El disco disperso (o disco disperso ) es un disco circunestelar distante en el 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 disco disperso (SDO) tienen excentricidades orbitales que varían hasta 0,8, inclinaciones tan altas como 40° y perihelios mayores de 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 continúan estando sujetos a perturbaciones por parte del planeta Neptuno .
Aunque los objetos del disco disperso más cercanos se aproximan al Sol a unas 30-35 UA, sus órbitas pueden extenderse mucho más allá de las 100 UA. Esto hace que los objetos del disco disperso 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 se extienden mucho más lejos del Sol y más arriba y más abajo de la eclíptica que el cinturón de Kuiper propiamente dicho. [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 hasta el Sistema Solar interior. [4] Finalmente, las perturbaciones de los planetas gigantes envían dichos objetos hacia el Sol, transformándolos en cometas periódicos. También se cree que muchos objetos de la propuesta nube de Oort se originaron en el disco disperso. Los objetos desprendidos no se distinguen claramente de los objetos del disco disperso, y algunos, como Sedna, a veces se han considerado incluidos en este grupo.
Tradicionalmente, en astronomía se utilizaban dispositivos como el comparador de parpadeo para detectar objetos en el Sistema Solar, porque estos objetos se movían entre dos exposiciones, lo que implicaba pasos que consumían mucho tiempo, como exponer y revelar placas o películas fotográficas , y luego usar un comparador de parpadeo para detectar manualmente los posibles objetos. Durante la década de 1980, el uso de cámaras basadas en CCD en telescopios hizo posible producir directamente imágenes electrónicas que luego podían digitalizarse y transferirse fácilmente a imágenes digitales . Debido a que el CCD capturaba más luz que la película (alrededor del 90% frente al 10% de la luz entrante) y el parpadeo ahora podía realizarse en una pantalla de computadora ajustable, los estudios permitieron un mayor rendimiento. El resultado fue una avalancha de nuevos descubrimientos: se detectaron más de mil objetos transneptunianos entre 1992 y 2006. [5]
El primer objeto de disco disperso (SDO) que se reconoció como tal fue 1996 TL 66 , [6] [7] identificado originalmente en 1996 por astrónomos con base en Mauna Kea en Hawái. Tres más fueron identificados por el mismo estudio en 1999: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 y 1999 CF 119. [8] El primer objeto clasificado actualmente como SDO que se descubrió fue 1995 TL 8 , encontrado en 1995 por Spacewatch . [9]
Hasta 2011, se han identificado más de 200 SDO, [10] incluyendo 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 plantea la hipótesis de que el número de objetos en el cinturón de Kuiper y el disco disperso es aproximadamente igual, el sesgo observacional debido a su mayor distancia significa que hasta la fecha se han observado muchos menos SDO. [15]
Los objetos transneptunianos conocidos se dividen a menudo 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 separados ". [17]
El cinturón de Kuiper es un toro relativamente grueso (o "donut") de espacio, 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 para los que Neptuno ha fijado 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 relaciones, llamadas resonancias orbitales , permiten que los KBO persistan en regiones que la influencia gravitatoria de Neptuno de otro modo habría despejado a lo largo de la edad del Sistema Solar, ya que los objetos nunca están lo suficientemente cerca de Neptuno como para ser dispersados por su gravedad. Los que tienen resonancias 2:3 se conocen como " plutinos ", porque Plutón es el miembro más grande de su grupo, mientras que los que tienen resonancias 1:2 se conocen como " twotinos ".
A diferencia del cinturón de Kuiper, la población de discos dispersos puede verse perturbada por Neptuno. [19] Los objetos de discos dispersos se encuentran dentro del rango gravitacional de Neptuno en sus aproximaciones más cercanas (~30 UA), pero sus distancias más lejanas alcanzan muchas veces esa distancia. [17] La investigación en curso [20] sugiere que los centauros , una clase de planetoides helados que orbitan entre Júpiter y Neptuno, pueden ser simplemente SDO arrojados a los confines del Sistema Solar por Neptuno, lo que los convierte en objetos dispersos "cis-neptunianos" en lugar de transneptunianos. [21] Algunos objetos, como (29981) 1999 TD 10 , difuminan la distinción [22] y el Minor Planet Center (MPC), que cataloga oficialmente todos los objetos transneptunianos , ahora enumera a los centauros y SDO juntos. [10]
Sin embargo, el MPC 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 es 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 del cinturón de Kuiper y los 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. 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 ida y vuelta entre el cinturón de Kuiper y el disco disperso a lo largo del tiempo. Por lo tanto, eligieron 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 mayores de 30 UA. [16]
El Minor Planet Center clasifica al objeto transneptuniano 90377 Sedna como un objeto del disco disperso. Su descubridor Michael E. Brown ha sugerido que debería ser considerado un objeto de la nube de Oort interior en lugar de un miembro del disco disperso, porque, con una distancia de perihelio de 76 UA, es demasiado remoto para verse afectado por la atracción gravitatoria de los planetas exteriores. [24] Según esta definición, un objeto con un perihelio mayor de 40 UA 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 alejado de Neptuno como para verse influenciados por él. Esto llevó a una discusión entre astrónomos sobre un nuevo conjunto de planetas menores, llamado disco disperso extendido ( E-SDO ). [26] 2000 CR 105 también puede ser un objeto de la nube de Oort interior o (más probablemente) un objeto de transición entre el disco disperso y la nube de Oort interior. Más recientemente, estos objetos han sido denominados "separados" , [27] u objetos distantes separados ( DDO ). [28]
No existen límites claros entre las regiones dispersas y desprendidas. [25] Gomes et al. definen a los SDO como aquellos que tienen "órbitas altamente excéntricas, perihelios más allá de Neptuno y semiejes mayores más allá de la resonancia 1:2". Según esta definición, todos los objetos distantes desprendidos 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, incluyendo 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 que pasa. [31]
Un esquema introducido por un informe de 2005 del Deep Ecliptic Survey por JL Elliott et al. distingue entre dos categorías: objetos dispersos cercanos (es decir, objetos SDO típicos) y objetos dispersos extendidos (es decir, objetos separados). [32] Los objetos dispersos cercanos 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 dispersos extendidos 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 de órbitas de 10 millones de años en lugar del parámetro Tisserand. [33] Un objeto califica como un SDO si su órbita no es resonante, tiene un semieje mayor no mayor a 2000 AU y, durante la integración, su semieje mayor muestra una excursión de 1,5 AU o más. [33] Gladman et al. sugieren 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 a 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 UA, la región conocida como la nube de Oort interior.
El disco disperso es un entorno muy dinámico. [15] Debido a que aún pueden ser perturbados por Neptuno, las órbitas de los SDO siempre están en peligro de interrupción; ya sea de ser enviados hacia afuera a la nube de Oort o hacia adentro a la población de centauros y, en última instancia, a la familia de cometas de Júpiter. [15] Por esta razón, Gladman et al. prefieren referirse a la región como el disco de dispersión, en lugar de dispersos. [33] A diferencia de los objetos del cinturón de Kuiper (KBO), las órbitas de los objetos del disco disperso pueden estar inclinadas hasta 40° con respecto a la eclíptica . [34]
Los SDO se caracterizan típicamente por órbitas con excentricidades medias y altas con un semieje mayor mayor de 50 UA, pero sus perihelios los colocan dentro de la influencia de Neptuno. [35] Tener un perihelio de aproximadamente 30 UA es una de las características definitorias de los objetos dispersos, ya que le permite a Neptuno ejercer su influencia gravitatoria. [8]
Los objetos clásicos ( cubewanos ) son muy diferentes de los objetos dispersos: más del 30% de todos los cubewanos están en órbitas casi circulares de baja inclinación cuyas excentricidades alcanzan un máximo de 0,25. [36] Los objetos clásicos poseen excentricidades que van de 0,2 a 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 gran 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. Algunos 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 es poco comprendido: todavía no se ha propuesto ningún modelo de formación del cinturón de Kuiper y del disco disperso que explique todas sus propiedades observadas. [16]
Según los modelos contemporáneos, el disco disperso se formó cuando los objetos del cinturón de Kuiper (KBO) se "dispersaron" en órbitas excéntricas e inclinadas por la interacción gravitacional con Neptuno y los otros planetas exteriores . [37] El tiempo que tardó en ocurrir este proceso sigue siendo incierto. Una hipótesis estima un período igual a la edad completa del Sistema Solar; [38] una segunda postula que la dispersión tuvo lugar relativamente rápido, durante la época de migración temprana de Neptuno . [39]
Los modelos de formación continua a lo largo de la edad 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. La resonancia 4:7 en particular tiene una gran inestabilidad. Los KBO también pueden desplazarse hacia órbitas inestables por el paso cercano de objetos masivos o por colisiones. Con el tiempo, el disco disperso se formaría gradualmente a partir de estos eventos aislados. [17]
Las simulaciones por ordenador 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 a esa distancia para producir objetos de una masa tan alta. En cambio, estos planetas, y Saturno, pueden haberse formado más cerca de Júpiter, pero fueron arrojados 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 gravitatoria combinada alteró las órbitas de Urano y Neptuno, enviando a Neptuno al "caos" temporal del cinturón proto-Kuiper. [39] A medida que Neptuno viajaba hacia afuera, dispersó muchos objetos transneptunianos en órbitas más altas y excéntricas. [37] [41] Este modelo afirma 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 estar tan disperso". [40]
Los objetos dispersos, al igual que otros objetos transneptunianos, tienen densidades bajas y están compuestos principalmente de volátiles congelados como agua y metano . [42] El análisis espectral de determinados objetos del cinturón de Kuiper y dispersos ha revelado firmas de compuestos similares. Tanto Plutón como Eris, por ejemplo, muestran firmas de metano. [43]
Los astrónomos supusieron originalmente que toda la población transneptuniana mostraría un color de superficie rojo similar, ya que se pensaba que se habían originado en la misma región y estaban sujetos a los mismos procesos físicos. [42] En concreto, 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 más blancas del subsuelo por los 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 gigantes terrestres y 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 varios centímetros de espesor de hielo blanco brillante. Plutón, por el contrario, al estar más cerca del Sol, sería lo suficientemente cálido como para que el metano se congelara solo en regiones más frías y de alto albedo , dejando regiones cubiertas de tolinas de bajo albedo sin hielo. [43]
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Inicialmente se pensó que el cinturón de Kuiper era la fuente de los cometas eclípticos 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 eclípticos 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, siendo estos últimos los que se originan en la nube de Oort. Las dos categorías principales de cometas de período corto son los cometas de la familia Júpiter (JFC) y los cometas de tipo Halley . [15] Se cree que los cometas de tipo Halley, que reciben su nombre de su prototipo, el cometa Halley , se originaron en la nube de Oort pero fueron atraídos hacia el Sistema Solar interior por la gravedad de los planetas gigantes, [45] mientras que se cree que los JFC se originaron en el disco disperso. [19] Se cree que los centauros son una etapa intermedia dinámica entre el disco disperso y la familia Júpiter. [20]
Existen muchas diferencias entre los SDO y los JFC, aunque muchos de los cometas de la familia 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 se renuevan a medida que se acercan al Sol por materiales del subsuelo que posteriormente entierran el material más antiguo. [45]
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