حزام كايبر: الفرق بين النسختين

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
لا ملخص تعديل
لا ملخص تعديل
سطر 1: سطر 1:
{{يحرر}}

[[ملف:Outersolarsystem objectpositions labels comp.png|300بك|تصغير|صورة توضح توزيع الأجرام في النظام الشمسي الخارجي. حيث أن لون الكواكب الثمانية في الصورة أزرق والشمس بلون أحمر ويظهر قريباً منها حزام الكويكبات الرئيسي باللون البنفسجي. أما أجرام حزام كويبر فتظهر باللون الأخضر وأجرام القرص المبعثر بالبرتقالي.]]
[[ملف:Outersolarsystem objectpositions labels comp.png|300بك|تصغير|صورة توضح توزيع الأجرام في النظام الشمسي الخارجي. حيث أن لون الكواكب الثمانية في الصورة أزرق والشمس بلون أحمر ويظهر قريباً منها حزام الكويكبات الرئيسي باللون البنفسجي. أما أجرام حزام كويبر فتظهر باللون الأخضر وأجرام القرص المبعثر بالبرتقالي.]]


سطر 112: سطر 110:
== التركيب ==
== التركيب ==


الدراسات التي أجريت على حزام كويبر منذ اكتشافه تدل على أنه يتكوّن بشكل أساسي من [[الجليد]]: [[هيدروكربونات]] خفيفة (مثل [[الميثان]]) و[[أمونيا]] و[[ماء]] متجمد. وهذا هو نفس تركيب [[المذنبات]]، وقد لوحظت قلة [[كثافة]] أجرام حزام كويبر ذات القطر المحسوب (أقل من 1غ لكل سنتيمتر مكعب) وهذا متوافق مع كون تركيبها جليدياً. حرارة الحزام تبلغ أقل من 50 [[كلفن|ك]] وبالتالي فالعديد من الأجرام فيه سوف تتحول إلى غاز إذا ما اقتربت من الشمس.
الدراسات التي أجريت على حزام كويبر منذ اكتشافه تدل على أنه يتكوّن بشكل أساسي من [[الجليد]]: [[هيدروكربونات]] خفيفة (مثل [[الميثان]]) و[[أمونيا]] و[[ماء]] متجمد<ref name=physical>{{cite book|title=Encyclopedia of the Solar System|editor=Lucy-Ann McFadden et. al. |chapter=Kuiper Belt Objects: Physical Studies|author=Stephen C. Tegler|pages=605–620|year=2007}}</ref>. وهذا هو نفس تركيب [[المذنبات]]<ref>{{cite web|title=COMPOSITION OF THE VOLATILE MATERIAL IN HALLEY'S COMA FROM IN SITU MEASUREMENTS|author=K. ALTWEGG and H. BALSIGER and J. GEISS|url=http://www.springerlink.com/content/h761v5534553k608/fulltext.pdf|format=PDF|year=1999|accessdate=2007-06-23}}</ref>، وقد لوحظت قلة [[كثافة]] أجرام حزام كويبر ذات القطر المحسوب (أقل من 1غ لكل سنتيمتر مكعب) وهذا متوافق مع كون تركيبها جليدياً<ref name=physical/>. حرارة الحزام تبلغ أقل من 50 [[كلفن|ك]]<ref name=Quaoar>{{cite web|title=Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar|author=David C. Jewitt & Jane Luu|url=http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf|format=PDF|year=2004|accessdate=2007-06-21}}</ref> وبالتالي فالعديد من الأجرام التي ما زالت صلبة فيه سوف تتحول إلى غاز إذا ما اقتربت من الشمس.


بسبب حجم أجرام حزام كويبر الصغير وبعدها الشديد عن الأرض فتحديد تركيبها الكيميائي صعب جداً. الطريقة الرئيسية التي يُحدد بها الفلكيون تركيب الأجرام السماوية هي [[المطيافية]] (Spectroscopy)، فعندما ينكسر ضوء جرم إلى الألوان المكوّنة له يتكون شيء شبيه ب[[قوس قزح]]. وهذا يسمى بـ"[[الطيف]]"، تمتص مواد مختلفة الضوء بأطوال موجيّة مختلفة، وحين يُوجّه الضوء على هذه المواد تظهر خطوط مظلمة (تسمى "خطوط الامتصاص") حيث المادة امتصت بعض الأطوال الموجية ممّا يجعل طيف الجرم غير كامل. وكل عنصر أو مركب يملك شكلاً طيفياً خاصاً، وبتحليل "البصمة" الطيفية الكاملة لجرم ما يُمكن للفلكيين أن يحددوا ممّا يتركّب.
بسبب حجم أجرام حزام كويبر الصغير وبعدها الشديد عن الأرض فتحديد تركيبها الكيميائي صعب جداً. الطريقة الرئيسية التي يُحدد بها الفلكيون تركيب الأجرام السماوية هي [[المطيافية]] (Spectroscopy)، فعندما ينكسر ضوء جرم إلى الألوان المكوّنة له يتكون شيء شبيه ب[[قوس قزح]]. وهذا يسمى بـ"[[الطيف]]"، تمتص مواد مختلفة الضوء بأطوال موجيّة مختلفة، وحين يُوجّه الضوء على هذه المواد تظهر خطوط مظلمة (تسمى "خطوط الامتصاص") حيث المادة امتصت بعض الأطوال الموجية ممّا يجعل طيف الجرم غير كامل. وكل عنصر أو مركب يملك شكلاً طيفياً خاصاً، وبتحليل "البصمة" الطيفية الكاملة لجرم ما يُمكن للفلكيين أن يحددوا ممّا يتركّب.


سابقاً كان تحليل أحد أجرام حزام كويبر بشكل تفصيلي أمراً مستحيلاً، والفلكيون لم يكونوا قادرين إلا على تحديد معلومات أساسية جداً حول تركيب أجرام الحزام (لونها بشكل أساسي)، حيث أن المعلومات كشفت أن هناك تعدداً كبيراً بالألوان بين أجرام الحزام يتراوح بين [[الرمادي]] الطبيعي و[[الأحمر]] القاتم. وقد أظهرت المعلومات أيضاً أن أجرام الحزام تتكون من عدد كبير من المركبات من الجليد إلى الهيدروكربونات، وقد كان هذا التنوّع مشكلة لأن الفلكيين كانوا يعتقدون أن أجرام حزام كويبر متشابهة وقد خسرت معظم موادّها المتطايرة الجليدية نتيجة لتأثيرات [[الأشعة الكونية]]. وقد وُضعت تفسيرات مختلفة لهذا التناقض تتضمن تغيّر سطح الأجرام بواسطة [[فوهة صدمية|اصطدامات]] أو إخراج [[غاز]] (اندفاع بطيء لغاز كان متجمداً أو [[امتزاز|ممتزا]] في بعض المواد)، على أي حال تحليل جيوت ولو الطيفي لأجرام حزام كويبر المعروفة في عام [[2001]] كَشف أن اختلاف الألوان يُمكن أن يُفسّر بسهولة بالاصطدامات العشوائية.
سابقاً كان تحليل أحد أجرام حزام كويبر بشكل تفصيلي أمراً مستحيلاً، والفلكيون لم يكونوا قادرين إلا على تحديد معلومات أساسية جداً حول تركيب أجرام الحزام (لونها بشكل أساسي)<ref name=KBOKBO>{{cite web|title=Surfaces of Kuiper Belt Objects|author=Dave Jewitt|work=University of Hawaii|url=http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html|year=2004|accessdate=2007-06-21}}</ref>، حيث أن المعلومات كشفت أن هناك تعدداً كبيراً بالألوان بين أجرام الحزام يتراوح بين [[الرمادي]] الطبيعي و[[الأحمر]] القاتم<ref name=colour>{{cite web|title=OPTICAL-INFRARED SPECTRAL DIVERSITY IN THE KUIPER BELT|author=DAVID JEWITT, JANE LUU|work=University of Hawaii, Harvard University|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/300299|year=1997|accessdate=2007-06-21}}</ref>. وقد أظهرت المعلومات أيضاً أن أجرام الحزام تتكون من عدد كبير من المركبات من الجليد إلى الهيدروكربونات<ref name=colour />، وقد كان هذا التنوّع مشكلة لأن الفلكيين كانوا يعتقدون أن أجرام حزام كويبر متشابهة وقد خسرت معظم موادّها المتطايرة الجليدية نتيجة لتأثيرات [[الأشعة الكونية]]<ref>Davies p. 118</ref>. وقد وُضعت تفسيرات مختلفة لهذا التناقض تتضمن تغيّر سطح الأجرام بواسطة [[فوهة صدمية|اصطدامات]] أو إخراج [[غاز]] (اندفاع بطيء لغاز كان متجمداً أو [[امتزاز|ممتزا]] في بعض المواد)<ref name=KBOKBO />، على أي حال تحليل جيوت ولو الطيفي لأجرام حزام كويبر المعروفة في عام [[2001]] كَشف أن اختلاف الألوان يُمكن أن يُفسّر بسهولة بالاصطدامات العشوائية<ref>{{cite web|title=COLORS AND SPECTRA OF KUIPER BELT OBJECTS|author=David C. Jewitt, Jane X. Luu|work=University of Hawaii, Harvard University|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/323304|year=2001|accessdate=2007-06-21}}</ref>.


وبالرغم من ذلك فحتى اليوم لا تزال أطياف معظم أجرام حزام كويبر مجهولة بسبب خفوتها الشديد، وقد تم تحليل أطياف وتحديد تركيب عدد صغير منها فقط. في عام [[1996]] حصل [[روبرت براون]] على معلومات طيفية عن جرم حزام كويبر: "1993 SC"، وتدل المعلومات على أن تركيب سطحه مشابه بوضوح لتركيب بلوتو ونوعاً ما لتركيب قمر نبتون: [[ترايتون]]، حيث أنه يتضمن كميات كبيرة من الميثان المتجمد.
وبالرغم من ذلك فحتى اليوم لا تزال أطياف معظم أجرام حزام كويبر مجهولة بسبب خفوتها الشديد، وقد تم تحليل أطياف وتحديد تركيب عدد صغير منها فقط<ref name=Quaoar />. في عام [[1996]] حصل [[روبرت براون]] على معلومات طيفية عن جرم حزام كويبر: "1993 SC"، وتدل المعلومات على أن تركيب سطحه مشابه بوضوح لتركيب بلوتو ونوعاً ما لتركيب قمر نبتون: [[ترايتون]]، حيث أنه يتضمن كميات كبيرة من الميثان المتجمد<ref name=rbrown>{{cite web|title=Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC|author=Robert H. Brown, Dale P. Cruikshank, Yvonne Pendleton, Glenn J. Veeder|work=Lunar and Planetary Laboratory and Steward Observatory, University of Arizona, Jet Propulsion Laboratory, NASA Ames Research Center|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/276/5314/937|year= 1997|accessdate=2007-06-21}}</ref>.


== الاستكشاف ==
== الاستكشاف ==

نسخة 07:17، 7 أبريل 2010

صورة توضح توزيع الأجرام في النظام الشمسي الخارجي. حيث أن لون الكواكب الثمانية في الصورة أزرق والشمس بلون أحمر ويظهر قريباً منها حزام الكويكبات الرئيسي باللون البنفسجي. أما أجرام حزام كويبر فتظهر باللون الأخضر وأجرام القرص المبعثر بالبرتقالي.

حزام كوبير (بالإنكليزية: Kuiper belt) ويُسمى أيضاً حزام إدجوورث هو عبارة عن منطقة من النظام الشمسي تتكون من الأجسام المتجمدة والصخور، تمتد من عند كوكب نبتون (30 و.ف أو 4 ساعات ضوئية) إلى ما يقارب 55 و.ف (7.3 ساعات ضوئية) عن الشمس[1]. وهو مشابه لحزام الكويكبات الواقع بين كوكبي المريخ والمشتري مع أنه أعرض منه بـ20 مرة وأضخم منه بما بين 20 و200 مرة[2][3]. ومثل حزام الكويكبات يتكون بشكل أساسي من أجسام صغيرة أو بقايا من مراحل تكون النظام الشمسي الأولية، لكن الأجسام في حزام الكويكبات تتكون بشكل رئيسي من الصخور والمعدن بينما تلك في حزام كويبر تتكون من "مواد متطايرة متجمدة" (frozen volatiles – هي مركبات كيميائية تملك نقطة غليان منخفضة تتواجد في القشرة أو الغلاف الجوي لبعض الكواكب والأقمار) والتي تسمى أيضا "الجليدية" مثل الميثان والأمونيا والماء، ويحتوي هذا الحزام على ثلاثة كواكب قزمة على الأقل هي: بلوتو وهاوميا وميكميك[4]. وأمكن رؤية 600 جسم بالحزام حتى عام 2005 ويتوقع الفلكيون وجود 100 ألف جسم بالحزام قطر كل منها أكبر من 50 كم علاوة على بلايين المذنبات التي تدور هناك. ويتوقع العلماء أن أجسام الحزام تتكون من جليد الماء والصخور وبعض المواد العضوية المعقدة، ولونها يتدرج من الرمادي والأحمر وأسطحها غامقة تماماً وتعكس من 3 – 25% من كمية الضوء الساقط عليها. ودرجة الحرارة -220 درجة مئوية ولاتتعدى الصفر المطلق[5].

منذ اكتشاف أجرام حزام كويبر لأول مرة في عام 1992 (حيث لم يكن هناك أجرام معروفة غير بلوتو وقمره في المنطقة سابقاً، مما جعل وجود الحزام أمراً غير مؤكد)[4] ازداد عدد المعروفة منها إلى الآلاف ويُعتقد أنها تزيد عن 70.000 جرم يزيد قطره عن 100 كم[6]. في البداية كان يُعتقد أن حزام كويبر هو المصدر الرئيسي للمذنبات الدورية، لكن الدراسات من أواسط التسعينيات أظهرت أن حزام كويبر مستقر ديناميكيا. واكتشف أيضا ما يُعرف بالقرص المبعثر وهو منطقة مضطربة ديناميكيا تكوّن بفعل هجرة نبتون الخارجية قبل 4.5 بليون سنة وقد اُثبت أنه المصدر الرئيسي الحقيقي للمذنبات الدورية[7]. أجرام القرص المبعثر مثل إريس تشبه أجرام حزام كويبر لكنها تملك مدارات كبيرة للغاية لدرجة أنها ربما تبتعد عن الشمس مسافة 100 و.ف. وأحياناً تستطيع الشمس جذبها إلى النظام الشمسي الداخلي مما يجعلها من كواكب القنطور الصغيرة ومن ثم مذنبات دورية. ويُعتقد أيضاً أن بعض أقمار النظام الشمسي مثل قمر نبتون: ترايتون، وقمر زحل: فويب قد وُلدت في هذه المنطقة[8][9].

بلوتو هو أكبر أجرام حزام كويبر المعروفة، وكونه جزءاً من حزام كويبر هو ما تسبب بإعادة النظر بتصنيفه ككوكب أم كوكب قزم، فتركيبه وبُنيته مشابهة للعديد من أجرام حزام كويبر الأخرى. ومدة دورته حول الشمس مماثلة لأجرام من حزام كويبر تسمى البلتينوات (Plutinos)، وأيضا الكواكب القزمة الأربعة المعروفة حالياً الواقعة خلف نبتون تسمى البلوتيات (Plutoids)، وهو منها.

يجب عدم الخلط بين حزام كويبر وسحابة أورت الافتراضية والتي تبعد آلاف أضعاف ما يبعده حزام كويبر عن الشمس. جميع الأجرام ضمن حزام كويبر والقرص المبعثر وسحابة أورت تسمى كلها "أجرام ما وراء نبتون" (trans-Neptunian objects).[10]

تاريخ

الفرضيات

الفلكي جيرارد كويبر والذي سُمي الحزام نسبة إليه.

كان أول جسم يكتشف في الحزام هو بلوتو في عام 1930 ومنذ ذلك الوقت كان هناك علماء يظنون أنه ليس وحده. أول عالم افترض أنه يوجد حزام من الكويكبات خلف كوكب نبتون كان فريدريك ليونارد[11]. وفي عام 1943 كتب كِنِث إدجوُورْث مقالاً في صحيفة "الجمعية الفلكية البريطانية" يقول فيه أن المادة في السديم الشمسي الذي تشكل منه النظام الشمسي أكثر بكثير من أن تتكثف إلى تسعة كواكب فقط، وأنه لا بد من وجود حزام خلف كوكب نبتون تملؤه آلاف الأجرام الصغيرة نسبياً[12]. وافترض أيضاً أنه من وقت لآخر يخرج أحد الكويكبات من منطقته وينجذب إلى النظام الشمسي الداخلي حيث الكواكب ويصبح بذلك مذنباً[13].

في عام 1951م كتب جيرارد كويبر مقالاً في مجلة الفيزياء الفلكية خمن فيه بوجود قرص تكون خلال المراحل الأولى من تطور النظام الشمسي، لكنه لم يصدق أن هناك حزاماً ما زال موجودا حتى يومنا هذا. وقد كان هناك افتراض سائد في أيام كويبر بأن بلوتو بحجم الأرض، وبناءً على ذلك استنتج كويبر أن الحزام قد جاء من سحابة أورت، لكن المكان الذي افترض كويبر وجود الحزام فيه هو مكان غير الذي نعرف أن الحزام يوجد به اليوم[14].

وبعد ذلك جاءت العديد من الفرضيات عن وجود الحزام وعن كيفية تكونه[15]. ثم اكتشف شارل كُووَل أول كويكب من كواكب القنطور الصغيرة والذي سمي بـ"شيرون 2060" وقد كان ذلك في عام 1977م. وقد كان عبارة عن جسم جليدي يقع بين مداري زحل وأورانوس، وقد اكتشفه بواسطة آلة المقارنة الوميضية (آلة تستخدم لمقارنة صور الأجرام الظاهرة في صورة للسماء، حيث أنها تجعل لون الأجرام في الصورة أسوداً ولون الخلفية أبيضاً مما يجعل متابعة حركة الأجرام سهلاً نوعاً ما، وقد اكتشف بلوتو هكذا)[16]. ومدار هذه الأجرام كان غير مستقر ويبلغ عمره بضعة ملايين من السنين فقط، ومنذ اكتشاف شيرون عرف الفلكيون أنه لابد من وجود أجرام مشابهة في المنطقة الواقعة خلف نبتون.

وقد جاءت عدة أدلة بعد ذلك حتمت وجود هذا الحزام.

الاكتشاف

مرصد "مونا كيا" حيث أنهى جيوت ولو بحثهما وأثبتا وجود حزام كويبر.

في عام 1987 بدأ الفلكي دافيد جيوت الذي يعمل في "معهد ماساتشوستس للتقنية" بمحاولة تحديد موقع جرم كان يُعتقد أنه يقع خلف كوكب بلوتو[4]. وبعد ذلك أقنع الخريجة جين لو بمساعدته في ذلك بقوله: "إذا لم نفعل ذلك فلن يفعله أحد""[17]. وباستخدام تلسكوب مرقب قمة كِت في أريزونا ومرقب كِرّو تولولو في تشيلي واكَب جيوت ولو بحثهما باستخدام آلة المقارنة الوميضية[17] [18]. في البداية كان يأخذ فحص كل صفيحة (من صفائح آلة المقارنة الوميضية) ثمانية ساعات، لكن العمل تسارع مع ظهور أجهزة الـ"CCD" (هو أسهل أنواع اللواقط الضوئية صنعاً, وله حساسية ضوئية أفضل, ولكن بسبب أساسية عمله فانتقال الشحنة خلاله بطيئ نسبيا)، فبالرغم من أن حقل الرؤية فيها أضيق إلى أنها كانت كافية لجمع الضوء (تلتقط 90% من الضوء الذي يصل إليها بينما كانت الصور الضوئية تلتقط 10% منه فقط)[19].

في عام 1988 توجه جيوِت إلى المعهد الفلكي لجامعة هاواي، ولاحقاً تبعته لو للعمل في جامعة هاواي بواسطة تلسكوب يبلغ قطره 2.24 متر في مونا كيا[20]. وأخيراً ازداد حقل الرؤية في حسّاسات السي سي دي إلى 1024 X 1024 بكسل مما جعل العمل يستمر بوتيرة أسرع[21]. وأخيراً بعد خمس سنوات من الدراسة وفي يوم 30 آب (أغسطس) 1992م أعلن جيوت ولو رسميا عن اكتشاف جرم مرشح لأن يكون ضمن حزام كويبر: "(15760) 1992 QB1"[4]، وقد كان ثالث جُرم يُكتشف في حزام كويبر بعد بلوتو وقمره شارون.

الدراسات التي جرت منذ تخطيط منطقة ما وراء نبتون لأول مرة أظهرت أنه في الحقيقة ما يسمى بـ"حزام كويبر" ليس منطقة ولادة المذنبات الدورية، بل هي منطقة منفصلة ومرتبطة بنفس الوقت مع الحزام تسمى "القرص المُبعثر" (scattered disk). وقد تكوّن القرص المبعثر عندما هاجر كوكب نبتون ما يُعرف بـ"الهجرة الخارجية" إلى أطراف حزام كويبر الأولي. حيث كان نبتون في ذاك الوقت أكثر قرباً من الشمس لكنه هاجر إلى الأطراف الخارجية للنظام الشمسي مما سبب اضطراباً كبيراً في مدارات الأجرام في منطقة حزام كويبر وما قربه بعد أن كانت مستقرة. وبعض الأجرام في المنقطة التي كانت تقترب من الشمس كفاية كان كوكب نبتون يسحبها ويبعثرها أثناء دورانه حول الشمس (وهذا ما يُعرف بالقرص المُبعثر). وبسبب أن القرص المُبعثر مُضطرب ديناميكياً وأن حزام كويبر مستقرٌ ديناميكيا نسبياً فالآن يُعتبر القرص المُبعثر أكثر الأماكن مثالية لأن يكون منبع المذنبات الدورية[7].

البدايات

محاكاة تُظهر حزام كويبر والكواكب الخارجية: أ-قبل أن يُصبح رنين زحل هو 1:2 بالنسبة للمشتري. ب-تبعثر أجرام حزام كويبر بعد هجرة نبتون. ج-بعد قذف أجرام حزام كويبر بواسطة المشتري.

البداية الدقيقة لحزام كويبر وتركيبه المعقد لا تزال غير واضحة حتى الآن، وينتظر الفلكيون حاليا اكتمال "مراقب حقول مسح واسعة" (wide-field survey telescopes) مختلفة مثل "بان ستاررز" (Pan-STARRS) والتي يجب أن تكشف عن العديد من أجرام حزام كويبر الغير معروفة حالياً، وهذه المراقب سوف تزوّدنا بمعلومات سوف تساعدنا على إيجاد إجابات عن هذه الأسئلة المتعلقة بحزام كويبر وبدايته[2].

يُعتقد أن حزام كويبر يتألف من كواكب مصغرة: وهي شظايا من قرص كوكبي أولي كان حول الشمس لكنه فشل بأن يندمج تماما إلى كواكب. وبدلاً من ذلك تحول إلى عدد هائل من الأجسام الصغيرة أكبرها يبلغ قطره أقل من 3,000 كم.

تُظهر المحاكاة الحاسوبية الحديثة أن حزام كويبر تأثر جداً بجاذبية كل من المشتري ونبتون. وتوحي أيضا بأن كلاً من أورانوس ونبوتون قد تكونّا في مكان ما خلف زحل من مادة بدائية صغيرة للغاية. ولكن يُعتقد بدلاً من ذلك أن هذين الكوكبين كانا أقرب إلى المشتري عندما تكوّنا ومن ثم هاجرا إلى الأطراف الخارجية للنظام الشمسي خلال مراحل تكونه المبكرة[22]. وأثناء دوران نبتون حول الشمس في مداره الجديد تسبب باضطراب كبير بمدارات العديد من الكواكب المصغرة مما جعل شذوذها المداري عاليا مما تسبب بعدم التحامها وتكوينها لكواكب جديدة.

وعلى أي حال أكثر النماذج قبولاً حاليا لا يزال يفشل في حساب العديد من الأشياء المتعلقة بحزام كويبر[23].

البُنية

صورة تُبين أكبر أجرام حزام كويبر (بنسبها الطبيعية) التي تقع على بُعد بحدود 75 وحدة فلكية من الشمس.

في أقصى امتداد لحزام كويبر - بما في ذلك مناطقه "النائية" - يمتد من مسافة 30 إلى 55 وحدة فلكية عن الشمس تقريبا، أي أنه يمتد على مسافة 15 وحدة فلكية تقريبا. والجزء الرئيسي منه يمتد عموما من نقطة الرنين 2:3 (انظر أدناه فقرة "رنين الحزام") عند مسافة 39.5 و.ف من الشمس إلى نقطة الرنين 1:2 على بعد 48 و.ف تقريباً من الشمس[24]. حزام كويبر سميك جدا حيث أن الجزء الرئيسي منه يغطي عشر درجات، وهناك أجرام آخرى تتبعه منتشرة في مناطق أوسع لكن بكثافة قليلة نسبياً. وعموماً شكله يشبه الحلقة أو قطعة الدونات أكثر من الحزام[25]، وهو مائل بـ1.86 درجة عن دائرة البروج[26].

وجود كوكب نبتون له تأثير كبير على بناء حزام كويبر وذلك بسبب "رنينه المداري". لوقت طويل جداً - حتى أنه قريب من عمر النظام الشمسي - سببت جاذبية نبتون اضطراباً في مدار أي جرم يقترب منه إلى حد معين، فإما أن يجذب الجرم إلى النظام الشمسي الداخلي أو أن يقذفه بعيدا إلى القرص المبعثر أو الفضاء البينجمي. وبسبب هذا فتوجد حالياً فجوات عديدة في حزام كويبر وهي مشابهة لـ"فجوات كِركوود" في حزام الكويكبات. وفي منطقة الحزام الواقعة على مسافة تتراوح بين 40 و42 و.ف (320 و336 دقيقة ضوئية) من الشمس، لا يمكن لأي جرم من أجرام الحزام أن يحافظ على مدار مستقر، على الأقل لمدة من الزمن. وأي جسم في تلك المنطقة لا بد أنه هاجر إليها حديثاً نسبياً[27].

الحزام الكلاسيكي

في منطقة الحزام الواقعة على مسافة تتراوح بين 42 و48 و.ف تقريباً (336 و384 دقيقة ضوئية) تأثير جاذبية نبتون تافه، ولا يوجد اضطراب كبير في مدارات الأجرام هناك. وهذه المنطقة تسمى بـ"حزام كويبر الكلاسيكي"، والأجرام فيها تُمثل تقريباً ثُلثي أجرام حزام كويبر المُكتشفة حتى اليوم[28][29]. يبدو أن أجرام حزام كويبر الكلاسيكي تتألف من نوعين مختلفين، الأجرام من النوع الأول تسمى بـ"الأجرام الباردة ديناميكياً" وهي تملك مدارات شبيهة بمدارات الكواكب: دائرية تقريباً ومع شذوذ مداري أقل من 0.1، ومع ميل مدارات قليل نسبياً يصل إلى 10ْ (حيث أنها قريبة من "سهل النظام الشمسي" - وهي زاوية مدارات معظم الكواكب الثمانية ولذلك سميت بالسهل -). أما النوع الثاني فيسمى "الأجرام الساخنة ديناميكيا" وهي تملك مدارات تميل عن دائرة البروج بزاوية يمكن إن تصل إلى 30ْ. وهذان النوعان لم يُسميا نسبة إلى حراتهما بل لأسباب أخرى[30]. والنوعان لا يمتلكان مدارات مختلفة فقط بل تركيباً مختلفاً: الأجرام الباردة أكثر احمراراً من الساخنة ويُعتقد أن سبب هذا هو أنها تكونت في منطقة مختلفة. ويُعتقد أن الأجرام الساخنة قد ولدت في منطقة قريبة من المشتري وقد قُذفت إلى الأطراف الخارجية للنظام الشمسي بسبب حركتها بين العمالقة الغازية[2][31].

الرنين

صورة تبيّن أحجام أجرام حزام كويبر والقرص المبعثر التي تقع على مسافة بحدود 100 و.ف من الشمس بنسبها الطبيعية، ويَظهر أسفل وفوق بلوتو عدد من "البلتنوات" التي سُميت نسبة إليه لأنها تملك نفس رنينه المداري.

عندما تكون مدة دوران جرم حول الشمس هي نسبة دقيقة من مدة دوران نبتون (أو أي جرم آخر) فحينها سوف يصبح هناك تزامن ثابت في الحركة بينه وبين الجرم مما سوف يسبب اضطراباً في حركة الجرم إذا كان على قرب مناسب من نبتون. كمثال.. جرم يدور حول الشمس مرتين لكل ثلاث دورات لنبتون هو من هذا النوع، ثم كلما عاد الجرم إلى موضعه الأصلي فسوف يكون دائماً على بُعد نصف مدار من نبتون. وبالتالي فنقول إن رنين هذا الجرم هو 2:3 (أو 3:2) وبما أن رنين هذا الجرم هو 2:3 بالنسبة لنبتون فهو يبعد عن الشمس مسافة 39.4 و.ف في نصف محوره الأكبر. ويسكن منطقة الرنين هذه 200 جرم معروف من حزام كويبر[32] منهم بلوتو وأقماره، ويُعرف بقية أعضاء هذه العائلة (الموجودة في هذه المنطقة) بالأجرام البلتينوية (Plutinos). والعديد من البلتينوات - بما في ذلك بلوتو - تملك مدارات متقاطعة مع مدار نبتون، لكن بالرغم من ذلك فرنينهم المداري يعني أنه من المستحيل أن يصطدموا بنبتون. والعديد من الأجرام الأخرى مثل "90482 Orcus" و "28978 Ixion" كبيرة كفاية لأن تؤهل إلى أن تصنف ضمن البلوتيات (Plutoids) حين تُعرف عنها معلومات أكثر[33][34].

تملك البلتينوات شذوذاً مدارياً عاليا مما يجعل الفلكيين يعتقدون بأنها لم تولد في مواضعها الحالية بل قُذفت إليها بسبب هجرة نبتون[35]. وحسب "خطوط الإرشاد" (guidelines) التي وضعها الاتحاد الفلكي الدولي فالبلتينوات يجب أن تسمى مثل بلوتو على أسماء آلهة العالم السفلي[36] . المنطقة التي تملك الرنين 1:2 (التي تكمل أجرامها نصف دورة لكل دورة لنبتون) تملك الأجرام فيها نصف محور كبير يبلغ 47.7 و.ف وعدد سكانها ضئيل[37].

هناك غياب للأجرام التي تملك نصف محور كبير أقل من 39 و.ف والذي لا يُمكن أن يُفسر بالرنين الحالي للمنطقة. الفرضية المقبولة حاليا هي أن سبب هذا هو أنه عندما هاجر نبتون إلى الخارج تسبب بتحريك رنين مداري غير مستقر تدريجياً (أي مع انتقال موقعه تغير رنينها المداري تدريجيا وأصبح غير مستقر) عبر هذه المنطقة مما أدّى إلى قذف الأجرام التي كانت فيها[38].

الكتلة

تنص أكثر نظريات ولادة النظام الشمسي قبولاً على أن أجرام حزام كويبر هي - مثل الكويكبات والمذنبات والكواكب الصخرية - تكونت بعد ولادة الشمس بمدة قصيرة قبل 4.6 بليون سنة. حيث تجمعت واتحدت بقايا الغاز والغبار في القرص الكوكبي الأولي مكونة أجراماً أكبر فأكبر. وبسبب سيناريو التصادم في حزام كويبر فالحزام يجب أن يحتوي على 10 أضعاف كتلة الأرض، وهذه المادة سوف تكون ضرورية لإعطاء فرصة لحدوث الاصطدامات التي نتج عنها تكوّن العديد من الأجرام الكبيرة في الحزام. لكن رصد حزام كويبر جاء بنتائج أنه لا يحتوي على أكثر من عُشر كتلة الأرض، وحاولت بعض البحوث تفسير هذا بأنه ربما نتج عن أن الاصطدامات بين أجرام حزام كويبر قد حوّلت معظم المادة فيه إلى غبار انجرف خارج النظام الشمسي.

لكن هذا التفسير لم يلقى قبولاً كبيراً، أما النظرية الجديدة فتنص ببساطة على أن المادة الإضافية لم تكن أصلاً في موقع حزام كويبر هذا. قال هارولد ليفيسيون: "نحن حقا لم نحل مشكلة نضوب الكتلة، بل نحن راوغناها". وينص بحثه هو وزميله على أن الجزء الخارجي من حزام كويبر قد كان سابقاً حيث يوجد نبتون حالياً، أي على بعد 30 و.ف (4 ساعات ضوئية) عن الشمس. وفي تلك المنطقة كانت هناك مادة كافية لكي تتطور وتتضخم أجرام حزام كويبر، لكن عندما هاجر نبتون تسبب بتحريك العديد من الأجرام إلى الأطراف الخارجية للنظام الشمسي، حيث بقيت في مدارات مستقرة نسبيا على بعد 48 و.ف (6.4 ساعة ضوئية) عن الشمس[39].

التركيب

الدراسات التي أجريت على حزام كويبر منذ اكتشافه تدل على أنه يتكوّن بشكل أساسي من الجليد: هيدروكربونات خفيفة (مثل الميثان) وأمونيا وماء متجمد[40]. وهذا هو نفس تركيب المذنبات[41]، وقد لوحظت قلة كثافة أجرام حزام كويبر ذات القطر المحسوب (أقل من 1غ لكل سنتيمتر مكعب) وهذا متوافق مع كون تركيبها جليدياً[40]. حرارة الحزام تبلغ أقل من 50 ك[42] وبالتالي فالعديد من الأجرام التي ما زالت صلبة فيه سوف تتحول إلى غاز إذا ما اقتربت من الشمس.

بسبب حجم أجرام حزام كويبر الصغير وبعدها الشديد عن الأرض فتحديد تركيبها الكيميائي صعب جداً. الطريقة الرئيسية التي يُحدد بها الفلكيون تركيب الأجرام السماوية هي المطيافية (Spectroscopy)، فعندما ينكسر ضوء جرم إلى الألوان المكوّنة له يتكون شيء شبيه بقوس قزح. وهذا يسمى بـ"الطيف"، تمتص مواد مختلفة الضوء بأطوال موجيّة مختلفة، وحين يُوجّه الضوء على هذه المواد تظهر خطوط مظلمة (تسمى "خطوط الامتصاص") حيث المادة امتصت بعض الأطوال الموجية ممّا يجعل طيف الجرم غير كامل. وكل عنصر أو مركب يملك شكلاً طيفياً خاصاً، وبتحليل "البصمة" الطيفية الكاملة لجرم ما يُمكن للفلكيين أن يحددوا ممّا يتركّب.

سابقاً كان تحليل أحد أجرام حزام كويبر بشكل تفصيلي أمراً مستحيلاً، والفلكيون لم يكونوا قادرين إلا على تحديد معلومات أساسية جداً حول تركيب أجرام الحزام (لونها بشكل أساسي)[43]، حيث أن المعلومات كشفت أن هناك تعدداً كبيراً بالألوان بين أجرام الحزام يتراوح بين الرمادي الطبيعي والأحمر القاتم[44]. وقد أظهرت المعلومات أيضاً أن أجرام الحزام تتكون من عدد كبير من المركبات من الجليد إلى الهيدروكربونات[44]، وقد كان هذا التنوّع مشكلة لأن الفلكيين كانوا يعتقدون أن أجرام حزام كويبر متشابهة وقد خسرت معظم موادّها المتطايرة الجليدية نتيجة لتأثيرات الأشعة الكونية[45]. وقد وُضعت تفسيرات مختلفة لهذا التناقض تتضمن تغيّر سطح الأجرام بواسطة اصطدامات أو إخراج غاز (اندفاع بطيء لغاز كان متجمداً أو ممتزا في بعض المواد)[43]، على أي حال تحليل جيوت ولو الطيفي لأجرام حزام كويبر المعروفة في عام 2001 كَشف أن اختلاف الألوان يُمكن أن يُفسّر بسهولة بالاصطدامات العشوائية[46].

وبالرغم من ذلك فحتى اليوم لا تزال أطياف معظم أجرام حزام كويبر مجهولة بسبب خفوتها الشديد، وقد تم تحليل أطياف وتحديد تركيب عدد صغير منها فقط[42]. في عام 1996 حصل روبرت براون على معلومات طيفية عن جرم حزام كويبر: "1993 SC"، وتدل المعلومات على أن تركيب سطحه مشابه بوضوح لتركيب بلوتو ونوعاً ما لتركيب قمر نبتون: ترايتون، حيث أنه يتضمن كميات كبيرة من الميثان المتجمد[47].

الاستكشاف

في 19 كانون الثاني (يناير) 2006 أُطلقت أول مركبة فضائية لاستكشاف حزام كويبر وهي: نيو هورايزونز، والتي يعني اسمها: "آفاق جديدة". ترأس المهمة "آلن ستِرن" من "معهد الأبحاث الجنوب غربي". وسوف تصل المركبة إلى كوكب بلوتو في 14 تموز (يوليو) 2015 حيث سوف تقوم بدراسته وإعطائنا العديد من المعلومات حوله (وسوف تكون أول مركبة تصل إلى بلوتو). ومن ثم سوف تتابع رحلتها لاستكشاف المزيد من أجرام حزام كويبر والطيران قربها على مستوى منخفض، ولكن لم يُحدد ما هي بعد. لكن أي جرم من أجرام حزام كويبر سوف يَتم اختياره سوف يتراوح قطره بين 40 و90 كم وسوف يَكون أبيض أو رمادي اللون للمقارنة مع لون بلوتو المُحمرّ.

تصنيف أجرام حزام كويبر

البلوتيات

البلوتيات (Plutoids) هو اسم يُطلق على كواكب ما وراء نبتون القزمة، فقد طور الاتحاد الفلكي الدولي تصنيف الأجرام السماوية نتيجة لقرار إعادة تعريف كلمة "كوكب" عام 2006. التعريف الرسمي لـ"البلوتي" أعلنه الاتحاد الفلكي الدولي في 11 يونيو 2008، وهو:

"البلوتيات هي أجرام سماوية تدور حول الشمس بنصف محور كبير أعلى من الذي يملكه نبتون. وتملك كتلة (أي الجاذبية التي تولدها الكتلة) كافية لجعل شكلها شبه كروي، ولا تستطيع تنظيف مدارها من الأجرام المجاورة. وتوابع الأجرام البلوتية لا تُعد بلوتيات".

البلتينوات

البلتينوات (Plutinos) هي من أجرام ما وراء نبتون، وتملك رنيناً مدارياً مع نبتون يعادل 2:3. وهذا يعني أنه لكل دورتين يتمهما البلتينوي حول الشمس يُتم نبتون ثلاثة. سميت البلتينوات باسمها نسبة لبلوتو حيث أن لها نفس رنينه المداري، ويلحق كلمة "بلوتو" أداة للتصغير في اللغة الإيطالية: "ينو"، وبالتالي تصبح "بلتينو" بعد دمج الكلمتين. وسبب التسمية هو تشابه الرنين المداري فقط ولا يتضمن أي تشابه بالخصائص الفيزيائية: فقد اخترع المصطلح لوصف الأجرام التي تَصغر بلوتو حجماً (ومن هنا سبب إضافة أداة التصغير) وتشابهه بالرنين المداري، وهذا النوع من الأجرام يتضمن بلوتو نفسه وأقماره.

الكبيوانوات

الكبيوانوات (Cubewano) تسمى أيضا "أجرام حزام كويبر الكلاسيكي"، هي أجرام من حزام كويبر لا تملك رنيناً مدارياً مع نبتون، وذلك لأن ما يُسمى بـ"الكبيوانوات" هو أجرام تملك نصف محور كبير يتراوح بين 40 و45 و.ف. وعلى عكس بلوتو لا تتقاطع مدارات هذه الأجرام مع مدار نبتون.

ومن أشهر الكبيوانوات: "ميكميك" و"كواوُر".

وقد صُنف هاوميا عام 2006 على أنه كبيوانو، لكن سرعان ما ألغي هذا وتم تصنيفه بدلا من ذلك كبلوتي.

الهاوميّات

الهاوميات أو عائلة هاوميا، هي أجرام ما وراء نبتون الوحيدة التي تمثل "عائلة اصطدامية" (مجموعة من الأجرام نشأت عن اصطدام جرمين، وبالتالي فهي متشابهة بالتركيب)، حيث أنها العائلة الوحيدة من عائلات أجرام ما وراء نبتون التي يتشابه أفرادها بالخصائص المدارية والطيفية. وهذا ما يجعل الفلكيين يعتقدون بأنها نشأت عن اصطدام جرمين، وبالتالي فهي عائلة أجرام ما وراء نبتون الوحيدة الاصطدامية.

أنواع أجرام حزام كويبر

الكواكب القزمة

المقالة الرئيسة: كوكب قزم

هو مصطلح وضعه الاتحاد الفلكي الدولي وتعريفه أنه: "جرم سماوي يدور حول الشمس وكتلته (أي جاذبيته) قوية كفاية لجعل شكله كرويا لكنها ليست كافية لتنظيف المنطقة حوله من الكواكب المصغرة وهو أيضاً ليس تابعا (قمرا) لجرم آخر". وما يُميّز الكواكب القزمة عن الكواكب الصغيرة (والتي أصبحت تسمى حالياً "أجرام النظام الشمسي الصغيرة") هو أن جاذبية الكواكب القزمة كافية لجعلها كروية، ويجب عدم الخلط بينهم.

وقد اخترع مصطلح "كوكب قزم" في عام 2006 عند إعادة تعريف الاتحاد الفلكي الدولي لكلمة "كوكب"، وقد جاء هذا القرار نتيجة لازدياد عدد أجرام ما وراء نبتون والتي تشابه بلوتو في الحجم. وأخيراً تم اتخاذ هذا القرار عن اكتشاف "إيريس" الذي يَكبر بلوتو حتى في الحجم.

حاليا توجد 5 كواكب قزمة معروفة مؤكدة بشكل قطعي في النظام الشمسي كله. بالرغم من أنه توجد أجرام عديدة أخرى مرشحة لأن تكون كواكب قزمة، لكن قلة المعلومات عنها تمنع من البت حالياً بما إذا كانت كواكب قزمة أم من أجرام النظام الشمسي الصغيرة، والكواكب القزمة الخمسة هي: "سيريس" و"بلوتو" و"إيريس" و"ميكميك" و"هاوميا".

أجرام النظام الشمسي الصغيرة

المقالة الرئيسة: أجرام النظام الشمسي الصغيرة

كل ما في حزام كويبر تقريباً يُطلق عليه: "أجرام النظام الشمسي الصغيرة" (small Solar System bodies) وهو مصطلح وضعه الاتحاد الفلكي الدولي في عام 2006 لوصف الأجرام التي ليست كواكب ولا كواكب قزمة:

"كل الأجرام الأخرى (أي غير الكواكب والكواكب القزمة) التي تدور حول الشمس سوف تسمى إجمالاً: "أجرام النظام الشمس الصغيرة". وهي تتضمن معظم الكويكبات وأجرام ما وراء نبتون والمذنبات وكل الأجرام الصغيرة الأخرى".

ويتضمن هذا التعريف جميع الكواكب الصغيرة باستثناء التي تم تصنيفها ككواكب قزمة. وبالتالي فجميع أجرام حزام كويبر تقريباً هي من أجرام النظام الشمسي الصغيرة، إلا أجراماً قليلة المعروفة منها هي بلوتو وهاوميا وميكميك. وهناك بعض الأجرام المرشحة الأخرى ولكن لا توجد معلومات كافية عنها لتصنيفها قطعياً ككواكب قزمة أو أجرام نظام شمسي صغيرة.

مراجع

  1. ^ Alan Stern (1997). "Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap". The Astrophysical Journal. ج. 490 ع. 2: 879–882. DOI:10.1086/304912.
  2. ^ أ ب ت Audrey Delsanti and David Jewitt. "The Solar System Beyond The Planets" (PDF). Institute for Astronomy, University of Hawaii. اطلع عليه بتاريخ 2007-03-09.
  3. ^ Krasinsky، G. A. (2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus. ج. 158 ع. 1: 98–105. DOI:10.1006/icar.2002.6837. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة) والوسيط غير المعروف |month= تم تجاهله (مساعدة)
  4. ^ أ ب ت ث David Jewitt, Jane Luu (1992). "Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1". Nature. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-20.
  5. ^ كتاب منظومة الحياة، أحمد محمد عوف
  6. ^ David Jewitt. "Kuiper Belt Page". اطلع عليه بتاريخ 2007-10-15.
  7. ^ أ ب Harold F. Levison, Luke Donnes (2007). "Comet Populations and Cometary Dynamics". في Lucy Ann Adams McFadden, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson (المحرر). Encyclopedia of the Solar System (ط. 2nd). Amsterdam; Boston: Academic Press. ص. 575–588. ISBN:0120885891.{{استشهاد بكتاب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المحررين (link)
  8. ^ Johnson, Torrence V.; and Lunine, Jonathan I.; Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System, Nature, Vol. 435, pp. 69–71
  9. ^ Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter" (PDF). Nature. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-20.
  10. ^ Gérard FAURE (2004). "DESCRIPTION OF THE SYSTEM OF ASTEROIDS AS OF MAY 20, 2004". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-01.
  11. ^ "What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?)". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-20. {{استشهاد ويب}}: النص "Harvard Smithsonian Center for Astrophysics" تم تجاهله (مساعدة)
  12. ^ John Davies (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press. xii. {{استشهاد بكتاب}}: الوسيط غير المعروف |nopp= تم تجاهله يقترح استخدام |no-pp= (مساعدة)
  13. ^ Davies, p. 2
  14. ^ David Jewitt. "WHY "KUIPER" BELT?". University of Hawaii. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-14.
  15. ^ Davies, p. 14
  16. ^ CT Kowal, W Liller, BG Marsden (1977). "The discovery and orbit of /2060/ Chiron". Hale Observatories, Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-20.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  17. ^ أ ب Davies p. 50
  18. ^ Davies p. 51
  19. ^ Davies pp. 52, 54, 56
  20. ^ Davies pp. 57, 62
  21. ^ Davies p. 65
  22. ^ Kathryn Hansen (7 يونيو 2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-26.
  23. ^ "Nonlinear Resonances in the Solar System". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-03.
  24. ^ M. C. De Sanctis, M. T. Capria, and A. Coradini (2001). "Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. ج. 121: 2792–2799. DOI:10.1086/320385. اطلع عليه بتاريخ 2008-08-28.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  25. ^ M. C. De Sanctis, M. T. Capria, and A. Coradini (2001). "Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. ج. 121: 2792–2799. DOI:10.1086/320385. اطلع عليه بتاريخ 2008-08-28.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  26. ^ Michael E. Brown, Margaret Pan (2004). "The Plane of the Kuiper Belt". The Astronomical Journal. ج. 127 ع. 4: 2418–2423. DOI:10.1086/382515. اطلع عليه بتاريخ 2009-08-15.
  27. ^ Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli, Giovanni B. Valsecchi (1998). "Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts" (PDF). اطلع عليه بتاريخ 2007-06-23.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  28. ^ Jonathan Lunine (2003). "The Kuiper Belt" (PDF). اطلع عليه بتاريخ 2007-06-23.
  29. ^ Dave Jewitt (2004). "CLASSICAL KUIPER BELT OBJECTS (CKBOs)". {{استشهاد ويب}}: الوسيط غير المعروف |accewssdate= تم تجاهله (مساعدة)
  30. ^ Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli (2003). "The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration" (PDF). اطلع عليه بتاريخ 2007-06-25.
  31. ^ Alessandro Morbidelli (2006). "ORIGIN AND DYNAMICAL EVOLUTION OF COMETS AND THEIR RESERVOIRS". Observatoire de la Cˆpte d'Azur, Nice, France. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-30.
  32. ^ "List Of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-23.
  33. ^ "Ixion". eightplanets.net. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-23.
  34. ^ John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (2007). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-23.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  35. ^ Chiang؛ وآخرون (2003). "Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances". The Astronomical Journal. ج. 126 ع. 1: 430–443. DOI:10.1086/375207. اطلع عليه بتاريخ 2009-08-15. {{استشهاد بدورية محكمة}}: Explicit use of et al. in: |author= (مساعدة)
  36. ^ "Naming of astronomical objects: Minor planets". International Astronomical Union. اطلع عليه بتاريخ 2008-11-17.
  37. ^ Wm. Robert Johnston (2007). "Trans-Neptunian Objects". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-23.
  38. ^ Davies p. 107
  39. ^ Space.com: النظام الشمسي الذي بناه نبتونتاريخ الولوج 26 فبراير 2010
  40. ^ أ ب Stephen C. Tegler (2007). "Kuiper Belt Objects: Physical Studies". في Lucy-Ann McFadden؛ وآخرون (المحررون). Encyclopedia of the Solar System. ص. 605–620. {{استشهاد بكتاب}}: Explicit use of et al. in: |editor= (مساعدة)
  41. ^ K. ALTWEGG and H. BALSIGER and J. GEISS (1999). "COMPOSITION OF THE VOLATILE MATERIAL IN HALLEY'S COMA FROM IN SITU MEASUREMENTS" (PDF). اطلع عليه بتاريخ 2007-06-23.
  42. ^ أ ب David C. Jewitt & Jane Luu (2004). "Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar" (PDF). اطلع عليه بتاريخ 2007-06-21.
  43. ^ أ ب Dave Jewitt (2004). "Surfaces of Kuiper Belt Objects". University of Hawaii. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-21.
  44. ^ أ ب DAVID JEWITT, JANE LUU (1997). "OPTICAL-INFRARED SPECTRAL DIVERSITY IN THE KUIPER BELT". University of Hawaii, Harvard University. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-21.
  45. ^ Davies p. 118
  46. ^ David C. Jewitt, Jane X. Luu (2001). "COLORS AND SPECTRA OF KUIPER BELT OBJECTS". University of Hawaii, Harvard University. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-21.
  47. ^ Robert H. Brown, Dale P. Cruikshank, Yvonne Pendleton, Glenn J. Veeder (1997). "Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC". Lunar and Planetary Laboratory and Steward Observatory, University of Arizona, Jet Propulsion Laboratory, NASA Ames Research Center. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-21.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)

قالب:وصلة مقالة مختارة قالب:وصلة مقالة مختارة قالب:وصلة مقالة مختارة

مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=حزام_كايبر&oldid=5074542»