El disco disperso (o disco disperso ) es un disco circunestelar distante del Sistema Solar que está escasamente poblado por pequeños cuerpos helados del Sistema Solar , que son un subconjunto de la familia más amplia de objetos transneptunianos . Los objetos de discos dispersos (SDO) tienen excentricidades orbitales que varían hasta 0,8, inclinaciones de hasta 40 ° y perihelios superiores a 30 unidades astronómicas (4,5 × 10 9 km; 2,8 × 10 9 mi). Se cree que estas órbitas extremas son el resultado de la "dispersión" gravitacional de los gigantes gaseosos , y los objetos siguen estando sujetos a perturbaciones por parte del planeta Neptuno .
Aunque los objetos de discos dispersos más cercanos se acercan al Sol a unas 30-35 UA, sus órbitas pueden extenderse mucho más allá de las 100 UA. Esto hace que los objetos dispersos se encuentren entre los objetos más fríos y distantes del Sistema Solar. [1] La porción más interna del disco disperso se superpone con una región en forma de toro de objetos en órbita tradicionalmente llamada cinturón de Kuiper , [2] pero sus límites externos llegan mucho más lejos del Sol y más por encima y por debajo de la eclíptica que el Kuiper. cinturón adecuado. [a]
Debido a su naturaleza inestable, los astrónomos ahora consideran que el disco disperso es el lugar de origen de la mayoría de los cometas periódicos del Sistema Solar, siendo los centauros , una población de cuerpos helados entre Júpiter y Neptuno, la etapa intermedia en la migración de un objeto desde el disco al Sistema Solar interior. [4] Con el tiempo, las perturbaciones de los planetas gigantes envían dichos objetos hacia el Sol, transformándolos en cometas periódicos. También se cree que muchos objetos de la nube de Oort propuesta se originaron en el disco disperso. Los objetos desprendidos no se distinguen claramente de los objetos de disco dispersos, y en ocasiones se ha considerado que algunos, como Sedna , están incluidos en este grupo.
Tradicionalmente, en astronomía se usaban dispositivos como un comparador de parpadeo para detectar objetos en el Sistema Solar, porque estos objetos se movían entre dos exposiciones; esto implicaba pasos que requerían mucho tiempo, como exponer y revelar placas o películas fotográficas , y luego la gente usaba un comparador de parpadeo. para detectar manualmente posibles objetos. Durante la década de 1980, el uso de cámaras CCD en telescopios hizo posible producir directamente imágenes electrónicas que luego podían digitalizarse y transferirse fácilmente a imágenes digitales . Debido a que el CCD capturó más luz que la película (alrededor del 90% frente al 10% de la luz entrante) y el parpadeo ahora se podía realizar en una pantalla de computadora ajustable, las encuestas permitieron un mayor rendimiento. El resultado fue una avalancha de nuevos descubrimientos: más de mil objetos transneptunianos fueron detectados entre 1992 y 2006. [5]
El primer objeto de disco disperso (SDO) reconocido como tal fue 1996 TL 66 , [6] [7] identificado originalmente en 1996 por astrónomos con base en Mauna Kea en Hawaii. Tres más fueron identificados por la misma encuesta en 1999: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 y 1999 CF 119 . [8] El primer objeto actualmente clasificado como SDO en ser descubierto fue 1995 TL 8 , encontrado en 1995 por Spacewatch . [9]
Hasta 2011, se han identificado más de 200 SDO, [10] incluido Gǃkúnǁʼhòmdímà (descubierto por Schwamb, Brown y Rabinowitz), Gonggong (Schwamb, Brown y Rabinowitz) [11] 2002 TC 302 ( NEAT ), Eris (Brown, Trujillo y Rabinowitz), [12] Sedna (Brown, Trujillo y Rabinowitz) [13] y 474640 Alicanto ( Deep Ecliptic Survey ). [14] Aunque se supone que el número de objetos en el cinturón de Kuiper y el disco disperso son aproximadamente iguales, el sesgo de observación debido a su mayor distancia significa que hasta la fecha se han observado muchos menos SDO. [15]
Los objetos transneptunianos conocidos a menudo se dividen en dos subpoblaciones: el cinturón de Kuiper y el disco disperso. [16] Se ha planteado la hipótesis de un tercer reservorio de objetos transneptunianos, la nube de Oort , aunque no se han realizado observaciones directas confirmadas de la nube de Oort. [2] Algunos investigadores sugieren además un espacio de transición entre el disco disperso y la nube de Oort interior, poblado de " objetos desprendidos ". [17]
El cinturón de Kuiper es un toro (o "rosquilla") de espacio relativamente grueso, que se extiende desde aproximadamente 30 a 50 UA [18] y comprende dos poblaciones principales de objetos del cinturón de Kuiper (KBO): los objetos clásicos del cinturón de Kuiper (o "cubewanos" ), que se encuentran en órbitas no tocadas por Neptuno, y los objetos resonantes del cinturón de Kuiper ; aquellos que Neptuno ha fijado en una relación orbital precisa, como 2:3 (el objeto da dos vueltas por cada tres órbitas de Neptuno) y 1:2 (el objeto da una vuelta por cada dos órbitas de Neptuno). Estas proporciones, llamadas resonancias orbitales , permiten que los KBO persistan en regiones que la influencia gravitacional de Neptuno habría eliminado durante la era del Sistema Solar, ya que los objetos nunca están lo suficientemente cerca de Neptuno como para ser dispersados por su gravedad. Los que están en resonancias 2:3 se conocen como " plutinos ", porque Plutón es el miembro más grande de su grupo, mientras que los que están en resonancias 1:2 se conocen como " twotinos ".
A diferencia del cinturón de Kuiper, Neptuno puede perturbar la población del disco disperso. [19] Los objetos de discos dispersos se encuentran dentro del rango gravitacional de Neptuno en sus aproximaciones más cercanas (~30 AU), pero sus distancias más lejanas alcanzan muchas veces esa cifra. [17] Las investigaciones en curso [20] sugieren que los centauros , una clase de planetoides helados que orbitan entre Júpiter y Neptuno, pueden ser simplemente SDO arrojados a los confines internos del Sistema Solar por Neptuno, lo que los convierte en "cis-neptunianos" en lugar de Objetos dispersos transneptunianos. [21] Algunos objetos, como (29981) 1999 TD 10 , desdibujan la distinción [22] y el Centro de Planetas Menores (MPC), que cataloga oficialmente todos los objetos transneptunianos , ahora enumera centauros y SDO juntos. [10]
El MPC, sin embargo, hace una distinción clara entre el cinturón de Kuiper y el disco disperso, separando aquellos objetos en órbitas estables (el cinturón de Kuiper) de aquellos en órbitas dispersas (el disco disperso y los centauros). [10] Sin embargo, la diferencia entre el cinturón de Kuiper y el disco disperso no está clara, y muchos astrónomos ven el disco disperso no como una población separada sino como una región exterior del cinturón de Kuiper. Otro término utilizado es "objeto disperso del cinturón de Kuiper" (o SKBO) para los cuerpos del disco disperso. [23]
Morbidelli y Brown proponen que la diferencia entre los objetos en el cinturón de Kuiper y los objetos del disco disperso es que los últimos cuerpos "son transportados en semieje mayor por encuentros cercanos y distantes con Neptuno", [ 16] pero los primeros no experimentaron tales encuentros cercanos. encuentros. Esta delimitación es inadecuada (como señalan) a lo largo de la edad del Sistema Solar, ya que los cuerpos "atrapados en resonancias" podrían "pasar de una fase de dispersión a una fase de no dispersión (y viceversa) numerosas veces". [16] Es decir, los objetos transneptunianos podrían viajar de un lado a otro entre el cinturón de Kuiper y el disco disperso a lo largo del tiempo. Por lo tanto, optaron por definir las regiones, en lugar de los objetos, definiendo el disco disperso como "la región del espacio orbital que puede ser visitada por cuerpos que se han encontrado con Neptuno" dentro del radio de una esfera de Hill , y el cinturón de Kuiper como su "complemento... en la región a > 30 UA"; la región del Sistema Solar poblada por objetos con semiejes mayores superiores a 30 UA. [dieciséis]
El Minor Planet Center clasifica el objeto transneptuniano 90377 Sedna como un objeto de disco disperso. Su descubridor Michael E. Brown ha sugerido en cambio que debería considerarse un objeto interno de la nube de Oort en lugar de un miembro del disco disperso, porque, con una distancia de perihelio de 76 AU, es demasiado remoto para verse afectado por la atracción gravitacional. de los planetas exteriores. [24] Según esta definición, un objeto con un perihelio superior a 40 AU podría clasificarse como fuera del disco disperso. [25]
Sedna no es el único objeto de este tipo: (148209) 2000 CR 105 (descubierto antes que Sedna) y 474640 Alicanto tienen un perihelio demasiado lejos de Neptuno para ser influenciados por él. Esto llevó a una discusión entre los astrónomos sobre un nuevo conjunto de planetas menores, llamado disco disperso extendido ( E-SDO ). [26] 2000 CR 105 también puede ser un objeto interno de la nube de Oort o (más probablemente) un objeto de transición entre el disco disperso y la nube interna de Oort. Más recientemente, estos objetos han sido denominados "separados" [27] u objetos distantes desprendidos ( DDO ). [28]
No existen límites claros entre las regiones dispersas y separadas. [25] Gomes et al. definen los SDO como aquellos que tienen "órbitas altamente excéntricas, perihelio más allá de Neptuno y semiejes mayores más allá de la resonancia 1:2". Según esta definición, todos los objetos distantes separados son SDO. [17] Dado que las órbitas de los objetos desprendidos no pueden ser producidas por la dispersión de Neptuno, se han propuesto mecanismos de dispersión alternativos, incluida una estrella que pasa [29] [30] o un objeto distante del tamaño de un planeta . [28] Alternativamente, se ha sugerido que estos objetos han sido capturados de una estrella pasajera. [31]
Un esquema introducido por un informe de 2005 del Deep Ecliptic Survey de JL Elliott et al. distingue entre dos categorías: dispersos cerca (es decir, SDO típicos) y dispersos extendidos (es decir, objetos separados). [32] Los objetos cercanos dispersos son aquellos cuyas órbitas no son resonantes, no cruzan órbitas planetarias y tienen un parámetro de Tisserand (relativo a Neptuno) menor que 3. [32] Los objetos extendidos dispersos tienen un parámetro de Tisserand (relativo a Neptuno) mayor que 3 y tienen una excentricidad promediada en el tiempo mayor que 0,2. [32]
Una clasificación alternativa, introducida por BJ Gladman , BG Marsden y C. Van Laerhoven en 2007, utiliza la integración orbital de 10 millones de años en lugar del parámetro Tisserand. [33] Un objeto califica como SDO si su órbita no es resonante, tiene un semieje mayor no superior a 2000 AU y, durante la integración, su semieje mayor muestra una excursión de 1,5 AU o más. [33] Gladman y cols. Sugiero el término objeto de disco de dispersión para enfatizar esta movilidad actual. [33] Si el objeto no es un SDO según la definición anterior, pero la excentricidad de su órbita es mayor que 0,240, se clasifica como un TNO separado . [33] (Los objetos con menor excentricidad se consideran clásicos). En este esquema, el disco se extiende desde la órbita de Neptuno hasta 2000 AU, la región conocida como la nube interior de Oort.
El disco disperso es un entorno muy dinámico. [15] Debido a que todavía son capaces de ser perturbados por Neptuno, las órbitas de los SDO siempre están en peligro de ser perturbadas; ya sea enviado hacia la nube de Oort o hacia el interior de la población de centauros y, en última instancia, de la familia de cometas de Júpiter. [15] Por esta razón Gladman et al. Prefiero referirme a la región como disco de dispersión, en lugar de dispersión. [33] A diferencia de los objetos del cinturón de Kuiper (KBO), las órbitas de los objetos de discos dispersos pueden inclinarse hasta 40° con respecto a la eclíptica . [34]
Los SDO se caracterizan típicamente por órbitas con excentricidades medias y altas con un semieje mayor superior a 50 AU, pero su perihelio los sitúa dentro de la influencia de Neptuno. [35] Tener un perihelio de aproximadamente 30 AU es una de las características definitorias de los objetos dispersos, ya que permite a Neptuno ejercer su influencia gravitacional. [8]
Los objetos clásicos ( cubewanos ) son muy diferentes de los objetos dispersos: más del 30% de todos los cubewanos se encuentran en órbitas casi circulares de baja inclinación cuyas excentricidades alcanzan un máximo de 0,25. [36] Los objetos clásicos poseen excentricidades que oscilan entre 0,2 y 0,8. Aunque las inclinaciones de los objetos dispersos son similares a las de los KBO más extremos, muy pocos objetos dispersos tienen órbitas tan cercanas a la eclíptica como la mayor parte de la población de KBO. [15]
Aunque los movimientos en el disco disperso son aleatorios, tienden a seguir direcciones similares, lo que significa que los SDO pueden quedar atrapados en resonancias temporales con Neptuno. Ejemplos de posibles órbitas resonantes dentro del disco disperso incluyen 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 y 4:79. [17]
El disco disperso aún no se comprende bien: todavía no se ha propuesto ningún modelo de formación del cinturón de Kuiper y del disco disperso que explique todas sus propiedades observadas. [dieciséis]
Según los modelos contemporáneos, el disco disperso se formó cuando los objetos del cinturón de Kuiper (KBO) fueron "dispersados" en órbitas excéntricas e inclinadas por interacción gravitacional con Neptuno y otros planetas exteriores . [37] La cantidad de tiempo que tardará este proceso en ocurrir sigue siendo incierta. Una hipótesis estima un período igual a toda la edad del Sistema Solar; [38] un segundo postula que la dispersión tuvo lugar relativamente rápido, durante la época temprana de migración de Neptuno . [39]
Los modelos de formación continua a lo largo de la era del Sistema Solar ilustran que en resonancias débiles dentro del cinturón de Kuiper (como 5:7 u 8:1), o en los límites de resonancias más fuertes, los objetos pueden desarrollar inestabilidades orbitales débiles a lo largo de millones de años. años. La resonancia 4:7 en particular presenta una gran inestabilidad. Los KBO también pueden desplazarse a órbitas inestables mediante el paso cercano de objetos masivos o mediante colisiones. Con el tiempo, el disco disperso se formaría gradualmente a partir de estos eventos aislados. [17]
Las simulaciones por computadora también han sugerido una formación más rápida y temprana del disco disperso. Las teorías modernas indican que ni Urano ni Neptuno podrían haberse formado in situ más allá de Saturno, ya que existía muy poca materia primordial en esa distancia para producir objetos de masa tan alta. En cambio, estos planetas, y Saturno, pueden haberse formado más cerca de Júpiter, pero fueron lanzados hacia afuera durante la evolución temprana del Sistema Solar, tal vez a través de intercambios de momento angular con objetos dispersos. [40] Una vez que las órbitas de Júpiter y Saturno cambiaron a una resonancia 2:1 (dos órbitas de Júpiter por cada órbita de Saturno), su atracción gravitacional combinada interrumpió las órbitas de Urano y Neptuno, enviando a Neptuno al "caos" temporal del cinturón de proto-Kuiper. [39] A medida que Neptuno viajaba hacia afuera, dispersó muchos objetos transneptunianos en órbitas más altas y excéntricas. [37] [41] Este modelo establece que el 90% o más de los objetos en el disco disperso pueden haber sido "promovidos a estas órbitas excéntricas por las resonancias de Neptuno durante la época de migración... [por lo tanto] el disco disperso podría no ser tan disperso." [40]
Los objetos dispersos, al igual que otros objetos transneptunianos, tienen densidades bajas y están compuestos en gran parte por volátiles congelados como agua y metano . [42] El análisis espectral de determinados cinturones de Kuiper y objetos dispersos ha revelado firmas de compuestos similares. Tanto Plutón como Eris, por ejemplo, muestran firmas de metano. [43]
Inicialmente, los astrónomos supusieron que toda la población transneptuniana presentaría una superficie de color rojo similar, ya que se pensaba que se originaban en la misma región y estaban sometidas a los mismos procesos físicos. [42] Específicamente, se esperaba que los SDO tuvieran grandes cantidades de metano en la superficie, alterado químicamente en tolinas por la luz solar del Sol. Esto absorbería la luz azul, creando un tono rojizo. [42] La mayoría de los objetos clásicos muestran este color, pero los objetos dispersos no; en cambio, presentan una apariencia blanca o grisácea. [42]
Una explicación es la exposición de capas subterráneas más blancas por impactos; otra es que la mayor distancia de los objetos dispersos al Sol crea un gradiente de composición, análogo al gradiente de composición de los planetas terrestres y gigantes gaseosos. [42] Michael E. Brown, descubridor del objeto disperso Eris, sugiere que su color más pálido podría deberse a que, a su distancia actual del Sol, su atmósfera de metano está congelada en toda su superficie, creando una capa de pulgadas de espesor de hielo blanco brillante. Por el contrario, Plutón, al estar más cerca del Sol, sería lo suficientemente cálido como para que el metano se congelara sólo en regiones más frías y de alto albedo , dejando las regiones cubiertas de tholin de bajo albedo sin hielo. [43]
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Inicialmente se pensó que el cinturón de Kuiper era la fuente de los cometas de la eclíptica del Sistema Solar . Sin embargo, los estudios de la región desde 1992 han demostrado que las órbitas dentro del cinturón de Kuiper son relativamente estables y que los cometas de la eclíptica se originan en el disco disperso, donde las órbitas son generalmente menos estables. [44]
Los cometas se pueden dividir en dos categorías: de período corto y de período largo; se cree que estos últimos se originan en la nube de Oort. Las dos categorías principales de cometas de período corto son los cometas de la familia de Júpiter (JFC) y los cometas tipo Halley . [15] Se cree que los cometas de tipo Halley, que llevan el nombre de su prototipo, el cometa Halley , se originaron en la nube de Oort, pero fueron arrastrados hacia el interior del Sistema Solar por la gravedad de los planetas gigantes, [45] mientras que los Se cree que los JFC se originaron en el disco disperso. [19] Se cree que los centauros son una etapa dinámicamente intermedia entre el disco disperso y la familia de Júpiter. [20]
Hay muchas diferencias entre los SDO y los JFC, aunque muchos de los cometas de la familia de Júpiter pueden haberse originado en el disco disperso. Aunque los centauros comparten una coloración rojiza o neutra con muchos SDO, sus núcleos son más azules, lo que indica una diferencia química o física fundamental. [45] Una hipótesis es que los núcleos de los cometas vuelven a emerger a medida que se acercan al Sol por materiales del subsuelo que posteriormente entierran el material más antiguo. [45]
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