満のカイパーベルト天体が大幅に不足していることを意味している。[105]
NASAのニューホライズンズのベネティア・バーニー学生用ダストカウンターによる観測では、55auまで「モデル予測よりも高いダストフラックス」が示され、これは既存のモデルでは説明できないものであった。[106]
散らばった物体
散乱円盤は、カイパーベルトと重なるが100AUを超える範囲に広がる、まばらに星が集まる領域である。散乱円盤天体（SDO）は、非常に楕円形の軌道を持ち、黄道に対して非常に傾いていることが多い。太陽系形成のほとんどのモデルでは、KBOとSDOの両方が最初に原始ベルトで形成され、その後、特に海王星との重力相互作用により、天体が外向きに送り出され、一部は安定軌道（KBO）に、一部は不安定軌道（散乱円盤）に送られるとされている。[18]散乱円盤は不安定な性質のため、太陽系の短周期彗星の多くが発生した場所であると考えられている。それらの動的軌道は、時折それらを太陽系の内側に押し込み、最初はケンタウロス族になり、次に短周期彗星になる。[18]
全ての太陽系外縁天体の公式カタログを作成している小惑星センター（Minor Planet Center ）によると、カイパーベルト天体とは、起源や構成に関係なく、定義されたカイパーベルト領域内だけを周回する天体である。ベルトの外側で発見された天体は散乱天体として分類される。 [107]一部の科学界では、「カイパーベルト天体」という用語は、太陽系の歴史の大部分においてその軌道がカイパーベルトの外側（散乱円盤領域など）であったとしても、その初期クラスの一部であったと想定される太陽系外縁部原産の氷の小惑星と同義になっている。彼らは散乱円盤天体を「散乱カイパーベルト天体」と表現することが多い。[108]冥王星よりも質量が大きいことで知られる エリスは、しばしばKBOと呼ばれるが、厳密にはSDOである。[107]カイパーベルトの正確な定義に関する天文学者間のコンセンサスはまだ得られておらず、この問題は未解決のままである。
ケンタウルス族は通常カイパーベルトの一部とはみなされないが、散乱天体であると考えられている。唯一の違いは、外側ではなく内側に散乱している点である。小惑星センターはケンタウルス族とSDOを散乱天体としてグループ化している。[107]
トリトン
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海王星は移動中に、大きな KBO であるトリトンを捕獲したと考えられている。トリトンは太陽系で逆行軌道（つまり、海王星の自転と反対の軌道）をとる唯一の大きな衛星である。これは、若い親惑星の周りを回転する物質の円盤から合体したと考えられている木星、土星、天王星の大きな衛星とは異なり、トリトンは周囲の宇宙から捕獲された完全に形成された天体であったことを示している。物体の重力捕獲は容易ではなく、物体を十分に減速させて、より大きな物体の重力に捕獲されるようなメカニズムが必要である。考えられる説明としては、トリトンが海王星に遭遇したときに連星の一部であったということである。（多くの KBO は連星のメンバーです。以下を参照。）海王星によって連星のもう 1 つのメンバーが排除されたことが、トリトンの捕獲を説明できるかもしれない。[109]トリトンは冥王星よりわずか14%大きいだけであり、両惑星のスペクトル分析では、その表面は主にメタンや一酸化炭素などの同様の物質で構成されていることが示されています。これらすべては、トリトンがかつてKBOであり、海王星が外向きに移動中に捕獲されたという結論を示しています。[110]
最大のKBO
2000年以降、直径が500～1,500 km（932マイル）のKBOが数多く発見されている。これは冥王星（直径2,370 km）の半分以上である。2002年に発見された古典的なKBOであるクワオアーは、直径が1,200 kmを超える。2005年7月29日に発表されたマケマケとハウメアはさらに大きい。28978イクシオン（2001年発見）や20000ヴァルナ（2000年発見）などの他の天体は、直径がおよそ600～700 km（373～435マイル）である。[3]
冥王星
冥王星と似た軌道を周回するこれらの大型カイパーベルト天体の発見により、相対的な大きさを除けば冥王星はカイパーベルトの他の天体と特に違いはないという結論に多くの人が至った。これらの天体は冥王星と大きさが似ているだけでなく、多くは天然衛星を持ち、組成も似ている（メタンと一酸化炭素は冥王星と最大のカイパーベルト天体の両方で見つかっている）。[3]そのため、ケレスが他の小惑星の発見前に惑星と考えられていたのと同様に、冥王星も再分類される可能性があると示唆する人も現れ始めた。
この問題は、カイパーベルトのはるか彼方の散乱円盤にあるエリスの発見によって頂点に達した。エリスの質量は現在、冥王星より27%大きいことがわかっている。 [111]（エリスは当初、体積で冥王星より大きいと考えられていたが、ニューホライズンズ計画でそうではないことが判明した。）これを受けて、国際天文学連合（IAU）は初めて惑星とは何かを定義することを余儀なくされ、その際に、惑星は「その軌道の周囲の領域を一掃して」いなければならないという定義を含めた。[112]冥王星は他の多くの大きな天体と軌道を共有しているため、その軌道を一掃していないとみなされ、惑星から準惑星に再分類され、カイパーベルトのメンバーとなった。
KBOのうち、準惑星になるほどの大きさを持つものがいくつあるかは明らかではない。準惑星候補の多くが驚くほど低い密度であることを考慮すると、それほど多くはないと思われる。[113] オルクス、冥王星、ハウメア、クワオアー、マケマケはほとんどの天文学者に受け入れられているが、サラシア、2002 MS 4、[114] 2002 AW 197、イクシオンなど他の天体を提案する人もいる。[115]
衛星
6つの最も大きな天体（エリス、冥王星、ゴンゴン、マケマケ、ハウメア、クワオアー）はすべて衛星を持つことが知られており、そのうち2つは複数の衛星を持っています。カイパーベルトのより小さな天体よりも、より大きなカイパーベルト天体のほうが衛星を持っている割合が高く、これは異なる形成メカニズムが原因であることを示唆しています。[116]カイパーベルトには、多数の連星系（質量が十分に近い2つの天体が「お互い」を周回している）もあります。最も顕著な例は冥王星とカロンの連星系ですが、約11％のカイパーベルト天体が連星系に存在すると推定されています。[117]
探検
2006年1月19日、カイパーベルトを探査する最初の宇宙船であるニューホライズンズが打ち上げられ、 2015年7月14日に冥王星を通過した。冥王星のフライバイの後に、このミッションの目的はカイパーベルト内の他のより遠い天体を見つけて調査することであった。[118]
2014年10月15日、ハッブル宇宙望遠鏡が3つの潜在的なターゲットを発見したことが明らかになり、ニューホライズンズのチームはこれらを暫定的にPT1（「潜在的なターゲット1」）、PT2、PT3と名付けた。[120] [121]これらの天体の直径は30～55kmと推定されたが、地上の望遠鏡では見ることができないほど小さく、太陽から43～44AUの距離にあるため、遭遇は2018～2019年の期間となる。[122]これらの天体がニューホライズンズの燃料予算内に到達可能であると推定された当初の確率は、それぞれ100%、7%、97%であった。[122]これらはすべて「冷たい」（傾斜角が低く、離心率が低い）古典的なカイパーベルトに属しており、冥王星とは非常に異なっていた。最も有利な位置にあった天体PT1 （HSTウェブサイト[123]では仮称「1110113Y」）は、等級26.8、直径30～45kmで、2019年1月に遭遇した。[124]十分な軌道情報が提供された後、小惑星センターは3つのターゲットKBOに正式な名称を与えた：2014 MU 69（PT1）、2014 OS 393（PT2）、および2014 PN 70（PT3）。2014年秋までに、4番目のターゲットの可能性のある2014 MT 69は、追跡観測によって排除された。PT2は冥王星フライバイの前に候補から外れていた。[125] [126]
2015年8月26日、最初のターゲットとして2014 MU 69（愛称は「ウルティマ・トゥーレ」、後に486958 アロコスと命名）が選ばれた。2015年10月下旬から11月上旬にかけてコース調整が行われ、2019年1月にフライバイが行われた。 [127] 2016年7月1日、NASAはニューホライズンズがこの天体を訪問するための追加資金を承認した。 [128]
2015年12月2日、ニューホライズンズは当時1994 JR 1（後に15810 Arawnと命名）と呼ばれていたものを2億7000万キロメートル（170 × 10 6 マイル）離れたところから検出した。[129]
2019年1月1日、ニューホライズンズはアロコスの接近飛行に成功し、アロコスが長さ32km、幅16kmの接触連星であることを示すデータを返した。 [130]ニューホライズンズに搭載されたラルフ装置はアロコスの赤い色を確認した。接近飛行のデータは今後20ヶ月間にわたってダウンロードされ続ける予定である。
ニューホライズンズの後継ミッションは計画されていないが、冥王星の軌道に戻るか着陸するミッションの少なくとも2つの概念が研究されている。[131] [132]冥王星以外にも、準惑星のマケマケやハウメアなど、ニューホライズンズで訪問できない大きなKBOが多数存在する。新しいミッションは、これらの天体を詳細に探査し研究することを任務とする。タレス・アレニア・スペースは、ハウメアへの周回ミッションのロジスティクスを研究した。[133]ハウメアは、他のいくつかのTNOとハウメアのリングと2つの衛星を含む衝突族の親天体であるため、優先度の高い科学的ターゲットである。主執筆者のジョエル・ポンシーは、宇宙船が10〜20年以内にKBOに到達して周回できるようにする新しい技術を提唱している。[134]ニューホライズンズの主任研究員アラン・スターンは、カイパーベルトの新しい探査目標を訪問する前に、天王星や海王星をフライバイするミッションを非公式に提案しており、[135]これによりカイパーベルトの探査がさらに進むとともに、 1980年代のボイジャー2号のフライバイ以来初めてこれらの氷の巨大惑星を訪問することになる。
デザイン研究とコンセプトミッション
クワオアーは現在太陽圏先端部近くにあるため、星間物質の探査を任務とする探査機のフライバイターゲットとして検討されてきた。ジョンズ・ホプキンス応用物理学研究所のポンタス・ブラントと彼の同僚は、2030年代にクワオアーをフライバイし、その後太陽圏先端部を通って星間物質に進む探査機を研究した。[136] [137]彼らがクワオアーに興味を持っている理由には、おそらく消滅しつつあるメタン大気と氷火山活動がある。[136]ブラントと彼の同僚が研究したミッションでは、 SLSを使用して打ち上げられ、木星フライバイで毎秒30キロメートルに到達する。あるいは、周回衛星ミッションの場合、2012年に発表された研究では、イクシオンとヒューヤが最も実現可能なターゲットの1つであると結論付けられている。[138]例えば、著者らは、2039年に打ち上げられた場合、周回ミッションは17年の航海期間を経てイクシオンに到達できると計算した。
太陽系外カイパーベルト
2006 年までに、天文学者は太陽以外の 9 つの恒星の周囲にカイパーベルトのような構造と思われる塵の円盤を解像した。それらは 2 つのカテゴリに分類されるようである。半径が 50 AU を超える広いベルトと、半径が 20 AU から 30 AU で境界が比較的はっきりしている狭いベルト (暫定的に太陽系のもの) である。[139]これを超えると、太陽型の恒星の 15 ～ 20% で赤外線超過が観測され、巨大なカイパーベルトのような構造を示唆している。[140]他の恒星の周囲にある既知のデブリ円盤のほとんどは比較的新しいが、2006 年 1 月にハッブル宇宙望遠鏡で撮影された右側の 2 つの画像は、安定した構成に落ち着くのに十分な年齢 (約 3 億年) である。左側の画像は広いベルトの「上面図」で、右側の画像は狭いベルトの「端面図」である。[139] [141]カイパーベルトの塵のコンピューターシミュレーションによると、カイパーベルトが若かった頃は、若い星の周りに見られる狭いリングに似ていた可能性があることが示唆されています。[142]
参照
注記
- ^ ab文献では、 散乱円盤とカイパーベルトという用語の使用法に一貫性がない。ある文献では、これらは別個の集団であるが、他の文献では、散乱円盤はカイパーベルトの一部である。著者は、1つの出版物の中でこれら2つの用法を切り替えることさえある。[19]太陽系の小惑星のカタログ作成を担当する機関である国際天文学連合の小惑星センターがこの区別を行っているため、 [20]ウィキペディアの太陽系外縁領域に関する記事では、編集上の選択としてこの区別も行っている。ウィキペディアでは、太陽系外縁天体として知られている最も質量の大きいエリスはカイパーベルトの一部ではなく、このため冥王星がカイパーベルト天体の中で最も質量の大きい天体となっている。
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、カイパーベルト天体に関連するメディアがあります。
- Dave Jewitt のページ @ UCLA
- ベルトの名前
- 短周期彗星のグループ別一覧
- NASAの太陽系探査によるカイパーベルトのプロファイル
- カイパーベルト電子ニュースレター
- Wm. ロバート・ジョンストンの TNO ページ
- 小惑星センター: カイパーギャップを示す太陽系外縁部の図
- TNOSのリスト
