Astronomia

As ocultações estelares poderiam ser usadas para inspecionar os objetos do cinturão de Kuiper?

As ocultações estelares poderiam ser usadas para inspecionar os objetos do cinturão de Kuiper?



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A primeira dica que tivemos sobre a forma de Ultima Thule foi por meio de um estudo de ocultação usando uma série de pequenos telescópios. Alguém investigou a viabilidade e eficácia de conduzir uma campanha de pesquisa usando a mesma técnica?

Dado que isso foi gerenciado para um objeto selecionado arbitrariamente em uma janela de alguns anos, parece que, se você apenas quisesse fazer a mesma coisa para tantos objetos do cinturão de Kuiper quanto puder, você deveria ser capaz de obter algo semelhante dados para um número significativo de objetos por ano a um custo relativamente baixo.


Editar: o tipo de projeto sobre o qual estou pensando seria direcionado para obter uma forma detalhada (por exemplo, qual fração de KBOs são binários de contato?) E dados de tamanho. Por exemplo, uma linha de algumas centenas de enterros de classe de 0,5m com espaçamento de 100m a km.


Edição 2: Acho que não disse realmente qual seria o alvo da pesquisa. Para esclarecer, o objetivo seria para coletar detalhes finos no forma de KBOs. Por exemplo. quão comuns são binários de contato?


Sim, isso é possível e foi testado pelo grupo TAOS (Transneptunian Automated Occultation Survey), entre outros. Esse grupo está em processo de construção do projeto TAOS-II, que usará vários telescópios e câmeras CMOS de leitura rápida (já que as ocultações duram apenas alguns segundos) para procurar ocultações causadas por objetos desconhecidos do Cinturão de Kuiper. Vários telescópios são muito úteis para criar confiança de que você tem um evento real e não flutuações atmosféricas ou outro efeito instrumental. Um workthrough detalhado e cálculos de quantos objetos você veria, o que é necessário para detectá-los e resolver a difração de Fresnel e outros problemas são fornecidos em uma seção de Roques et al. no Sistema solar além de Netuno livro e que está disponível aqui.

Em geral, para pesquisas como ocultações por KBOs desconhecidos, é Etendue (produto da área de coleta do telescópio e a quantidade de céu coberta em uma única exposição) que importa (mas geralmente é mais complicado, já que a profundidade da pesquisa não escala apenas com a área do telescópio) em que o valor de etendue mais alto é igual a pesquisa "melhor". Portanto, para a (s) câmera (s) em uma pesquisa, é um sensor área isso importa, que é um produto do tamanho do pixel e não. de pixels (e número de sensores e tamanho das lacunas entre se você estiver colocando-os lado a lado). A área / diâmetro do telescópio tende a ser definida de acordo com o brilho dos alvos de sua pesquisa e aspectos práticos como custo e capacidade de fabricação tendem a influenciar a relação f / e, portanto, a distância focal e a escala de pixels em seu detector. Raridade de seus alvos e quantos você deseja encontrar, direcione a quantidade de área que você precisa cobrir. (A área do telescópio também influencia isso, pois em geral você obtém mais alvos por área se usar um telescópio maior e ficar mais fraco). Então, você acaba trocando todas essas coisas para obter sua melhor pesquisa para sua ciência específica e tipo de alvo, normalmente limitado pelo orçamento disponível ou potencial.

No caso de tentar resolver ocultações no tempo por KBOs, seu tempo de exposição é definido pela escala de tempo do evento, que depende da velocidade do KBO ao longo da linha de visão e do diâmetro do KBO. Para velocidades KBO típicas de 20 km / s, isso significa que uma ocultação de Plutão (aproximadamente 2.000 km de diâmetro) dura $ 2.000 , km / 20 , kms ^ {- 1} = 100 , s $. Se você quiser encontrar pequenos KBOs de 20 km semelhantes a 2014 MU69 / Ultima Thule, então os eventos são $ 20 , km / 20 , kms ^ {- 1} = 1 , s $ longo (ambos os cálculos assumem que a ocultação cobre a maior parte do KBO e não está pastando).

Já que você vai querer vários pontos durante a ocultação, tanto para se convencer de que é real, quanto para medir diâmetros etc, você precisará de pelo menos 5 pontos em todo o evento. Para eventos de 20km KBOs / 1s, isso significa pelo menos 5 quadros por segundo, idealmente mais. Isso significa que você precisa obter sinal-ruído suficiente em suas estrelas-alvo em uma exposição de 0,2 ou 0,1s.

Conforme discutido nos comentários de resposta ao autor da pergunta, os sensores CMOS científicos, como o Andor Marana (uma correspondência próxima comercialmente disponível para os detectores personalizados usados ​​pelo TAOS-II com preço de ~ $ 31k; janeiro de 2019) serão melhores em ambos os ' sinal 'parte (devido à maior eficiência quântica) e as partes' ruído '(pixels maiores, menos ruidosos, resfriamento e estabilização de temperatura) do que um sensor DSLR de consumidor. Olhando para um estudo de corrente escura DSLR por Photonics.com, a corrente escura é de ~ 50 contagens / pixel / segundo (a figura Photonics.com é para 30s de exposições e assumindo 1500DN) aumentando para ~ 100 contagens / pixel / segundo (média de ~ 3000DN para 3 dos pixels) após 100 quadros conforme o sensor aquece. Para o Marana, a figura é 0,26 contagens / pixel / segundo (tomando o valor da folha de dados de 0,2 elétrons / pix / s e assumindo um ganho de 1,3 para corresponder à capacidade total do poço de 85k elétrons para o ADC de 16 bits (65536 níveis)), um valor quase 400x inferior. (O intervalo de dados ADC é outra área de diferença; o Marana pode fazer a digitalização de 16 bits enquanto as DSLRs são normalmente de 12 ou 14 bits, fornecendo apenas 4096 ou 16.384 níveis para registrar todos os níveis de sinal na imagem)

O outro uso das ocultações é monitorar as ocultações previstas por conhecido asteróides e objetos do cinturão de Kuiper. Isso pode ser usado para se ter uma ideia melhor sobre o tamanho e a forma do objeto (como você observou para Ultima Thule / 2014 MU69), procure por satélites adicionais ou anéis ao redor do objeto (como foi feito para o KBO Haumea (Nat Geo ) e o Centauro Chariklo (artigo da Space.com)) e procurar e monitorar as mudanças na atmosfera (como tem sido feito para Plutão desde a primeira ocultação em 1988).


Olhando para as estrelas, mas vendo o cinturão de Kuiper

Instituições do primeiro autor: Observatório Astronômico Nacional do Japão, Tóquio, Observatório Astronômico do Japão, Escola de Ciências da Graduação, Universidade de Kyoto, Kyoto, Japão.

Status : Publicado na Nature Astronomy, acesso fechado.

Detectar pequenos Kuiper Belt Objects (KBOs) é um desafio, mesmo com telescópios de última geração e pesquisas de colaboração em massa. Um minúsculo ponto em um CCD pode ser um KBO, raio cósmico, asteróide ou qualquer outra coisa. Distinguir um KBO das alternativas requer muitas noites de imagens sucessivas dos mesmos objetos. E os instrumentos astronômicos são caros, custando mais de dezenas de milhões de dólares.

No entanto, o artigo neste Astrobite detalha como dois telescópios amadores custando apenas $ 32.000 descobriram o primeiro KBO com aproximadamente 2 km de diâmetro. O objetivo do trabalho não é competir diretamente com pesquisas astronômicas massivas, mas sim demonstrar que a pesquisa inovadora pode ser feita a um custo significativamente menor.


Paradoxo de Olber e ocultações estelares

Eu suspeito que o limite do número de ocultações visíveis em uma única noite é definido pelo movimento do Objeto Oort. Se ele se mover apenas alguns miliarcsegundos, ele não ocultará mais do que uma ou duas estrelas, para um telescópio de qualquer tamanho razoável. Simplesmente não existem estrelas suficientes.

# 3 Lúculo

# 4 freestar8n

Meu entendimento é que o cinturão de Kuiper está relativamente próximo e os objetos estão próximos ao plano da eclíptica, enquanto a nuvem de Oort é aproximadamente esférica. Como resultado, você gostaria de observar as ocultações de objetos do cinturão de Kuiper usando estrelas próximas à eclíptica, mas os objetos da nuvem de Oort podem estar em qualquer lugar.

Há um artigo da Nature Astronomy de 2019 por Arimatsu et al. que fez a primeira detecção de um único candidato a ocultação por um KBO com raio de 1,3 km usando duas câmeras CMOS Celestron RASA de 11 "e ZWO ASI1600MM.

Eles viram um campo de 2,3x1,8 graus a uma taxa de amostragem de 15,4 Hz, permitindo o monitoramento contínuo de 2.000 estrelas até mag 13. O campo foi escolhido próximo à eclíptica em RA 18:30 dez. -22: 30, que está muito perto da interseção da eclíptica e do equador galáctico (Miky Way).

Este é um resultado recente e foi baseado em uma pesquisa sistemática usando equipamentos de baixo custo. Eles precisavam de pelo menos duas estações de observação separadas a uma boa distância para descartar falsos positivos e satélites.

Separadamente, havia uma carta de 2009 à Nature de H. E. Schlichting et al. que usou dados de arquivo dos dados do sensor de orientação fina do HST - para os quais havia 14 anos de dados com resolução de tempo de 40 Hz, totalizando 12.000 estrelas-horas de dados nessa velocidade para estrelas dentro de 20 graus da eclíptica. Com todos esses dados, eles encontraram um único objeto do cinturão de Kuiper de um quilômetro abaixo com um bom padrão de difração na breve curva de luz.

Uma busca equivalente por um objeto da nuvem de Oort não precisaria estar perto da eclíptica, mas nem tenho certeza de que seria maior do que o disco de uma estrela típica, então pode nem mesmo haver uma grande queda garantida no brilho - mas eu não tenho certeza. Mas eles são certamente diferentes em muitos aspectos da detecção de objetos do cinturão de Kuiper por ocultações serendipitosas.


Astrônomos encontram um novo objeto binário no cinturão de Kuiper

Cientistas do Southwest Research Institute (SwRI) apresentaram a descoberta de um par binário de objetos no cinturão de Kuiper. Eles são objetos transnetunianos (TNOs), o que significa que sua órbita está fora da órbita de Netuno, o planeta mais externo de nosso Sistema Solar. Este par binário é incomum por causa de sua proximidade um com o outro.

O Cinturão de Kuiper é um pouco semelhante ao cinturão de asteróides que fica entre Marte e Júpiter. Mas o cinturão de Kuiper é muito mais massivo do que o cinturão de asteróides. Ele começa na órbita de Netuno, a uma distância de cerca de 20 UA do Sol, e se estende por cerca de 50 UA. O Cinturão de Kuiper também é às vezes chamado de disco circunstelar.

Os objetos no Cinturão de Kuiper são remanescentes dos primeiros dias da formação do Sistema Solar. A maioria dos Objetos do Cinturão de Kuiper (KBOs) são objetos predominantemente gelados, formados de voláteis congelados como metano e amônia.

O Cinturão de Kuiper se estende de cerca de 20 UA do Sol até cerca de 50 UA do Sol. Crédito: NASA

O título do estudo que explica esses resultados é & # 8220Ocultação estelar pelo objeto transneptuniano ressonante (523764) 2014 WC510 revela um TNO binário próximo. & # 8221 Os principais autores são Rodrigo Leiva e Marc Buie, ambos cientistas do SwRI. O estudo foi publicado no The Planetary Science Journal.

A pesquisa que encontrou o par binário veio da Research and Education Collaborative Occultation Network (RECON). RECON é um esforço de ciência cidadã & # 8220 com o objetivo de explorar o Sistema Solar exterior & # 8221 como seu site diz. As pessoas no RECON & # 8220 conduzem observações coordenadas do telescópio para medir os tamanhos dos objetos de uma região chamada Cinturão de Kuiper. & # 8221

& # 8220Para mim, este projeto é a ciência cidadã no seu melhor. Se eles não fizessem isso, não aprenderíamos sobre esses objetos. & # 8221

Marc Buie, co-autor do Southwest Research Institute

Como o nome do grupo & # 8217s deixa claro, os observadores em RECON usam ocultações estelares para encontrar objetos no Cinturão de Kuiper. Uma ocultação estelar é diferente de um trânsito, embora ambas envolvam um objeto passando na frente de uma estrela. Enquanto uma ocultação bloqueia totalmente a estrela distante, um trânsito a bloqueia apenas parcialmente. Como o objeto bloqueia brevemente a luz da estrela & # 8217s, os observadores podem determinar seu tamanho pela duração da ocultação.

Uma ocultação ocorre quando um objeto passa na frente de outro objeto, bloqueando-o totalmente de vista. Se o objeto de fundo estiver completamente bloqueado, ele será chamado de trânsito. Este gráfico mostra a ocultação de Aldebaran pela Lua. Crédito: Stellarium.

Esta descoberta foi incomum não apenas pela proximidade do par binário um com o outro, mas também porque a estrela oculta também era um par binário.

& # 8220Neste caso, a estrela oculta também revelou ser um sistema binário. Estrelas binárias não são incomuns e objetos binários não são incomuns, & # 8221 Buie disse. & # 8220Mas é incomum que tenhamos um TNO binário ocultando uma estrela binária. & # 8221

& # 8220O que também é interessante e incomum são as características deste objeto, & # 8221 Leiva disse em um comunicado à imprensa. & # 8220Os dois componentes estão bem próximos, separados por apenas 350 quilômetros. A maioria dos TNOs binários são muito separados, geralmente 1.000 quilômetros ou mais. Essa proximidade torna esse tipo de TNO binário difícil de detectar com outros métodos, que é o que RECON foi projetado para realizar. & # 8221

Pan-STARRS1 descobriu o objeto binário em 2011. O objeto binário tem o nome & # 8220523764 2014 WC510, & # 8221 ou simplesmente WC 2014510. Durante a ocultação observada, foi 30,5 au do Sol e 29,6 au da Terra, com uma magnitude aparente de V = 22,1. Para comparação, a magnitude aparente de Neptune & # 8217s é de 7,78. O objeto principal do par tem um diâmetro de D = 181 ± 16 km, e o objeto secundário tem um diâmetro de D = 138 ± 32 km.

Esta figura do estudo mostra os tamanhos e albedos dos TNOs com valores bem determinados. Os símbolos pretos representam o Sobjeto secundário, o Pobjeto primário e os dois componentes juntos. Os outros símbolos são preenchidos, significando que foram determinados por ocultações, ou vazios, significando que foram determinados com outros métodos. Crédito da imagem: Leiva et al, 2020.

A forma do objeto também é um pouco misteriosa. & # 8220A forma projetada dos componentes do objeto é circular com evidências estatísticas fracas contra formas projetadas elípticas, formas que poderiam ser confirmadas com dados S / N mais altos em ocultações futuras ou dados de curva de luz rotacional & # 8221, escrevem os autores.

O grupo RECON desempenhou um grande papel nesta descoberta. RECON consiste em vários locais de observação do cidadão ao longo da costa oeste da América do Norte. Existem atualmente 64 sites em RECON. Parte do financiamento para RECON vem da National Science Foundation, e cada local tem um telescópio de 11 polegadas e um CCD. Quando um objeto no sistema solar externo oculta uma estrela distante, a sombra que ele projeta sobre esta coleção de pontos de observação ajuda a determinar o tamanho do objeto.

Cada um dos locais RECON & # 8217s 64 possui um telescópio e uma câmera de vídeo. Todos eles são apontados para o local de uma ocultação iminente ao mesmo tempo. Crédito de imagem: RECON / Google Earth

Buie elogia muito a RECON e a contribuição que os cientistas cidadãos podem dar. & # 8220Para mim, este projeto é a ciência cidadã no seu melhor, & # 8221 Buie disse. & # 8220Eles estão aprendendo, fazendo observações e ajudando a coletar dados. Se eles não fizessem isso, não aprenderíamos sobre esses objetos. & # 8221

Leiva e Buie pretendem continuar procurando por mais TNOs, com um interesse especial em binários próximos. Eles querem saber o quão comuns e abundantes eles são. Suas descobertas ajudarão a construir o modelo de como o Sistema Solar se formou.

Os astrônomos acham que a maioria dos TNOs começou em pares binários. O fato de que esses dois estão tão próximos pode ter contribuído para seu relacionamento binário de longa data. & # 8220Sua natureza dupla não é surpreendente e apóia a expectativa de que a maioria dos TNOs foram formados como binários e que binários mais próximos têm mais chances de sobrevivência & # 8221 os autores explicam.

Os cientistas pensam que esses TNOs menores são verdadeiros remanescentes dos dias primordiais do Sistema Solar, ao contrário dos TNOs maiores. & # 8220O diâmetro derivado dos componentes do objeto coloca 2014 WC510 na categoria de binários de tamanho semelhante, que podem ter uma origem primordial, ao contrário dos grandes TNOs com pequenos satélites que se acredita terem se formado após impactos catastróficos, & # 8221 escreveram os pesquisadores.

Os maiores objetos transnetunianos atualmente conhecidos (TNO) & # 8211 provavelmente serão superados por futuras descobertas. (Crédito da ilustração: Larry McNish, Data: M.Brown)

& # 8220A maioria dos modelos do Sistema Solar indicam que binários são muito comuns, particularmente binários próximos como este, & # 8221 Leiva disse em um comunicado à imprensa. & # 8220Se você tiver uma medição precisa de quão comuns eles são, você pode ajustar esses modelos. & # 8221

& # 8220O nosso objetivo geral é saber quão comuns são os TNOs binários próximos, & # 8221 Buie adicionado. & # 8220 Este objeto é um em um milhão ou apenas 90% deles? Isso está alimentando nosso conhecimento para construir melhores modelos de como o Sistema Solar se formou. & # 8221


Água Líquida no Cinturão de Kuiper?

Como se a New Horizons ainda não tivesse trabalhado para ela, agora temos a possibilidade de ver um gêiser frio explodindo em Caronte, companheiro de Plutão e # 8217, quando a sonda chegar em 2015. O processo é chamado criovulcanismo, o movimento da água líquida na superfície onde se congela em cristais de gelo. Novos espectros de alta resolução obtidos no Observatório Gemini (Mauna Kea) mostram hidratos de amônia e cristais de água espalhados como manchas pela superfície do mundo distante.

A sugestão é que a água líquida misturada com amônia está saindo das profundezas de Caronte, levando a uma conclusão interessante. Assim, o estudante Jason Cook (estado do Arizona) liderou a equipe de levantamento da superfície de Charon e # 8217s:

“A superfície de Caronte é quase inteiramente gelada. Portanto, deve haver uma grande quantidade de água sob a superfície, e grande parte dela também deve estar congelada. Só bem no fundo de Charon a água poderia ser um líquido. Ainda assim, há gelo fresco na superfície, o que significa que um pouco de água líquida deve de alguma forma atingir a superfície. A amônia depositada na superfície fornece a pista. É a amônia que ajuda a manter algum material líquido. Isso torna tudo viável. Sem amônia, a água não poderia sair daqui. ”

Comece a somar os outros lugares do Sistema Solar onde o criovulcanismo é um fator e a lista cresce rapidamente. A lua uraniana Ariel, com base nas imagens da Voyager 2, pode muito bem estar passando pelo processo, e já vimos evidências de gelo de água saindo de baixo da superfície de Enceladus. Europa também mostra evidências de água ressurgindo de dentro. Mas, ao contrário desses exemplos, Objetos do Cinturão de Kuiper como Caronte, Quaoar e outros não são espremidos por maré (Caronte é travado por maré em Plutão). Assim, a presença de crioovulcanismo tem implicações para o que a New Horizons pode encontrar em outras partes do Cinturão de Kuiper.

Imagem: A concepção artística de Caronte com Plutão ao fundo. Acredita-se que as plumas e pontos mais brilhantes representados à esquerda em Caronte tenham sido criados quando a água (com um pouco de hidrato de amônia misturado) “irrompe” das profundezas da superfície. O material é expelido através de rachaduras na crosta gelada, imediatamente congela e faz nevar gelo cristalino na superfície, criando um campo de gelo de hidrato de amônia e água. Crédito: Esta imagem composta inclui os modelos de Plutão e Caronte (aprimorados), cortesia da Software Bisque. www.seeker3d.com, com plumas e campos de gelo adicionados por Mark C. Petersen, Loch Ness Productions. Campo de estrelas da DigitalSky 2, cortesia da Sky-Skan, Inc.

Quaoar, na verdade, possivelmente está carregado com hidrato de amônia, uma forma de amônia suspeitada em outros KBOs, incluindo Charon. Sua presença é útil neste cenário frio, porque os hidratos de amônia evitam que a água líquida congele em sólidos, tornando muito mais fácil seu escape de um reservatório interno para a superfície. A evidência de hidratos de amônia em Charon constrói o caso de sua proliferação no Cinturão de Kuiper. Diz Steven Desch, consultor de tese de Cook & # 8217s no estado do Arizona:

& # 8220Ele tinha sido identificado provisoriamente em Caronte antes por outros grupos, mas a falta de resolução espectral dificultou sua identificação. Isso fecha tudo. Esses espectros também são melhores do que os de outros KBOs. Eu conversei com observadores experientes que estão convencidos pela primeira vez de que os hidratos de amônia existem nos KBOs. & # 8221

As possibilidades são revigorantes. Pelo que sabemos até agora, Caronte parece bastante típico dos objetos do Cinturão de Kuiper. As observações de Gêmeos abrem a porta para reservatórios de água nas profundezas de muitos desses objetos. Cook acredita que se Caronte detém um oceano, então todos os objetos do Cinturão de Kuiper com mais de 500 quilômetros de largura podem muito bem tê-los. Em resumo, poderia haver mais água líquida & # 8212 talvez muito mais & # 8212 no Cinturão de Kuiper do que na Terra.

O artigo é Cook et al., & # 8220Near-infravermelho Spectroscopy of Charon: Possíveis Evidências para Criovulcanismo em Objetos do Cinturão de Kuiper, ” Astrophysical Journal, Volume 663 (10 de julho de 2007), pp. 1406-1419 (resumo disponível).

Os comentários sobre esta entrada estão fechados.

Este é um exemplo curioso porque é um pouco impreciso retratar misturas de amônia-água fria como & # 8220líquido & # 8221 como água normal & # 8211 sua viscosidade é muito mais alta, então o material é mais parecido com melaço. Em muitos aspectos, a substância é análoga ao magma de silicato. Portanto, os KBOs podem ser descritos como tendo & # 8220chewy centers & # 8221. Os KBOs maiores podem ter interiores mais quentes se a mistura de voláteis em suas camadas externas estiver correta. A fluência de estado sólido de gelo de água pode convectar calor suficiente para resfriar um criomagma e torná-lo sólido. Mais de coisas como nitrogênio atuam como um isolante que suprime a fluência.

Adam, isso não dependeria da proporção da mistura? Gosto da descrição do & # 8216chewy center & # 8217, embora me pergunte se temos informações suficientes sobre os hidratos envolvidos para fazer esta ligação. Em qualquer caso, é interessante ver o Cinturão de Kuiper entrando lentamente em foco. Às vezes me esqueço de como recentemente começamos a aprender quaisquer detalhes sobre isso.

Vamos ver, até agora sabemos que a água é onipresente. Detectamos muitas moléculas & # 8216orgânicas & # 8217 & # 8211 com carbono, nitrogênio e oxigênio, incluindo álcool no espaço. Agora, com as evidências de que os KBOs contêm água líquida, você não acha que é possível que membros de uma civilização realmente avançada estejam usando o interior de nosso sistema solar como destiladores de luar?

Ótimo cenário! Feito sob encomenda para, digamos, Robert Sheckley & # 8230 Aposto que eles também são produtos potentes.

você sabe que eu tenho pensado bastante em relação a este tópico que eu acabei de revisar aqui e agora. novos horizontes chegarão a Plutão em 2015. & # 82302015! Daqui a 8 anos. Superando como um louco a importância do nosso trabalho / discussões aqui! sim, 8 anos é muito lento. se algum dia tivermos uma chance de abrir razoavelmente o sistema solar & # 8211, quanto mais o GALAXY! temos que encontrar algo mais rápido. engajar warp 5 alguém? bem de qualquer maneira, meus pensamentos. muito obrigado george

Eu me pergunto se a hipótese de decomposição de clatratos proposta para os gêiseres de Enceladus seria viável em Caronte. Se for esse o caso, talvez uma camada de líquido não seja necessária.

Agora aquele & # 8217s uma noção interessante! Não tenho ideia de como o modelo se encaixa bem, mas se começar a parecer robusto para Enceladus, certamente terá uma aparência difícil para objetos do Cinturão de Kuiper.

O tipo de cristalização do gelo de água detectado depende da temperatura inicial da água. Acho que a decomposição de clatratos pode ser descartada & # 8211, embora certamente haja clatratos na mistura de gelo em Caronte.

Eu me pergunto se algum desses Objetos do Cinturão de Kuiper poderia ser usado para missões futuras além de nosso sistema estelar?

Como extrair o gelo de água para obter água e combustível para impulsionar os navios a viajarem além?

Darnell, eu sei que tem havido uma variedade de cenários de ficção científica para o uso de asteróides como naves estelares, e eu aposto que alguém fez uma história envolvendo KBOs, embora eu não saiba com certeza. Suspeito que um de nossos leitores terá uma indicação ou duas, e estarei interessado em saber. Quanto às estratégias de missão da KBO em artigos científicos, ainda não encontrei nenhuma, mas vou manter os olhos abertos. Conceito interessante.

Formação de binários do cinturão de Kuiper

Autores: Hilke E. Schlichting, Re & # 8217em Sari

Resumo: A descoberta de que uma fração substancial dos objetos do Cinturão de Kuiper (KBOs) existe em binários com grandes separações e massas aproximadamente iguais motivou uma variedade de novas teorias que explicam sua formação. Goldreich et al. (2002) propuseram dois cenários de formação: No primeiro, um binário transiente é formado, que se torna limitado com o auxílio da fricção dinâmica do mar de pequenos corpos (mecanismo L ^ 2_s) no segundo, um binário é formado por três corpos deflexão gravitacional (mecanismo L ^ 3). Aqui, calculamos com precisão as taxas de formação L ^ 2_s e L ^ 3 para velocidades sub-Hill. Enquanto a taxa de formação L ^ 2_s está próxima das estimativas de ordem de magnitude anteriores, a taxa de formação L ^ 3 é cerca de um fator 4 menor. Para velocidades KBO sub-Hill (v menor que v_H), a razão de L ^ 3 para a taxa de formação L ^ 2_s é 0,05 (v / v_H) independente dos corpos pequenos & # 8217 dispersão de velocidade, densidade de superfície e colisões mútuas. Para velocidades Super-Hill (v maior que v_H), o mecanismo L ^ 3 domina sobre o mecanismo L ^ 2_s. A formação binária por meio do mecanismo L ^ 3 compete com a destruição binária pela passagem de corpos. Dado tempo suficiente, uma abundância de equilíbrio estatístico de binários se forma. Mostramos aqui que a frequência de binários transitórios de vida longa cai exponencialmente com o tempo de vida do sistema e que tais binários transitórios não são importantes para a formação binária via mecanismo L ^ 3, ao contrário de Lee et al. (2007). Para o mecanismo L ^ 2_s, descobrimos que o tempo típico, os binários transitórios devem durar, para formar os binários do Cinturão de Kuiper (KBB) para uma dada força de atrito dinâmico, D, aumenta apenas logaritmicamente com D. A longevidade dos binários transitórios torna-se importante apenas para atrito dinâmico muito fraco (ou seja, D lesssim 0,002) e provavelmente não é crucial para a formação de KBB.

Comentários: 20 páginas, 3 figuras, ApJ Refereed

Assuntos: Astrofísica (astro-ph)

Citar como: arXiv: 0709.3107v1 [astro-ph]

De: Hilke Schlichting [ver e-mail]

[v1] Quarta, 19 de setembro de 2007 21:24:46 GMT (20kb)

Detecção de metano no Objeto do Cinturão de Kuiper (50000) Quaoar

Autores: E.L. Schaller, M.E. Brown

Resumo: O espectro infravermelho próximo de (50000) Quaoar obtido no Observatório Keck mostra características de absorção distintas de gelo de água cristalina, metano sólido e etano, e possivelmente outros hidrocarbonetos de ordem superior. Quaoar é apenas o quinto objeto do cinturão de Kuiper em que gelo volátil foi detectado. A pequena quantidade de metano em uma superfície dominada por gelo de água sugere que Quaoar é um objeto de transição entre os pequenos objetos do cinturão de Kuiper (KBOs) e os poucos grandes KBOs ricos em voláteis, como Plutão e Eris.

Comentários: 8 páginas, 2 figuras, aceito para publicação em ApJL

Assuntos: Astrofísica (astro-ph)

Cite como: arXiv: 0710.3591v1 [astro-ph]

De: Emily Schaller [ver e-mail]

[v1] Qui, 18 de outubro de 2007 20:07:48 GMT (540kb)

Origem da estrutura do Cinturão de Kuiper durante uma instabilidade dinâmica nas órbitas de Urano e Netuno

Autores: Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli (OCA), Christa Van Laerhoven, Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis

Resumo: Exploramos a origem e a evolução orbital do cinturão de Kuiper na estrutura de um modelo recente da evolução dinâmica dos planetas gigantes, também conhecido como modelo de Nice. Este modelo é caracterizado por uma fase de instabilidade curta, mas violenta, durante a qual os planetas estavam em órbitas de grande excentricidade. Uma característica deste modelo é que o disco proto-planetário deve ter sido truncado em cerca de 30 a 35 UA para que Netuno parasse de migrar em sua localização atualmente observada. Como resultado, o cinturão de Kuiper inicialmente estaria vazio.

Neste artigo, apresentamos um novo mecanismo dinâmico que pode entregar objetos do interior da região para

35 AU para o cinturão de Kuiper sem excitação de inclinação excessiva. Supondo que o último encontro com Urano tenha levado Netuno a uma órbita de baixa inclinação com um semi-eixo maior de

27 UA e uma excentricidade de

0.3, e que subsequentemente a excentricidade de Netuno & # 8217s amortecida em

1 Caramba, nossas simulações reproduzem as principais propriedades observadas do cinturão de Kuiper em um nível sem precedentes.

Assuntos: Astrofísica (astro-ph)

Cite como: arXiv: 0712.0553v1 [astro-ph]

De: Morbidelli Alessandro [ver e-mail] [via proxy CCSD]

[v1] Ter, 4 de dezembro de 2007 15:34:43 GMT (789kb)

Detecção de pequenos objetos do cinturão de Kuiper por ocultações estelares

Resumo: O conhecimento do Cinturão de Kuiper está atualmente limitado aos objetos que podem ser detectados diretamente. Objetos com diâmetros menores que $ sim $ 10km refletem muito pouca luz para serem detectados. Esses corpos menores podem conter a maior parte da massa do Cinturão de Kuiper, enquanto a abundância desses corpos pode restringir a distribuição da massa. A distribuição geral do tamanho dos corpos dentro do Cinturão de Kuiper também pode ser inferida da abundância relativa de sub km e corpos maiores. Ocultações estelares já são usadas para estudar objetos escuros no Sistema Solar, como asteróides ou anéis planetários. A ocultação por um KBO de tamanho comparável ou maior que o da escala de Fresnel resultará em difração de Fresnel.

A detecção de efeitos de difração requer fotometria rápida de múltiplas estrelas, que será conduzida em julho de 2007 usando a câmera de transferência paralela ortogonal de imagens (OPTIC) montada no telescópio de 2,2 m da Universidade do Havaí em Mauna Kea.

Este artigo detalha como o conhecimento da massa e estrutura do Sistema Solar externo pode ser obtido através da detecção de ocultações estelares serendipitosas.

Comentários: publicados nos anais da 14ª Conferência de Jovens Cientistas sobre Astronomia e Física Espacial, Kiev, Ucrânia, 23 a 28 de abril de 2007

Assuntos: Astrofísica (astro-ph)

Referência do jornal: YSC & # 821714 Proceedings of Contributed Papers (eds. G. Ivashchenko, A. Golovin), Kyiv, Kyivskyi Universytet, pp. 77-81, 2007

Cite como: arXiv: 0712.1550v1 [astro-ph]

De: Ganna Ivashchenko [ver e-mail]

[v1] Seg, 10 de dezembro de 2007 17:43:15 GMT (6kb)

Um planeta exterior além de Plutão e a origem da arquitetura do cinturão transnetuniano

Autores: Patryk Sofia Lykawka, Tadashi Mukai

Resumo: Objetos transnetunianos (TNOs) são remanescentes de um disco planetesimal desenvolvido de forma colisional e dinâmica no sistema solar externo. Essa estrutura complexa, conhecida como cinturão transnetuniano (ou cinturão Edgeworth-Kuiper), pode revelar pistas importantes sobre as propriedades do disco, a formação de planetas e outros processos evolutivos. Em contraste com as previsões da teoria de acréscimo, os TNOs exibem excentricidades surpreendentemente grandes, e, e inclinações, i, que podem ser agrupadas em classes dinâmicas distintas. Vários modelos abordaram a origem e evolução orbital dos TNOs, mas nenhum reproduziu observações detalhadas, por exemplo, todas as classes dinâmicas e objetos peculiares, ou forneceram previsões perspicazes.

Com base em extensas simulações de discos planetesimais com a presença dos quatro planetas gigantes e planetesimais massivos, propomos que a história orbital de um planeta externo com décimos da massa da Terra & # 8217s pode explicar a estrutura orbital do cinturão Neptuniano transneptuniano. Este corpo massivo foi provavelmente espalhado por um dos planetas gigantes, que então agitou o disco planetesimal primordial aos níveis observados em 40-50 UA e o truncou em cerca de 48 UA antes da migração do planeta. The outer planet later acquired an inclined stable orbit (greater than 100 AU 20-40 deg) because of a resonant interaction with Neptune (an r:1 or r:2 resonance possibly coupled with the Kozai mechanism), guaranteeing the stability of the trans-Neptunian belt.

Our model consistently reproduces the main features of each dynamical class with unprecedented detail it also satisfies other constraints such as the current small total mass of the trans-Neptunian belt and Neptune’s current orbit at 30.1 AU. We also provide observationally testable predictions.

Comments: 80 pages, 24 figures, 7 tables. Accepted for publication in The
Astronomical Journal

Subjects: Astrophysics (astro-ph)

Cite as: arXiv:0712.2198v1 [astro-ph]

From: Patryk Sofia Lykawka [view email]

[v1] Thu, 13 Dec 2007 17:18:20 GMT (2795kb)

Evidence of N2-Ice On the Surface of the Icy Dwarf Planet 136472 (2005 FY9)

Authors: S.C. Tegler, W.M. Grundy, F. Vilas, W. Romanishin, D. Cornelison, G.J. Consolmagno

Abstract: We present high signal precision optical reflectance spectra of 2005 FY9 taken with the Red Channel Spectrograph and the 6.5-m MMT telescope on 2006 March 4 UT (5000 – 9500 A 6.33 A pixel-1) and 2007 February 12 UT (6600 – 8500 A 1.93 A pixel-1). From cross correlation experiments between the 2006 March 4 spectrum and a pure CH4-ice Hapke model, we find the CH4-ice bands in the MMT spectrum are blueshifted by 3 +/- 4 A relative to bands in the pure CH4-ice Hapke spectrum. The higher resolution MMT spectrum of 2007 February 12 UT enabled us to measure shifts of individual CH4-ice bands. We find the 7296 A, 7862 A, and 7993 A CH4-ice bands are blueshifted by 4 +/- 2 A, 4 +/- 4 A, and 6 +/- 5 A. From four measurements we report here and one of our previously published measurements, we find the CH4-ice bands are shifted by 4 +/- 1 A. This small shift is important because it suggest the presence of another ice component on the surface of 2005 FY9. Laboratory experiments show that CH4-ice bands in spectra of CH4 mixed with other ices are blueshifted relative to bands in spectra of pure CH4-ice.

A likely candidate for the other component is N2-ice because its weak 2.15 micron band and blueshifted CH4 bands are seen in spectra of Triton and Pluto. Assuming the shift is due to the presence of N2, spectra taken on two consecutive nights show no difference in CH4/N2. In addition, we find no measureable difference in CH4/N2 at different depths into the surface of 2005 FY9.

Comments: The paper will appear in Icarus. It has 33 pages, 2 tables, and 7 figures. Replaced version fixed typo in abstract

Subjects: Astrophysics (astro-ph)

Cite as: arXiv:0801.3115v1 [astro-ph]

From: Stephen Tegler [view email]

[v1] Mon, 21 Jan 2008 01:02:50 GMT (93kb)

The Taiwanese-American Occultation Survey: The Multi-Telescope Robotic Observatory

Authors: M. J. Lehner, C.-Y. Wen, J.-H. Wang, S. L. Marshall, M. E. Schwamb, Z.-W. Zhang, F. B. Bianco, J. Giammarco, R. Porrata, C. Alcock, T. Axelrod, Y.-I. Byun, W. P. Chen, K. H. Cook, R. Dave, S.-K. King, T. Lee, H.-C. Lin, S.-Y. Wang

Abstract: The Taiwanese-American Occultation Survey (TAOS) operates four telescopes to search for occultations of stars by Kuiper Belt Objects. This paper provides a detailed description of the TAOS multi-telescope system.

Comments: 11 pages, 11 figures. Submitted to PASP

Subjects: Astrophysics (astro-ph)

Cite as: arXiv:0802.0303v1 [astro-ph]

From: Matthew Lehner [view email]

[v1] Mon, 4 Feb 2008 18:39:55 GMT (1472kb)

The Ratio of Retrograde to Prograde Orbits: A Unique Way to test Kuiper Belt Binary Formation Theories

Authors: Hilke E. Schlichting, Re’em Sari

Abstract: With the discovery of Kuiper Belt binaries that have wide separations and roughly equal masses new theories were proposed to explain their formation. Two formation scenarios were suggested by Goldreich and collaborators: In the first, dynamical friction that is generated by the sea of small bodies enables a transient binary to become bound ($L^2s$ mechanism) in the second, a transient binary gets bound by an encounter with a third body ($L^3$ mechanism).

We show that these different binary formation scenarios leave their own unique signatures in the relative abundance of prograde to retrograde binary orbits. This signature is due to stable retrograde orbits that exist much further out in the Hill sphere than prograde orbits. It provides an excellent opportunity to distinguish between the different binary formation scenarios observationally.

We predict that if binary formation proceeded while sub-Hill velocities prevailed, the vast majority of all comparable mass ratio binaries have retrograde orbits. This dominance of retrograde binary orbits is a result of binary formation via the $L^2s$ mechanism, or any other mechanism that dissipates energy in a smooth and gradual manner. For super-Hill velocities binary formation proceeds via the $L^3$ mechanism which produces a roughly equal number of prograde and retrograde binaries.

Comments: 16 pages, 4 figures, submitted for publication in ApJ

Subjects: Astrophysics (astro-ph)

Cite as: arXiv:0803.0329v1 [astro-ph]

From: Hilke Schlichting [view email]

[v1] Mon, 3 Mar 2008 21:05:10 GMT (29kb)

The Warped Plane of the Classical Kuiper Belt

Authors: Eugene Chiang, Hyomin Choi

Abstract: By numerically integrating the orbits of the giant planets and of test particles for four billion years, we follow the evolution of the location of the midplane of the Kuiper belt. The Classical Kuiper belt conforms to a warped sheet that precesses with a 1.9 Myr period. The present-day location of the Kuiper belt plane can be computed using linear secular perturbation theory: the local normal to the plane is given by the theory’s forced inclination vector, which is specific to every semi-major axis.

The Kuiper belt plane does not coincide with the invariable plane, but deviates from it by up to a few degrees in stable zones. A Kuiper belt object keeps its free inclination relative to the Kuiper belt plane nearly constant, even while the plane departs from the trajectory predicted by linear theory. The constancy of free inclination simply reflects the undamped amplitude of free oscillation. Current observations of Classical Kuiper belt objects are consistent with the plane being warped by the giant planets alone, but the sample size will need to increase by a few times before confirmation exceeds 3-sigma in confidence.

In principle, differences between the theoretically expected plane and the observed plane could be used to infer as yet unseen masses orbiting the Sun, but carrying out such a program would be challenging.

Comments: Astronomical Journal, in press

Subjects: Astrophysics (astro-ph)

Cite as: arXiv:0804.4687v1 [astro-ph]

From: Eugene Chiang [view email]

[v1] Tue, 29 Apr 2008 20:05:46 GMT (378kb)

Pluto’s Light Curve in 1933-1934

Authors: Bradley E. Schaefer, Marc W. Buie, Luke Timothy Smith

Abstract: We are reporting on a new accurate photographic light curve of Pluto for 1933-1934 when the heliocentric distance was 40 AU. We used 43 B-band and V-band images of Pluto on 32 plates taken on 15 nights from 19 March 1933 to 10 March 1934. Most of these plates were taken with the Mount Wilson 60″ and 100″ telescopes, but 7 of the plates (now at the Harvard College Observatory) were taken with the 12″ and 16″ Metcalf doublets at Oak Ridge. The plates were measured with an iris diaphragm photometer, which has an average one-sigma photometric error on these plates of 0.08 mag as measured by the repeatability of constant comparison stars.

The modern B and V magnitudes for the comparison stars were measured with the Lowell Observatory Hall 1.1-m telescope. The magnitudes in the plate’s photographic system were converted to the Johnson B- and V-system after correction with color terms, even though they are small in size. We find that the average B-band mean opposition magnitude of Pluto in 1933-1934 was 15.73 +- 0.01, and we see a roughly sinusoidal modulation on the rotational period (6.38 days) with a peak-to-peak amplitude of 0.11 +- 0.03 mag.

With this, we show that Pluto darkened by 5% from 1933-1934 to 1953-1955. This darkening from 1933-1934 to 1953-1955 cannot be due to changing viewing geometry (as both epochs had identical sub-Earth latitudes), so our observations must record a real albedo change over the southern hemisphere. The later darkening trend from 1954 to the 1980s has been explained by changing viewing geometry (as more of the darker northern hemisphere comes into view).

Thus, we now have strong evidence for albedo changes on the surface of Pluto, and these are most easily explained by the systematic sublimation of frosts from the sunward pole that led to a drop in the mean surface albedo.


Title: MEASURING THE ABUNDANCE OF SUB-KILOMETER-SIZED KUIPER BELT OBJECTS USING STELLAR OCCULTATIONS

We present here the analysis of about 19,500 new star hours of low ecliptic latitude observations (|b| <<=>20 Degree-Sign ) obtained by the Hubble Space Telescope's Fine Guidance Sensors over a time span of more than nine years, which is in addition to the 12, 000 star hours previously analyzed by Schlichting et al. Our search for stellar occultations by small Kuiper Belt Objects (KBOs) yielded one new candidate event corresponding to a body with a 530 <+->70 m radius at a distance of about 40 AU. Using bootstrap simulations, we estimate a probability of Almost-Equal-To 5% that this event is due to random statistical fluctuations within the new data set. Combining this new event with the single KBO occultation reported by Schlichting et al. we arrive at the following results: (1) the ecliptic latitudes of 6. Degree-Sign 6 and 14. Degree-Sign 4 of the two events are consistent with the observed inclination distribution of larger, 100-km-sized KBOs. (2) Assuming that small, sub-kilometer-sized KBOs have the same ecliptic latitude distribution as their larger counterparts, we find an ecliptic surface density of KBOs with radii larger than 250 m of N(r > 250 m) = 1.1 Multiplication-Signmore » 10 deg if sub-kilometer-sized KBOs have instead a uniform ecliptic latitude distribution for -20 Degree-Sign < b < 20 Degree-Sign then N(r > 250 m) = 4.4 Multiplication-Sign 10 deg. This is the best measurement of the surface density of sub-kilometer-sized KBOs to date. (3) Assuming the KBO size distribution can be well described by a single power law given by N(> r)r, where N(> r) is the number of KBOs with radii greater than r, and q is the power-law index, we find q = 3.8 <+->0.2 and q = 3.6 <+->0.2 for a KBO ecliptic latitude distribution that follows the observed distribution for larger, 100-km-sized KBOs and a uniform KBO ecliptic latitude distribution for -20 Degree-Sign < b < 20 Degree-Sign , respectively. (4) Regardless of the exact power law, our results suggest that small KBOs are numerous enough to satisfy the required supply rate for the Jupiter family comets. (5) We can rule out a single power law below the break with q > 4.0 at 2, confirming a strong deficit of sub-kilometer-sized KBOs compared to a population extrapolated from objects with r > 45 km. This suggests that small KBOs are undergoing collisional erosion and that the Kuiper Belt is a true analog to the dust producing debris disks observed around other stars. & laquo menos


MIT astronomer leads the first team to study a Kuiper Belt object during a stellar occultation

Until now, astronomers have used telescopes to find Kuiper Belt objects (KBOs), moon-sized bodies, and obtain their spectra to determine what types of ices are on their surface. They have also used thermal-imaging techniques to get a rough idea of the size of KBOs, but other details have been difficult to glean. While astronomers think there are about 70,000 KBOs that are larger than 100 kilometers in diameter, the objects' relatively small size and location make it hard to study them in detail. One method that has been has been proposed for studying KBOs is to observe one as it passes briefly in front of a bright star such events, known as stellar occultations, have yielded useful information about other planets in the solar system. By monitoring the changes in starlight that occur during an occultation, astronomers can determine the object's size and temperature, whether it has any companion objects and if it has an atmosphere. The trick is to know enough about the orbit of a KBO to be able to predict its path and observe it as it passes in front of a star. This was done successfully for the first time last October when a team of 18 astronomy groups led by James Elliot, a professor of planetary astronomy in MIT's Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, observed an occultation by an object named "KBO 55636."

As Elliot and his colleagues report in a paper published to be published June 17 in Nature , the occultation provided enough data to determine the KBO's size and albedo, or how strongly it reflects light. The surface of 55636 turns out to be as reflective as snow and ice, which surprised the researchers because ancient objects in space usually have weathered, dull surfaces. The high albedo suggests that the KBO's surface is made of reflective water-ice particles, and that would support a theory about how the KBO formed. Many researchers believe there was a collision that occurred one billion years ago between a dwarf planet in the Kuiper Belt known as Haumea and another object that caused Haumea's icy mantle to break into a dozen or so smaller bodies, including 55636.

More importantly, the research demonstrates that astronomers can predict occultations accurately enough to contribute to a new NASA mission known as the Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy (SOFIA) that completed its first in-flight observations in May. A Boeing 747SP aircraft that has a large telescope mounted onto its rear fuselage, SOFIA can record infrared measurements of celestial objects that are not possible from the ground. Elliot hopes his research will help guide future flights of SOFIA to observe stellar occultations in detail.

Elliot, who has been studying 55636's orbit for five years, thought it would most likely pass in front of an unnamed star on Oct. 9, 2009. But the KBO's small size made it difficult to predict exactly where the object would travel, and so, to be on the safe side, he and his colleagues assembled a network of 18 observation stations along a 5,900-kilometer stretch of the Earth's surface that corresponded to the KBO's predicted shadow path. Such a strategy "covered our uncertainty about where the path would go, both to the north and to the south," Elliot explains. "It was our way of hedging our bets."

While some of the stations couldn't observe because of weather, and others simply didn't detect the occultation, two stations in Hawaii captured data on the changes in starlight that occurred during the roughly 10-second occultation. After measuring the exact amount of time that the star was blocked from view, as well as the velocity with which the shadow of 55636 moved across Earth, the researchers calculated that the KBO has a radius of about 143 kilometers. Knowing this, they could then calculate the object's albedo.

The highly reflective surface of 55636 is perplexing because the surfaces of celestial bodies in the outer solar system are supposed to darken over time as a result of dust accumulation and exposure to solar radiation.

Although other highly reflective bodies in the solar system, such as the dwarf planet Pluto and Saturn's moon Enceladus, have their surfaces continuously renewed with fresh ice from the condensation of atmospheric gases or by volcanic activity that spews water instead of lava, 55636 is too small for these mechanisms to be at work, says Elliot. He has no plans to investigate the cause of the high albedo but will continue to collect data about the orbits and positions of the largest KBOs in order to predict future occultations with enough accuracy that he doesn't have to rely on a vast network of observers.


The Secret to a Steady Relationship in the Kuiper Belt

Status : Published in Icarus, open access on ArXiV.

Every object in the Kuiper Belt is a survivor. Some survived collisions that nearly smashed them apart and others survived nearby encounters with planets that could have sent them out of the Solar System forever. The luckiest accreted dust from their smashed neighbors or used a nearby passage of Neptune to fling them into a stable orbit. Of the many that survived, most survived alone.

A small number of known Kuiper Belt Objects (KBOs), however, contain companions that orbit around the mutual center of mass of the binary system. These KBO binaries can vary from equal mass binaries to a pebble orbiting a monolith. Astronomers study KBOs in part because their survival patterns give clues to the conditions in the early Solar System the same is true about survival of KBO binaries. Today’s authors recently published work on a binary asteroid, (617) Patroclus-Menoetius , that survived unprobable transportation from the outer Solar System to an orbit near Jupiter.

Two Types of Binaries

The known KBO binaries divide into two populations : “cold classical KBOs” and “hot KBOs.” “Hot” and “cold” describe the orbits of the objects, not their temperatures. The cold classicals have stable, predictable orbits and formed right where they are found today without being disturbed by the planets. The hot KBOs have chaotic orbits, like a hot gas, and formed closer to the Sun. They were the lucky survivors of close encounters with planets and implantation into the Kuiper Belt during the first hundred million years of the Solar System.

Figura 1. Properties of KBO binaries. umaB/RB is the ratio of the semi-major axis to the radius of the binaries and R2/R1 is the ratio of the radii, where greater than 0.5 indicates nearly equal binaries. Cold classicals in red dominate the equal binaries, while hot KBOs in blue dominate the unequal binaries. Figure 2 in the paper.

Figure 1 shows the differences between the hot and cold KBO binaries. Equal size binaries are toward the top and farther apart “wide binaries” are toward the right. All the cold classicals (shown in red) are near the top, meaning they have nearly equal size companions while the hot KBOs tend to be of unequal size.

Binary Dodgeball

The goal of the research presented in this paper is to simulate the history of KBO binaries to determine how each population evolved. As more binaries are discovered, better population statistics can then be used to estimate the conditions in the early Solar System that created them.

The authors started by using an N-body simulator called Swift that computes the position of every object orbiting the sun and records “encounters” between objects and planets. Think of it like binary dodgeball—the simulator counts the number of times each binary gets hit. But unlike dodgeball, a binary can be hit and flung apart by just passing close to the planet.

Figura 2. The results of the Boulder simulation showing the fraction of binaries that survive, dissolve, and collide as a function of aB/RB, the ratio of semi-major axis to radius. Tight binaries are far more likely to survive than wide binaries, while collision is about constant but always unlikely. Figure 3 in the paper.

With a list of these encounters throughout the history of the Solar System, the authors then ran a second simulation called the Boulder simulation, which determines the outcome of each encounter. There are three possibilities. 1) The binary survives and finds a new stable orbit, 2) The binary gets destroyed by smashing into the planet or itself, or 3) The binary is separated forever. Figure 2 shows the results from the Boulder simulation, which indicate that tight binaries are likely to survive but wide binaries are usually doomed to fall apart.

The output of these simulations is a prediction of the fraction of KBO binaries created early in the Solar System that would be able to survive to today. The last step in the paper was to compare those results to what is actually observed today.

To make this comparison the authors assumed the cold classical KBOs are about the same as when they were created because they were always too far from the planets to have any encounters. The hot KBOs, on the other hand, had many encounters and collisions. Therefore they took the cold classicals and simulated how they would change according to Figure 2, which was then compared to the hot KBOs in Figure 3.

Figura 3. Cumulative distribution of hot KBOs in blue, cold classicals in red, and the “model” of predicted hot KBO survival in green. The X-axis is again the ratio of semi-major axis to object radius. The model was expected to be in close agreement with the hot KBOs, but it disagrees significantly at aB/RB > 100. Figure 13 in the paper.

Curious Wide Binaries

Figure 3 indicates the model agrees reasonably well with the hot KBO population until about aB/RB = 100. The model predicts that 95% of the hot KBOs should be less than aB/RB = 100, yet only 80% of the actual known hot KBOs are less than aB/RB = 100. The authors conclude that their model does a good job explaining tight and medium binaries, but it underestimates the survival chances of wide binaries.

There are many possible explanations for these results. The simplest may be that the “hot” and “cold” classification system for KBO binaries fails to capture what’s really going on in the Kuiper Belt. The authors hope future studies and observations of KBOs will mitigate this concern. Some theories hold that the planets formed much closer to the Sun , which, if true, would change the binary-planet interactions used in these simulations. It’s also possible that the cold classicals did not form where they are now and also survived precarious conditions.

The reality for planetary astronomers is there so much they don’t know about the history of the Solar System. The best researchers can do is to use all available clues to fill in the gaps little by little, and this paper adds binarity as a property of Kuiper Belt Objects worth future study. It may be that binarity is only significant insofar as to corroborate studies of other KBO properties, but that doesn’t mean it should be overlooked as more powerful telescopes and farther traveling spacecraft begin missions over the next few decades.


Astronomers Discover Kilometer-Sized Object in Kuiper Belt

An artist’s impression of the newly-discovered Kuiper Belt object. Image credit: Ko Arimatsu.

Kuiper Belt objects (KBOs) are thought to be remnants of the early Solar System, and their size distribution provides an opportunity to explore the formation and evolution of the outer Solar System.

In particular, the size distribution of kilometer-sized (with a radius between 1 and 10 km, or 0.6 and 6.2 miles) KBOs represents a signature of initial object sizes when planets form.

These small KBOs are extremely faint, and it is impossible to detect them directly. Instead, the monitoring of stellar occultations (events that occur when a planetary body hides a star as it moves across the sky) is one possible way to discover these objects.

By monitoring the changes in starlight that occur during an occultation event, astronomers can determine the KBO’s size and temperature.

“KBOs with radii from one to several kilometers are too distant, small, and dim for even world-leading telescopes to observe directly,” said Dr. Ko Arimatsu from the National Astronomical Observatory of Japan and colleagues.

“So we used a technique known as occultation: monitoring a large number of stars and watching for the shadow of an object passing in front of one of the stars.”

To achieve a challenging occultation observation, the scientists launched an observation project using amateur telescopes, named the Organized Autotelescopes for Serendipitous Event Survey (OASES).

They placed two small telescopes on the roof of the Miyako open-air school on Miyako Island, Japan, and monitored approximately 2,000 stars for a total of 60 hours.

Analyzing the data, they found an event consistent with a star appearing to dim as it is occulted by a 2.6-km-wide KBO.

“This detection indicates that kilometer-sized KBOs are more numerous than previously thought,” the researchers said.

“This supports models where planetesimals first grow slowly into kilometer-sized objects before runaway growth causes them to merge into planets.”

“This is a real victory for little projects. Our team had less than 0.3% of the budget of large international projects,” Dr. Arimatsu said.

The discovery is described in a paper in the journal Astronomia da Natureza.

K. Arimatsu et al. A kilometre-sized Kuiper belt object discovered by stellar occultation using amateur telescopes. Astronomia da Natureza, published online January 28, 2019 doi: 10.1038/s41550-018-0685-8


Afiliações

National Astronomical Observatory of Japan, Tokyo, Japan

K. Arimatsu, Y. Shinnaka, T. Kotani & J. Watanabe

Astronomical Observatory, Graduate School of Science, Kyoto University, Kyoto, Japan

Frontier Research Institute for Interdisciplinary Science, Tohoku University, Sendai, Japan

Center for Planetary Science, Graduate School of Science, Kobe University, Kobe, Japan

Laboratory of Infrared High-resolution Spectroscopy, Koyama Astronomical Observatory, Kyoto Sangyo University, Kyoto, Japan

Department of Astronomy, Columbia University, New York, NY, USA

Department of Physics and Astronomy, University of Texas at San Antonio, San Antonio, TX, USA

Department of Space Astronomy and Astrophysics, Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency, Sagamihara, Japan

T. Ootsubo, T. Wada & K. Nagase

Astrobiology Center, National Institutes of Natural Sciences, Tokyo, Japan

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Contribuições

K.A. is a principal investigator of the monitoring campaign described here. K.A., K.T., F.U., T.O., T.K., T.W., K.N. and J.W. developed the observation systems. K.A., K.T., F.U., Y.S. and K.I. carried out the monitoring observations. K.A. developed the data reduction pipeline and occultation detection programme, with substantial contributions from K.T. and J.W. The figures and movies, including the supplementary figures and video, were generated by the authors.

Autor correspondente


Assista o vídeo: 30 de Agosto de 1992: Descoberto O Primeiro Objeto do Cinturão de Kuiper - Space Today TV (Agosto 2022).