კოიპერის სარტყელი

კოიპერის სარტყელი, ეჯუორთ-კოიპერის სარტყელი — მზის სისტემის ტოროიდალური ფორმის ტრანსნეპტუნური სივრცის ნაწილი, გადაჭიმული მზიდან 30-50 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე. ის ასტეროიდთა სარტყლის მსგავსია, მაგრამ გაცილებით დიდია — 20-ჯერ უფრო ფართო და 20-200-ჯერ უფრო მასიური. ასტეროიდთა სარტყლის მსგავსად, ის ძირითადად შედგება მზის სისტემის ფორმირების დროიდან დარჩენილი პატარა სხეულებისგან ან ნარჩენებისგან. მიუხედავად იმისა, რომ ბევრი ასტეროიდი ძირითადად ქანისა და ლითონისგან შედგება, კოიპერის სარტყლის ობიექტების უმეტესობა ძირითადად გაყინული აქროლადი ნივთიერებებისგან (რომლებსაც „ყინულებს“ უწოდებენ), როგორიცაა მეთანი, ამიაკი და წყალი. კოიპერის სარტყელში მდებარეობს ობიექტების უმეტესობა, რომლებსაც ასტრონომები ზოგადად ჯუჯა პლანეტებად მიიჩნევენ: ორკუსი, პლუტონი, ჰაუმეა, კუავარი და მაკემაკე. შესაძლოა, ამ რეგიონში წარმოიშვა მზის სისტემის ზოგიერთი თანამგზავრი, როგორიცაა ნეპტუნის ტრიტონი და სატურნის ფება.

კოიპერის სარტყელს სახელი ჰოლანდიელი ასტრონომის, ჯერარდ კოიპერის პატივსაცემად დაერქვა, რომელმაც 1951 წელს სარტყლის არსებობა იწინასწარმეტყველა. იყვნენ მკვლევარები, რომლებმაც მსგავსი ჰიპოთეზები ადრეც წამოაყენეს, მაგალითად, კენეთ ეჯუორთი 1930-იან წლებში. სარტყლის შესახებ ყველაზე პირდაპირი წინასწარმეტყველება ასტრონომ ხულიო ანხელ ფერნანდესს ეკუთვნის, რომელმაც 1980 წელს გამოაქვეყნა ნაშრომი, რომელშიც ნეპტუნის მიღმა კომეტების სარტყლის არსებობაზე იყო საუბარი, რომელიც შეიძლება მოკლეპერიოდიანი კომეტების წყაროდ გამომდგარიყო.

1992 წელს აღმოაჩინეს მცირე პლანეტა (15760) ალბიონი, კოიპერის სარტყლის პირველი ობიექტი პლუტონის (1930 წელს) და ქარონის (1978 წელს) შემდეგ. აღმოჩენის შემდეგ, ცნობილი ოორტის ღრუბლების რაოდენობა ათასობით გაიზარდა და ვარაუდობენ, რომ არსებობს 100 კმ-ზე დიამეტრის 100000-ზე მეტი ოორტის ღრუბლის არსებობა. თავდაპირველად კოიპერის სარტყელი პერიოდული კომეტების მთავარ წყაროდ მიიჩნეოდა, რომელთა ორბიტები 200 წელზე ნაკლები ხნის განმავლობაში გრძელდებოდა. 1990-იანი წლების შუა პერიოდიდან ჩატარებულმა კვლევებმა აჩვენა, რომ სარტყელი დინამიურად სტაბილურია და კომეტების ნამდვილი წარმოშობის ადგილი გაფანტული დისკია, დინამიურად აქტიური ზონა, რომელიც შეიქმნა ნეპტუნის გარეთ მოძრაობის შედეგად 4.5 მილიარდი წლის წინ; გაფანტული დისკის ობიექტებს, როგორიცაა ერისი, აქვთ უკიდურესად ექსცენტრული ორბიტები, რომლებიც მათ მზიდან 100 ასტრონომიული ერთეულის დაშორებით აჰყავს.

კოიპერის სარტყელი განსხვავდება ჰიპოთეზური ოორტის ღრუბლისგან, რომელიც, სავარაუდოდ, ათასჯერ უფრო შორსაა და ძირითადად სფერულია. კოიპერის სარტყლის ობიექტები, გაფანტული დისკოს წევრებთან და ნებისმიერ პოტენციურ ჰილსის ღრუბლის ან ოორტის ღრუბლის ობიექტებთან ერთად, ერთობლივად მოიხსენიება, როგორც ტრანსნეპტუნის ობიექტები. პლუტონი კოიპერის სარტყლის ყველაზე დიდი და ყველაზე მასიური ცნობილი წევრია და ყველაზე დიდი და მეორე ყველაზე მასიური ცნობილი ტრანსნეპტუნური ობიექტი, რომელსაც გაფანტულ დისკოში მხოლოდ ერისი უსწრებს. თავდაპირველად პლანეტად ითვლებოდა, მაგრამ კოიპერის სარტყლის ნაწილად ყოფნის გამო, პლუტონი 2006 წელს ჯუჯა პლანეტად გადაიქცა. ის შემადგენლობით კოიპერის სარტყლის მრავალი სხვა ობიექტის მსგავსია და მისი ორბიტალური პერიოდი დამახასიათებელია კოიპერის სარტყლის ობიექტების კლასისთვის, რომლებიც ცნობილია როგორც „პლუტინოები“, რომლებიც ნეპტუნთან იგივე 2:3 რეზონანსს იზიარებენ.

კოიპერის სარტყელი და ნეპტუნი შეიძლება განვიხილოთ, როგორც მზის სისტემის მასშტაბის მარკერები, ალტერნატივებია ჰელიოპაუზა და მანძილი, რომელზეც მზის გრავიტაციული გავლენა შეესაბამება სხვა ვარსკვლავების გავლენას (შეფასებულია, როგორც 50000-დან 125000 ასტრონომიულ ერთეულამდე).

ისტორია
1930 წელს პლუტონის აღმოჩენის შემდეგ, ბევრმა ივარაუდა, რომ ის შესაძლოა მარტო არ ყოფილიყო. რეგიონი, რომელსაც ამჟამად კოიპერის სარტყელი ეწოდება, ათწლეულების განმავლობაში სხვადასხვა ჰიპოთეზით იყო მოცული. მხოლოდ 1992 წელს იქნა ნაპოვნი მისი არსებობის პირველი პირდაპირი მტკიცებულება. კოიპერის სარტყლის ბუნებასთან დაკავშირებით ადრე გამოთქმულმა მოსაზრებების სიმრავლემ დაბადა კითხვა, თუ ვის ეკუთვნოდა კოიპერის სარტყლის პირველად წამოყენების დამსახურება.

ჰიპოთეზები
პირველი ასტრონომი, რომელმაც ტრანსნეპტუნური პოპულაციის არსებობა ივარაუდა, ფრედერიკ ჩარლზ ლეონარდი იყო. კლაიდ ტომბოს მიერ პლუტონის 1930 წელს აღმოჩენის შემდეგ, ლეონარდმა მალევე წარმოთქვა ვარაუდი იმაზე, რომ „შემთხვევით, პლუტონი ხომ არ იყო ულტრანეპტუნური სხეულების სერიის პირველთაგანი, რომელთა დარჩენილი წევრები ჯერ კიდევ აღმოჩენას ელოდებოდნენ, რომელთა აღმოჩენაც უკიდურესად რთული და შეუძლებელია“. იმავე წელს, ასტრონომმა არმინ ლოიშნერმა ივარაუდა, რომ პლუტონი „შესაძლოა იყო ერთ-ერთი მრავალი ხანგრძლივი პერიოდის პლანეტური ობიექტებიდან, რომლებიც ჯერ კიდევ აღმოჩენილან“.

1943 წელს, ბრიტანეთის ასტრონომიული ასოციაციის ჟურნალში, კენეთ ეჯუორთმა წამოაყენა ჰიპოთეზა, რომ ნეპტუნისიქეთა რეგიონში, პირველყოფილი მზის ნისლეულის მასალა, საკმარისად არაა კონცენტრირებული ახალი პლანეტების ფორმირებისთვის და ამიტომ ისინი ერთიანდებიან მრავალ პატარა სხეულად. აქედან მან დაასკვნა, რომ „მზის სისტემის გარე რეგიონი, მდებარე პლანეტების ორბიტების მიღმა, მოცულია ძალიან დიდი ოდენობის მცირე ზომის სხეულებით“ და რომ დროდადრო, მათი რიცხვიდან ზოგიერთი მათგანი „თავისი გავლენის სფეროდან ვარდება და გვევლინება, როგორც შიდა მზის სისტემის შემთხვევითი სტუმარი“ — კომეტა.

1951 წელს, ასტროფიზიკის თემატური სიმპოზიუმში გამოქვეყნებულ ნაშრომში, ჯერარდ კოიპერმა გამოთქვა ვარაუდი მსგავსი სარტყლის შესახებ, რომელიც მზის სისტემის ევოლუციის ადრეულ ეტაპზე ჩამოყალიბდა და დაასკვნა, რომ სარტყელი შედგებოდა „თავდაპირველი კლასტერების ნარჩენებისგან, რომლებმაც დაკარგეს მრავალი წევრი, რომლებიც მოხეტიალე ასტეროიდებად იქცნენ, ისევე როგორც ეს მოხდა ღია გალაქტიკური კლასტერების ვარსკვლავებად დაშლისას“. კიდევ ერთ ნაშრომში, რომელიც ეფუძნება კოიპერის მიერ 1950 წელს წაკითხულ ლექციას, რომელსაც ასევე ეწოდა „მზის სისტემის წარმოშობის შესახებ“, კოიპერი წერდა „მზის ნისლეულის უკიდურესი რეგიონის შესახებ, 38-დან 50 ასტრონომიული ერთეულის დიაპაზონში (ანუ პროტონეპტუნის გარეთ)“, სადაც „კონდენსაციის პროდუქტები (H2O, NH3, CH4 და ა.შ. ყინულები) უნდა წარმოქმნილიყო და ფანტელები ნელ-ნელა უნდა შეგროვებულიყო და ჩამოყალიბებულიყო უფრო დიდი აგრეგატები, რომელთა ზომა, სავარაუდოდ, 1 კმ-მდე ან მეტს აღწევს“. მან განაგრძო წერა, რომ „როგორც ჩანს, ეს კონდენსაციები ხსნიან კომეტების იმ ზომით, რაოდენობითა და შემადგენლობით არსებობას, რაც დღეს გაგვაჩნია“. კოიპერის თქმით, „პლანეტა პლუტონი, რომელიც 30-დან 50 ასტრონომიული ერთეულის დიაპაზონშია გადაჭიმული, პასუხისმგებელია კომეტების გაფანტვის დაწყებაზე მზის სისტემაში“. კოიპერი იმ დროს გავრცელებული ვარაუდით მოქმედებდა, რომ პლუტონი გაცილებით მასიური იყო, ვიდრე ახლა ვიცით და ამიტომ ეს სხეულები ოორტის ღრუბლისკენ ან მზის სისტემის გარეთ გაფანტა; თუ ეს სწორი იქნებოდა, დღეს კოიპერის სარტყელი არ იარსებებდა.

აღნიშნულთან დაკავშირებით, სხვადასხვა ჰიპოთეზა ჩამოყალიბდა მომდევნო ათწლეულებში. 1962 წელს ფიზიკოსმა ალასტერ კამერონმა გამოთქვა ვარაუდი „მზის სისტემის გარეუბანში მცირე მასალის უზარმაზარი მასის“ არსებობის შესახებ. 1964 წელს ფრედ უიპლმა, რომელმაც კომეტური სტრუქტურის შესახებ ცნობილი „ჭუჭყიანი თოვლის ბურთის“ ჰიპოთეზა გაავრცელა, ივარაუდა, რომ „კომეტული სარტყელი“ შეიძლება საკმარისად მასიური ყოფილიყო, რათა ურანის ორბიტაში სავარაუდო შეუსაბამობები გამოეწვია (ამან კი პლანეტა „X“-ის ძიებას მისცა დასაბამი), ან, სულ მცირე, საკმარისად მასიური, რომ ცნობილი კომეტების ორბიტებზე გავლენა მოეხდინა. დაკვირვებამ ეს ჰიპოთეზა უარყო.

1977 წელს ჩარლზ კოვალმა აღმოაჩინა (2060) ქირონი, ყინულოვანი ობიექტი, რომლის ორბიტაც სატურნსა და ურანს შორის მდებარეობდა. მან გამოიყენა ციმციმის კომპარატორი, იგივე მოწყობილობა, რომელმაც კლაიდ ტომბოს თითქმის 50 წლით ადრე პლუტონის აღმოჩენის საშუალება მისცა. 1992 წელს მსგავს ორბიტაზე აღმოაჩინეს კიდევ ერთი ობიექტი, (5145) ფოლოსი. დღესდღეობით, იუპიტერსა და ნეპტუნს შორის რეგიონში ცნობილია კომეტის მსგავსი სხეულების მთელი პოპულაცია, რომლებსაც კენტავრები ეწოდებათ. კენტავრების ორბიტები არასტაბილურია და მათი დინამიური სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მილიონი წელია. 1977 წელს ქარონის აღმოჩენის დროიდან ასტრონომები ვარაუდობდნენ, რომ კენტავრები, შესაბამისად, ხშირად უნდა შევსილიყო რაიმე გარე რეზერვუარით.

კოიპერის სარტყლის არსებობის დამატებითი მტკიცებულებები მოგვიანებით კომეტების შესწავლიდან გამოჩნდა. ის ფაქტი, რომ კომეტებს სიცოცხლის შეზღუდული ხანგრძლივობა აქვთ, უკვე გარკვეული ხანია ცნობილია. მზესთან მიახლოებისას, მისი სითბო იწვევს მათი აქროლადი ზედაპირების კოსმოსში სუბლიმაციას, რაც თანდათანობით ფანტავს მათ. იმისათვის, რომ კომეტები მზის სისტემის არსებობის მანძილზე ხილული დარჩნენ, ისინი ხშირად უნდა განახლდეს. ასეთი შევსების არეალის ერთ-ერთი წყაროა ოორტის ღრუბელი, შესაძლოა, კომეტების სფერული გროვა, რომელიც მზიდან 50,000 ასტრონომიული ერთეულის მიღმაა გადაჭიმული, რაც პირველად ჰოლანდიელმა ასტრონომმა იან ოორტმა 1950 წელს წამოაყენა ჰიპოთეზა. ოორტის ღრუბელი ითვლება გრძელპერიოდიანი კომეტების წარმოშობის წერტილად, რომლებიც, ჰეილ-ბოპის კომეტის მსგავსად, ათასობით წლის განმავლობაში ბრუნავენ.

მინი|1980 წელს ასტრონომმა ხულიო ფერნანდესმა იწინასწარმეტყველა სარტყლის არსებობა. ამბობენ, რომ რადგან სიტყვები „კოიპერი“ და „კომეტების სარტყელი“ ფერნანდესის ნაშრომის პირველ წინადადებაში გამოჩნდა, ამ ჰიპოთეტურ რეგიონს „კოიპერის სარტყელი“ უწოდეს.
არსებობს კიდევ ერთი კომეტური პოპულაცია, რომელიც ცნობილია როგორც მოკლეპერიოდიანი ან პერიოდული კომეტები, რომლებიც შედგება იმ კომეტებისგან, რომლებსაც, ჰალეის კომეტის მსგავსად, 200 წელზე ნაკლები ორბიტალური პერიოდი აქვთ. 1970-იანი წლებისთვის მოკლეპერიოდიანი კომეტების აღმოჩენის ტემპი სულ უფრო შეუსაბამო ხდებოდა იმის გამო, რომ ისინი მხოლოდ ოორტის ღრუბლიდან ჩნდებოდნენ. იმისათვის, რომ ოორტის ღრუბლის ობიექტი მოკლეპერიოდიან კომეტად იქცეს, ის ჯერ გიგანტური პლანეტების მიერ უნდა იყოს დაჭერილი. 1980 წელს სამეფო ასტრონომიული საზოგადოების ყოველთვიურ შეტყობინებებში გამოქვეყნებულ ნაშრომში ურუგვაელმა ასტრონომმა ხულიო ფერნანდესმა განაცხადა, რომ ოორტის ღრუბლიდან შიდა მზის სისტემაში გაგზავნილი ყოველი მოკლეპერიოდიანი კომეტისთვის, 600 უნდა იქნას გამოტყორცნილი ვარსკვლავთშორის სივრცეში. მან ივარაუდა, რომ კომეტების დაკვირვებული რაოდენობის აღსაწერად საჭირო იქნებოდა 35-დან 50 ასტრონომიულ ერთეულამდე მანძილის კომეტების სარტყელი. ფერნანდესის ნაშრომის გაგრძელების შემდეგ, 1988 წელს, კანადურმა გუნდმა, მარტინ დანკანის, ტომ კუინისა და სკოტ ტრემეინის შემადგენლობით, ჩაატარა კომპიუტერული სიმულაციების სერია, რათა დაედგინა, შეიძლებოდა თუ არა ყველა დაკვირვებული კომეტა ოორტის ღრუბლიდან წამოსულიყო. მათ აღმოაჩინეს, რომ ოორტის ღრუბელი ვერ ითვალისწინებდა ყველა მოკლეპერიოდიან კომეტას, განსაკუთრებით იმის გამო, რომ მოკლეპერიოდიანი კომეტები მზის სისტემის სიბრტყის მახლობლად არიან დაჯგუფებულნი, მაშინ როცა ოორტის ღრუბლის კომეტები, როგორც წესი, ცის ნებისმიერი წერტილიდან ჩამოდიან. ფერნანდესის მიერ აღწერილი „სარტყლის“ დამატებით, სიმულაციები დაკვირვებებს ემთხვეოდა. იქედან გამომდინარე, რომ ფერნანდესის ნაშრომის პირველ წინადადებაში სიტყვები „კოიპერი“ და „კომეტების სარტყელი“ გამოჩნდა, ტრემეინმა ამ ჰიპოთეტურ რეგიონს „კოიპერის სარტყელი“ უწოდა.

აღმოჩენა
1987 წელს, ასტრონომი დევიდ ჯუიტი, რომელიც მაშინ მასაჩუსეტსის ტექნოლოგიის ინსტიტუტში სწავლობდა, სულ უფრო და უფრო გაოგნებული იყო „მზის სისტემის გარე აშკარა სიცარიელით“. მან მაშინდელი კურსდამთავრებული ჯეინ ლუუ წაახალისა, დახმარებოდა მას პლუტონის ორბიტის მიღმა სხვა ობიექტის პოვნაში, რადგან, როგორც მან უთხრა, „თუ ჩვენ არა, სხვა ამას არავინ გააკეთებს“. არიზონაში კიტ პიკის ეროვნული ობსერვატორიისა და ჩილეში სერო ტოლოლოს ამერიკულ-საერთაშორისო ობსერვატორიის ტელესკოპების გამოყენებით, ჯუიტმა და ლუუმ თავიანთი ძებნა კლაიდ ტომბოსა და ჩარლზ კოვალის მსგავსად ჩაატარეს, ციმციმის კომპარატორით. თავდაპირველად, ფირის თითოეული წყვილის შესწავლას დაახლოებით რვა საათი დასჭირდა, მაგრამ პროცესი დაჩქარდა ელექტრონული მუხტით შეერთებული მოწყობილობების (CCD) გამოჩენით, რომლებიც, მიუხედავად იმისა, რომ მათი ხედვის არე უფრო ვიწრო იყო, არა მხოლოდ უფრო ეფექტური იყო სინათლის შეგროვებაში (ისინი ინარჩუნებდნენ მათზე მოხვედრილი სინათლის 90%-ს, ფოტოებით მიღებული 10%-ის ნაცვლად), არამედ საშუალებას იძლეოდა მოციმციმე პროცესის ვირტუალურად, კომპიუტერის ეკრანზე განხორციელების საშუალებას. დღესდღეობით, CCD-ები ასტრონომიული დეტექტორების უმეტესობის საფუძველს წარმოადგენს. 1988 წელს ჯუიტი ჰავაის უნივერსიტეტის ასტრონომიის ინსტიტუტში გადავიდა. მოგვიანებით ლუუ მას შეუერთდა ჰავაის უნივერსიტეტის 2.24 მეტრიან ტელესკოპში მაუნა-კეაში. საბოლოოდ, CCD-ების ხედვის არე 1024X1024 პიქსელამდე გაიზარდა, რამაც ძიების გაცილებით სწრაფად ჩატარების საშუალება მისცა. საბოლოოდ, ხუთწლიანი ძიების შემდეგ, ჯუიტმა და ლუუმ 1992 წლის 30 აგვისტოს გამოაცხადეს „კოიპერის სარტყლის კანდიდატი ობიექტის 1992 QB1 აღმოჩენის“ შესახებ. ამ ობიექტს მოგვიანებით 15760 ალბიონი ეწოდა. ექვსი თვის შემდეგ, მათ რეგიონში მეორე ობიექტი აღმოაჩინეს, (181708) 1993 FW. 2018 წლისთვის კოიპერის სარტყლის 2000-ზე მეტი ობიექტი იქნა აღმოჩენილი.

ოცი წლის განმავლობაში (1992-2012) სარტყელში ათასზე მეტი სხეული იპოვეს, 1992 QB1-ის აღმოჩენამ აშვენა, პლუტონისა და ალბიონის გარეთ რამხელა სივრცეზეა გადაჭიმული კოიპერის სარტყელი. აქამდე, კოიპერის სარტყლის სხეულების სრული მასშტაბი და ბუნება დიდწილად უცნობი იყო. საბოლოოდ, უპილოტო კოსმოსურმა ხომალდმა ნიუ-ჰორაიზონსმა კოიპერის სარტყლის ობიექტების მიმართულებით პირველი გადაფრენა ჩაატარა, რამაც პლუტონის სისტემის (2015) და შემდეგ (486958) აროკოთის (2019) გაცილებით უფრო დეტალური დაკვირვება უზრუნველყო.

ტრანსნეპტუნის რეგიონის პირველად დადგენის შემდეგ ჩატარებულმა კვლევებმა აჩვენა, რომ რეგიონი, რომელსაც ამჟამად კოიპერის სარტყელი ეწოდება, არ არის მოკლეპერიოდიანი კომეტების წარმოშობის ადგილი, არამედ წარმოიშვნენ სარტყელთან დაკავშირებული პოპულაციიდან, რომელსაც გაფანტული დისკი ეწოდება. გაფანტული დისკი შეიქმნა მაშინ, როდესაც ნეპტუნმა პროტოკოიპერის სარტყელში გადმოინაცვლა, რომელიც იმ დროს მზესთან გაცილებით ახლოს იყო და დატოვა დინამიურად სტაბილური ობიექტების პოპულაცია, რომლებზეც იგი ვერასდროს იმოქმედებდა (კერძოდ კოიპერის სარტყელი) და პოპულაცია, რომლის პერიჰელიუმებიც საკმარისად ახლოსაა, რომ ნეპტუნს შეძლებოდა მათზე ზეგავლენა მზის გარშემო მოძრაობისას (გაფანტული დისკი). იმის გამო, რომ გაფანტული დისკი დინამიურად აქტიურია, ხოლო კოიპერის სარტყელი, პირიქით — დინამიურად სტაბილური, ამჟამად გაფანტული დისკი ითლება პერიოდული კომეტების წარმოშობის ყველაზე სავარაუდო წყაროდ.

სახელწოდება
ასტრონომები სარტყელს ზოგჯერ კენეთ ეჯუორთის პატივსაცემად „ეჯუორთ-კოიპერის სარტყლის“ სახელითაც იხსენიებენ, ხოლო კოიპერის სარტყლის ობიექტებს (კსო, KBO) ზოგჯერ ეჯუორთ-კოიპერის ობიექტებსაც (ეკო, EKO) ეძახიან. ბრაიან მარსდენის აზრით, არცერთი მათგანი არ იმსახურებს ნამდვილ დამსახურებას: „არც ეჯუორთმა და არც კოიპერმა არ დაწერა რაიმე ისეთის შესახებ, რაც ეხლა ვიცით, ეს მხოლოდ ფრედ უიპლმა გააკეთა“. დევიდ ჯუიტის სიტყვებით: „თუ რამე... ფერნანდესი ყველაზე მეტად იმსახურებს „კოიპერის სარტყლის“ წინასწარმეტყველებისთვის“.

კოიპერის სარტყლის ობიექტებს ზოგჯერ „კოიპეროიდებს“ უწოდებენ, სახელი, რომელიც კლაიდ ტომბომ შემოგვთავაზა. ტერმინი „ტრანსნეპტუნური ობიექტი“ (TNO) რეკომენდებულია სარტყელში არსებული ობიექტებისთვის რამდენიმე სამეცნიერო ჯგუფის მიერ, რადგან ტერმინი ნაკლებად საკამათოა, ვიდრე ყველა სხვა — თუმცა, ის ზუსტი სინონიმი არ არის, რადგან TNO მოიცავს ყველა ობიექტს, რომელიც მზის გარშემო ნეპტუნის ორბიტის მიღმა ბრუნავს და არა მხოლოდ კოიპერის სარტყელში არსებულებს.

სტრუქტურა
თავისი სრული მასშტაბით, გარე რეგიონების ჩათვლით (მაგრამ გაფანტული დისკოს გამოკლებით), კოიპერის სარტყელი დაახლოებით 30–55 ასტრონომიული ერთეულის რადიუსშია გადაჭიმული. ზოგადად მიღებულია, რომ სარტყლის ძირითადი ნაწილი 39.5 ასტრონომიული ერთეულის რადიუსზე 2:3 საშუალო მოძრაობის რეზონანსიდან (იხილეთ ქვემოთ) დაახლოებით 48 ასტრონომიული ერთეულის რადიუსამდე 1:2 რეზონანსამდეა გადაჭიმული. კოიპერის სარტყელი საკმაოდ სქელია, ძირითადი კონცენტრაცია ეკლიპტიკური სიბრტყის გარეთ ათ გრადუსამდე ვრცელდება და ობიექტების უფრო დიფუზური განაწილება რამდენჯერმე უფრო შორს ვრცელდება. საერთო ჯამში, ის უფრო ტორს ან დონატს ჰგავს, ვიდრე დისკს. მისი საშუალო სიბრტყე ეკლიპტიკის მიმართ 1.86 გრადუსით არის დახრილი.

ნეპტუნის არსებობას ორბიტალური რეზონანსების გამო ღრმა გავლენა აქვს კოიპერის სარტყლის სტრუქტურაზე. მზის სისტემის ასაკთან შედარებით დროის მასშტაბში, ნეპტუნის გრავიტაცია არღვევს გარკვეულ რეგიონებში მოქცეული ნებისმიერი ობიექტის ორბიტას და ან აგზავნის მათ მზის სისტემის შიდა ნაწილში ან გაფანტულ დისკოში ან ვარსკვლავთშორის სივრცეში. ეს იწვევს იმას, რომ კოიპერის სარტყელს ამჟამინდელ განლაგებაში გამოხატული ხარვეზები აქვს, ასტეროიდთა სარტყელში კირკვუდის ხარვეზების მსგავსად. მაგალითად, 40-დან 42 ასტრონომიულ ერთეულამდე რეგიონში ვერცერთი ობიექტი ვერ ინარჩუნებს სტაბილურ ორბიტას ასეთ დროს და ამ რეგიონში დაკვირვებული ნებისმიერი ობიექტი იქ შედარებით ცოტა ხნის წინ უნდა მიგრირებულიყო.


კუბეუანოები

ნეპტუნთან მიმართებაში 2:3 და 1:2 რეზონანსებს შორის, დაახლოებით 42-48 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე, ნეპტუნის გრავიტაციული ურთიერთქმედებები ხანგრძლივი დროის განმავლობაში ზემოქმედებს მის ირგვლივ არსებულ ობიექტებზე, რის გამოც ისინი, ფაქტობრივად უცვლელად მოძრაობდნენ ორბიტებზე. ეს რეგიონი ცნობილია, როგორც კოიპერის კლასიკური სარტყელი, ხოლო მისი წევრები შეადგენენ დღემდე აღმოჩენილი კოიპერის სარტყლის დაახლოებით ორ მესამედს. რადგან აღმოჩენილი პირველი კოიპერის სარტყლის ობიექტი (ალბიონი, მანამდე ცნობილი, როგორც 1992 QB1), ამ ჯგუფის პროტოტიპად ითვლება, კლასიკურ კოიპერის ობიექტებს ხშირად კუბეუანოებსაც [„Q(კუ)-B(ბე)-1(უან)-os(ოს)“] უწოდებენ. საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის მიერ დადგენილი პრინციპების მიხედვით, კოიპერის სარტყლის კლასიკურ ობიექტებს ენიჭებათ სამყაროს შექმნასთან დაკავშირებული მითიური არსებების სახელები.

როგორც ჩანს, კოიპერის კლასიკური სარტყელი ორი ცალკეული პოპულაციისგან შედგება. პირველი, რომელიც ცნობილია როგორც „დინამიურად ცივი“ პოპულაცია, პლანეტების მსგავსი ორბიტები აქვს; თითქმის წრიული, 0.1-ზე ნაკლები ორბიტალური ექსცენტრისიტეტითა და დაახლოებით 10°-მდე შედარებით დაბალი დახრილობით (მათი ორბიტა თითქმის ეკლიპტიკის სიბრტყეში მდებარეობს). ცივი პოპულაცია ასევე შეიცავს ობიექტების ერთობლიონას, რომელსაც ბირთვს უწოდებენ, დიდი ნახევარღერძით 44–44.5 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე. მეორე, „დინამიურად ცხელი“ პოპულაციის ორბიტები ეკლიპტიკის მიმართ გაცილებით მეტად არის დახრილი, 30°-მდე. ორ პოპულაციას ასე ეწოდა არა ტემპერატურის რაიმე მნიშვნელოვანი სხვაობის გამო, არამედ აირში არსებული ნაწილაკების ანალოგიით, რომლებიც გაცხელებისას ზრდიან მათ ფარდობით სიჩქარეს. ორი პოპულაცია არა მხოლოდ სხვადასხვა ორბიტაზეა, არამედ ცივი პოპულაცია ასევე განსხვავდება ფერით და ალბედოთი, რადგან უფრო წითელი და კაშკაშაა, ბინარული ობიექტების უფრო დიდი წილი აქვს, განსხვავებული ზომის განაწილება აქვს, და არ შეიცავს ძალიან დიდ ობიექტებს. დინამიურად ცივი პოპულაციის მასა დაახლოებით 30-ჯერ ნაკლებია ცხელის მასაზე. ფერთა სხვაობა შესაძლოა განსხვავებული შემადგენლობის ასახვა იყოს, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ისინი სხვადასხვა რეგიონში ჩამოყალიბდნენ. ვარაუდობენ, რომ ცხელი პოპულაცია ნეპტუნის თავდაპირველ ორბიტასთან ახლოს ჩამოყალიბდა და გიგანტური პლანეტების მიგრაციის დროს გაიფანტა. მეორეს მხრივ, ვარაუდობენ, რომ ცივი პოპულაცია მეტ-ნაკლებად ამჟამინდელ პოზიციაზე ჩამოყალიბდა, რადგან ნაკლებად სავარაუდოა, რომ თავისუფალი ბინარული სისტემები ნეპტუნთან შეხვედრებს გადაურჩნენ. მიუხედავად იმისა, რომ ნიცის მოდელი, როგორც ჩანს, შემადგენლობის სხვაობის ნაწილობრივ მაინც ახსნას ახერხებს, ასევე ვარაუდობენ, რომ ფერის სხვაობა შეიძლება ასახავდეს ზედაპირის ევოლუციის განსხვავებებს.

რეზონანსები

როდესაც ობიექტის და ნეპტუნის ორბიტალური პერიოდები ერთმანეთს ემთხვევა (სიტუაცია, რომელსაც საშუალო მოძრაობის რეზონანსი ეწოდება), მაშინ მას შეუძლია ნეპტუნთან სინქრონიზებულ მოძრაობაში მოექცეს და თავიდან აიცილოს შეშფოთებები, თუ მათი ფარდობითი განლაგება შესაბამისია. მაგალითად, თუ ობიექტი ნეპტუნის ყოველ სამ ორბიტაზე მზის გარშემო ორჯერ შემობრუნდება და თუ ის პერიჰელიუმს მიაღწევს ნეპტუნის ორბიტის მეოთხედის დაშორებით, მაშინ როდესაც ის პერიჰელიუმს დაუბრუნდება, ნეპტუნი ყოველთვის დაახლოებით იმავე ფარდობით პოზიციაში იქნება, როგორც დაიწყო, რადგან ის იმავე დროში დაასრულებს 1+1⁄2 ორბიტას. ეს ცნობილია როგორც 2:3 (ან 3:2) რეზონანსი და შეესაბამება დაახლოებით 39.4 ასტრონომიული ერთეულის დამახასიათებელ დიდ ნახევარღერძს. ეს 2:3 რეზონანსი დასახლებულია დაახლოებით 200 ცნობილი ობიექტით, მათ შორის პლუტონი თავის თანამგზავრებთან ერთად. ამის გამო, ამ ოჯახის წევრები ცნობილია როგორც პლუტინოები. ბევრ პლუტინოს, მათ შორის პლუტონის, ორბიტა კვეთს ნეპტუნის ორბიტას, თუმცა მათი რეზონანსი ნიშნავს, რომ ისინი ვერასდროს შეჯახდებიან. პლუტინოებს აქვთ მაღალი ორბიტალური ექსცენტრისიტეტი, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ მათთვის მშობლიური არაა თავიანთი ამჟამინდელი ლოკაციები, არამედ შემთხვევით მოხვდნენ ახალ ორბიტაზე ნეპტუნის მიზიდულობის გამო. საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის მითითებებით, ყველა პლუტინოს, პლუტონის მსგავსად, უნდა დაერქვას მიწისქვეშა ღვთაებების სახელი. 1:2 რეზონანსი (რომლის ობიექტებიც ასრულებენ ნახევარ შემობრუნებას თითოეული ნეპტუნის ორბიტისათვის) შეესაბამება ~47.7 ასტრონომიული ერთეულის დიდ ნახევარღერძს და ის მეჩხრად დასახლებულია. მის მაცხოვრებლებს ზოგჯერ ტუტინოსებსაც უწოდებენ. სხვა რეზონანსებიც არსებობს 3:4, 3:5, 4:7 და 2:5 თანაფარდობებზე. ნეპტუნს გააჩნია არაერთი ტროიანული ობიექტი, რომლებიც იკავებენ მის ლაგრანჟის წერტილებს, გრავიტაციულად სტაბილურ რეგიონებს, რომლებიც მის ორბიტაზე წინ და უკან მიჰყვებიან. ნეპტუნის ტროიანები ნეპტუნთან 1:1 საშუალო მოძრაობის რეზონანსში არიან და ხშირად ძალიან სტაბილური ორბიტები აქვთ.

გარდა ამისა, ორბიტა, რომლის დიდი ნახევარღერძი 39 ასტრონომიულ ერთეულზე ნაკლებია, ასევე მეჩხრადაა დასახლებული. იგი როგორც ჩანს, ამჟამინდელი რეზონანსებით ვერ აიხსნება. ამის მიზეზი სავარადუდოდ ის არის, რომ როდესაც ნეპტუნი გარეთ მიგრირებდა, არასტაბილური ორბიტალური რეზონანსები თანდათანობით გადაადგილდებოდა ამ რეგიონში და ამგვარად, მასში არსებული ნებისმიერი ობიექტი გავლენის ქვეშ ექცეოდა ან გრავიტაციულად გამოიტყორცნებოდა მისგან.

კოიპერის კლიფი
47.8 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე 1:2 რეზონანსი, როგორც ჩანს, ზღვარია, რომლის მიღმაც რამდენიმე ობიექტია ცნობილი. გაურკვეველია, სინამდვილეში ეს კლასიკური სარტყლის გარეთა კიდეა თუ უბრალოდ ფართო უფსკრულის დასაწყისი. ობიექტები აღმოჩენილია 2:5 რეზონანსზე დაახლოებით 55 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე, კლასიკური სარტყლის გარეთ; ამ რეზონანსებს შორის ორბიტების დიდი რაოდენობები დაკვირვებით არ დადასტურებულა.

ურანისა და ნეპტუნის ფორმირებისთვის საჭირო პირველყოფილი მასის, ასევე პლუტონის ზომის სხეულების შეფასებებზე დაყრდნობით, კოიპერის სარტყლის ადრეული მოდელები ვარაუდობდნენ, რომ დიდი ობიექტების რაოდენობა 50 ასტრონომიული ერთეულის მიღმა ორჯერ გაიზრდებოდა, ამიტომ ეს უეცარი მკვეთრი ვარდნა, რომელიც „კოიპერის კლიფის“ სახელითაა ცნობილი, მოულოდნელი იყო და დღემდე მისი მიზეზი უცნობია. 2003 წელს ბერნშტეინმა, ტრილინგმა და სხვებმა აღმოაჩინეს, რომ 50 ასტრონომიული ერთეულის მიღმა 100 კმ და მეტი რადიუსის მქონე ობიექტების რაოდენობა მეყსეულად მცირდება და იგი არ არის გამოწვეული მიკერძოებული დაკვირვებებით. შესაძლო ახსნაა, რომ ამ მანძილზე არსებული მასალა ძალიან მწირი ან ძალიან მიმოფანტული იყო დიდ ობიექტებად დაგროვებისთვის, ან რომ შემდგომმა პროცესებმა წაშალა ან გაანადგურა ისინი, ვინც აკუმულირდა. კობეს უნივერსიტეტის წარმომადგენელმა პატრიკ ლიკავკამ განაცხადა, რომ შესაძლოა, ამის მიზეზი უხილავი დიდი პლანეტარული ობიექტის, შესაძლოა დედამიწის ან მარსის ზომის, გრავიტაციული მიზიდულობა იყოს. 2023 წლის სექტემბრამდე ხელმისაწვდომი ტრანსნეპტუნური ობიექტების მონაცემების ანალიზი აჩვენებს, რომ კლასიკური კოიპერის სარტყლის გარე კიდეზე ობიექტების განაწილება ჰგავს გარე მთავარი ასტეროიდული სარტყლის განაწილებას დაახლოებით 72 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე არსებული უფსკრულით, რაც შორს არის ნეპტუნთან ნებისმიერი საშუალო მოძრაობის რეზონანსისგან; გარე მთავარი ასტეროიდული სარტყელი ავლენს უფსკრულს, რომელიც გამოწვეულია იუპიტერთან 5.875 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე მდებარე 5:6 საშუალო მოძრაობის რეზონანსით.

წარმოშობა
კოიპერის სარტყლის ზუსტი წარმოშობა და მისი რთული სტრუქტურა ჯერ კიდევ გაურკვეველია და ასტრონომები ელოდებიან ზოგიერთი ფართოკუთხიანი ტელესკოპის (როგორიცაა Pan-STARRS-ისა და LSST-ის) მშენებლობის დასრულებას, რომლებმაც უნდა გამოავლინოს კოიპერის სარტყლის ამჟამად უცნობი მრავალი ობიექტი. ეს კვლევები დაგვეხმარება ამ და სხვა მრავალ კითხვაზე პასუხის გაცემაში. Pan-STARRS 1-მა თავისი ძირითადი სამეცნიერო მისია 2014 წელს დაასრულა, ხოლო კვლევების სრული მონაცემები 2019 წელს გამოქვეყნდა, რამაც ხელი შეუწყო კიდევ ბევრი კოიპერის სარტყლის ობიექტის გამოვლენას.

როგორც ვარაუდობენ, კოიპერის სარტყელი შედგება პლანეტეზიმალებისგან, მზის გარშემო არსებული ორიგინალური პროტოპლანეტარული დისკოს ფრაგმენტებისგან, რომლებიც სრულად ვერ გაერთიანდნენ პლანეტებად და ამის ნაცვლად ჩამოყალიბდნენ უფრო პატარა სხეულებად, რომელთაგან ყველაზე დიდი ობიექტის დიამეტრი 3000 კმ-ს აღწევს. პლუტონისა და ქარონის კრატერების დათვლის კვლევებმა გამოავლინა მცირე კრატერების სიმცირე, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ასეთი ობიექტები უშუალოდ ჩამოყალიბდნენ, როგორც დიდი ობიექტები ათობით კილომეტრის დიამეტრის დიაპაზონში და არა გაცილებით პატარა, დაახლოებით კილომეტრის მასშტაბის სხეულებიდან აკრეციის ნაცვლად. ამ უფრო დიდი სხეულების ფორმირების ჰიპოთეტური მექანიზმები მოიცავს მცირე სხეულთა ღრუბლების გრავიტაციულ კოლაფსს, რომლებიც კონცენტრირებულს მორევებს შორის ტურბულენტურ პროტოპლანეტარულ დისკოში ან ნაკადის არასტაბილურობაში. ეს კოლაფსირებადი ღრუბლები შეიძლება ფრაგმენტირებული იყოს და წარმოქმნას ბინარული სისტემები.

თანამედროვე კომპიუტერული სიმულაციები აჩვენებს, რომ კოიპერის სარტყელზე ძლიერი გავლენა მოახდინა იუპიტერმა და ნეპტუნმა და ასევე ვარაუდობენ, რომ არც ურანი და არც ნეპტუნი ვერ ჩამოყალიბდნენ თავიანთ ამჟამინდელ პოზიციებზე, რადგან ამ დიაპაზონში ძალიან ცოტა პირველყოფილი მატერია არსებობდა ასეთი მაღალი მასის ობიექტების წარმოსაქმნელად. ამის ნაცვლად, ვარაუდობენ, რომ ეს პლანეტები იუპიტერთან უფრო ახლოს ჩამოყალიბდა. პლანეტეზიმალების გაფანტვამ მზის სისტემის ისტორიის დასაწყისში გამოწვია გიგანტური პლანეტების ორბიტების მიგრაცია: სატურნი, ურანი და ნეპტუნი გარეთ გადაადგილდნენ, ხოლო იუპიტერი შიგნით გადაადგილდა. საბოლოოდ, ორბიტები იმ წერტილამდე გადაინაცვლეს, სადაც იუპიტერმა და სატურნმა ზუსტად 1:2 რეზონანსს მიაღწიეს; იუპიტერი მზის გარშემო ორჯერ შემობრუნდა სატურნის ყოველი ორბიტის განმავლობაში. ასეთი რეზონანსის გრავიტაციულმა შედეგებმა საბოლოოდ დესტაბილიზაცია მოახდინა ურანისა და ნეპტუნის ორბიტებზე, რამაც გამოიწვია მათი გაფანტვა მაღალი ექსცენტრიულობის ორბიტებზე, რომლებიც კვეთდნენ პირველყოფილ პლანეტეზომის დისკოს.

მიუხედავად იმისა, რომ ნეპტუნის ორბიტა ძალიან ექსცენტრიული იყო, მისი საშუალო მოძრაობის რეზონანსები ერთმანეთს ემთხვეოდა და პლანეტეზომების ორბიტები ქაოტურად განვითარდა, რაც პლანეტეზომებს საშუალებას აძლევდა ნეპტუნის 1:2 რეზონანსამდე გადაადგილებულიყვნენ და დაბალი დახრილობის მქონე ობიექტების დინამიურად ცივი სარტყელი შეექმნათ. მოგვიანებით, მისი ექსცენტრიულობის შემცირების შემდეგ, ნეპტუნის ორბიტა გაფართოვდა მისი ამჟამინდელი პოზიციისკენ. ამ მიგრაციის დროს ბევრი პლანეტეზომა ჩაიკეტა და რჩება რეზონანსებში, სხვები კი განვითარდნენ მაღალი დახრილობის და დაბალი ექსცენტრიულობის ორბიტებზე და გაიქცნენ რეზონანსებიდან სტაბილურ ორბიტებზე. კიდევ ბევრი პლანეტოშენადა იყო მიმოფანტული შიგნით, მცირე ნაწილი კი დაიჭირეს იუპიტერის ტროიანებად, გიგანტური პლანეტების გარშემო მოძრავი არარეგულარული თანამგზავრებად და გარე სარტყლის ასტეროიდებად. დანარჩენი კვლავ იუპიტერმა გააფანტა გარეთ და უმეტეს შემთხვევაში მზის სისტემიდან გამოიტყორცნა, რამაც პირველყოფილი კოიპერის სარტყლის პოპულაცია 99%-ით ან მეტით შეამცირა.

ამჟამად ყველაზე პოპულარული მოდელის, „ნიცის მოდელის“ თავდაპირველი ვერსია კოიპერის სარტყლის მრავალ მახასიათებელს ასახავს, ​​როგორიცაა „ცივი“ და „ცხელი“ პოპულაციები, რეზონანსული ობიექტები და გაფანტული დისკო, მაგრამ ის მაინც ვერ ახერხებს მათი განაწილების ზოგიერთი მახასიათებლის გათვალისწინებას. მოდელი კლასიკურ კოიპერის სარტყლის ობიექტთა ორბიტებში დაკვირვებულზე მაღალ საშუალო ექსცენტრიულობას პროგნოზირებს (0.10–0.13 0.07-ის წინააღმდეგ) და მისი პროგნოზირებული დახრილობის განაწილება ძალიან ცოტა მაღალი დახრილობის მქონე ობიექტს შეიცავს. გარდა ამისა, ცივ სარტყელში ბინარული ობიექტების სიხშირე, რომელთაგან ბევრი შორს არის ერთმანეთისგან და სუსტად არის დაკავშირებული, ასევე პრობლემას წარმოადგენს მოდელისთვის. ვარაუდობენ, რომ ესენი ნეპტუნთან შეჯახების დროს გამოეყო, რაც ზოგიერთს აფიქრებინებს, რომ ცივი დისკო მის ამჟამინდელ ადგილას ჩამოყალიბდა, რაც მზის სისტემაში მცირე სხეულების ერთადერთ ჭეშმარიტად ადგილობრივ პოპულაციას წარმოადგენს.

ნიცის მოდელის ბოლოდროინდელი მოდიფიკაციის მიხედვით, მზის სისტემა იწყება ხუთი გიგანტური პლანეტით, მათ შორის დამატებითი ყინულის გიგანტით, საშუალო მოძრაობის რეზონანსების ჯაჭვში. მზის სისტემის ჩამოყალიბებიდან დაახლოებით 400 მილიონი წლის შემდეგ რეზონანსული ჯაჭვი წყდება. დისკოში გაფანტვის ნაცვლად, ყინულის გიგანტები ჯერ რამდენიმე ასტრონომიული ერთეულით მიგრირებენ გარეთ. ეს განსხვავებული მიგრაცია საბოლოოდ რეზონანსულ გადაკვეთას იწვევს, რაც პლანეტების ორბიტების დესტაბილიზაციას ახდენს. დამატებითი ყინულის გიგანტი სატურნს ხვდება და შიგნით იფანტება იუპიტერის გადამკვეთ ორბიტაზე და შეჯახებების სერიის შემდეგ მზის სისტემიდან გამოიდევნება. დარჩენილი პლანეტები შემდეგ აგრძელებენ მიგრაციას მანამ, სანამ პლანეტოსიმალური დისკი თითქმის არ ამოიწურება, მცირე ფრაქციები კი სხვადასხვა ადგილას არ დარჩება.

როგორც ორიგინალი ნიცის მოდელში, ობიექტები ნეპტუნთან რეზონანსში იჭედება მისი გარე მიგრაციის დროს. ზოგი რეზონანსში რჩება, ზოგი კი უფრო მაღალი დახრილობის, დაბალი ექსცენტრიულობის ორბიტებზე ვითარდება და სტაბილურ ორბიტებზე იხსნება, რაც დინამიურად ცხელ კლასიკურ სარტყელს ქმნის. ცხელი სარტყლის დახრილობის განაწილების რეპროდუცირება შესაძლებელია, თუ ნეპტუნი 24 ასტრონომიული ერთეულიდან 30 ასტრონომიულ ერთეულზე 30 მირის დროის შკალაზე გადავა. როდესაც ნეპტუნი 28 ასტრონომიულ ერთეულზე გადადის, ის გრავიტაციულ შეხვედრას განიცდის დამატებით ყინულის გიგანტთან. ცივი სარტყლიდან ნეპტუნთან 1:2 საშუალო მოძრაობის რეზონანსში დაჭერილი ობიექტები 44 ასტრონომიულ ერთეულზე ლოკალური კონცენტრაციის სახით რჩება, როდესაც ეს შეხვედრა ნეპტუნის დიდი ნახევარღერძის გარეთ გადახტომას იწვევს. ცივ სარტყელში დალექილი ობიექტები მოიცავს რამდენიმე თავისუფლად შეკრულ „ლურჯი“ ბინარულ სისტემებს, რომლებიც ცივი სარტყლის ამჟამინდელ მდებარეობაზე უფრო ახლოსაა. თუ ნეპტუნის ექსცენტრიულობა ამ შეხვედრის დროს მცირე დარჩება, ორიგინალური ნიცის მოდელის ორბიტების ქაოტური ევოლუცია თავიდან აცილებულია და პირველყოფილი ცივი სარტყელი შენარჩუნებულია. ნეპტუნის მიგრაციის გვიანდელ ფაზებში, საშუალო მოძრაობის რეზონანსების ნელი სრიალი ცივი სარტყლიდან მაღალი ექსცენტრიულობის მქონე ობიექტებს შლის, რაც მის ექსცენტრიულობის განაწილებას ამცირებს.

შემადგენლობა
მზისა და მთავარი პლანეტებისგან დაშორების გამო, კოიპერის სარტყლის ობიექტებზე, სავარაუდოდ, შედარებით უმოქმედოდ ითვლება ის პროცესები, რომლებმაც ჩამოაყალიბა და შეცვალა მზის სისტემის სხვა ობიექტები; ამრიგად, მათი შემადგენლობის დადგენა მნიშვნელოვან ინფორმაციას მოგვცემს უძველესი მზის სისტემის შემადგენლობის შესახებ. მათი მცირე ზომისა და დედამიწიდან უკიდურესი მანძილის გამო, კოიპერის სარტყლის ობიექტების ქიმიური შემადგენლობის დადგენა ძალიან რთულია. ძირითადი მეთოდი, რომლითაც ასტრონომები განსაზღვრავენ ციური ობიექტის შემადგენლობას, არის სპექტროსკოპია. როდესაც ობიექტის სინათლე იშლება მის შემადგენელ ფერებად, წარმოიქმნება ცისარტყელას მსგავსი გამოსახულება. ამ გამოსახულებას სპექტრი ეწოდება. სხვადასხვა ნივთიერება შთანთქავს სინათლეს სხვადასხვა ტალღის სიგრძეზე და როდესაც კონკრეტული ობიექტის სპექტრი იხსნება, ჩნდება მუქი ხაზები (რომელსაც შთანთქმის ხაზები ეწოდება) იქ, სადაც მასში შემავალმა ნივთიერებებმა შთანთქა სინათლის ეს კონკრეტული ტალღის სიგრძე. ყველა ელემენტს ან ნაერთს აქვს საკუთარი უნიკალური სპექტროსკოპიული ხელმოწერა და ობიექტის სრული სპექტრული „ანაბეჭდის“ წაკითხვით, ასტრონომებს შეუძლიათ განსაზღვრონ მისი შემადგენლობა.

ანალიზი აჩვენებს, რომ კოიპერის სარტყლის ობიექტები შედგება ქანების და სხვადასხვა ყინულის, როგორიცაა წყალი, მეთანი და ამიაკი, ნარევისგან. სარტყლის ტემპერატურა დაახლოებით 50 K-ია, ამიტომ ბევრი ნაერთი, რომელიც მზესთან უფრო ახლოს აირისებრი იქნებოდა, მყარი რჩება. სიმკვრივეები და ქან-ყინულის ფრაქციები ცნობილია მხოლოდ მცირე რაოდენობის ობიექტებისთვის, რომელთა დიამეტრი და მასები განსაზღვრულია. დიამეტრის დადგენა შესაძლებელია მაღალი გარჩევადობის ტელესკოპით, როგორიცაა ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი, დაფარვის დროის მიხედვით, როდესაც ობიექტი ვარსკვლავის წინ გადის ან, ყველაზე ხშირად, ობიექტის ალბედოს გამოყენებით, რომელიც გამოითვლება მისი ინფრაწითელი გამოსხივებიდან. მასები განისაზღვრება ობიექტების დიდი ნახევარღერძების და პერიოდების გამოყენებით, რომლებიც, შესაბამისად, ცნობილია მხოლოდ რამდენიმე ორმაგი ობიექტისთვის. სიმკვრივეები მერყეობს 0.4-2.6 გ/სმ³-ის ფარგლებში. ითვლება, რომ ყველაზე ნაკლებად მკვრივი ობიექტები ძირითადად ყინულისგან შედგება და აქვთ მნიშვნელოვანი ფორიანობა. ყველაზე მკვრივი ობიექტები, სავარაუდოდ, ქანისგან შედგება ყინულის თხელი ქერქით. არსებობს ტენდენცია, რომ პატარა ობიექტები დაბალი სიმკვრივისა და ყველაზე დიდი ობიექტები მაღალი სიმკვრივის იყოს. ამ ტენდენციის ერთ-ერთი შესაძლო ახსნა ის არის, რომ ყინული დაიკარგა ზედაპირული ფენებიდან, როდესაც დიფერენცირებული ობიექტები შეეჯახნენ და წარმოიქმნეს უდიდესი ობიექტები.

თავდაპირველად, კოიპერის სარტყლის ობიექტების დეტალური ანალიზი შეუძლებელი იყო და ამიტომ ასტრონომებს მხოლოდ მათი შემადგენლობის შესახებ ყველაზე ძირითადი ფაქტების, პირველ რიგში მათი ფერის დადგენა შეეძლოთ. ამ პირველმა მონაცემებმა აჩვენა კოიპერის სარტყლის ობიექტებს შორის ფერების ფართო სპექტრი, ნეიტრალური ნაცრისფერიდან მუქ წითლამდე. ეს იმაზე მიანიშნებდა, რომ მათი ზედაპირები შედგებოდა ნაერთების ფართო სპექტრისგან, ჭუჭყიანი ყინულიდან ნახშირწყალბადებამდე. ეს მრავალფეროვნება გასაოცარი იყო, რადგან ასტრონომები ვარაუდობდნენ, რომ კოიპერის სარტყლის ობიექტები ერთგვაროვნად მუქი იქნებოდა, რადგან კოსმოსური სხივების ზემოქმედების გამო დაკარგეს აქროლადი ყინულის უმეტესი ნაწილი მათი ზედაპირიდან. ამ შეუსაბამობისთვის შემოთავაზებული იყო სხვადასხვა გადაწყვეტა, მათ შორის ზედაპირის აღდგენა შეჯახებით ან გაზის გამოყოფით. 2001 წელს კოიპერის სარტყლის ცნობილი ობიექტების ჯევიტისა და ლუს სპექტრულმა ანალიზმა აჩვენა, რომ ფერის ვარიაცია იმდენად ექსტრემალური იყო, რომ შემთხვევითი შეჯახებით ადვილად აიხსნებოდა. ვარაუდობენ, რომ მზის რადიაციამ ქიმიურად შეცვალა მეთანი კოიპერის სარტყლის ობიექტების ზედაპირზე, რამაც წარმოქმნა ისეთი პროდუქტები, როგორიცაა თოლინები. მაკემაკეში ნაჩვენებია მეთანის რადიაციული დამუშავებით მიღებული მრავალი ნახშირწყალბადი, მათ შორის ეთანი, ეთილენი და აცეტილენი.

მიუხედავად იმისა, რომ დღემდე კოიპერის სარტყლის ობიექტების უმეტესობა სპექტრულად უღიმღამოდ გამოიყურება მათი მკრთალი ფერის გამო, მათი შემადგენლობის დადგენაში არაერთი წარმატება იყო მიღწეული. 1996 წელს რობერტ ჰ. ბრაუნმა და სხვებმა მოიპოვეს სპექტროსკოპიული მონაცემები კოიპერის სარტყლის ობიექტ 1993 SC-ზე, რამაც აჩვენა, რომ მისი ზედაპირის შემადგენლობა მნიშვნელოვნად ჰგავს პლუტონისას, ასევე ნეპტუნის თანამგზავრ ტრიტონის ზედაპირულ შემადგენლობას, დიდი რაოდენობით მეთანის ყინულით. უფრო პატარა ობიექტებისთვის მხოლოდ ფერები და ზოგიერთ შემთხვევაში ალბედოა განსაზღვრული. ეს ობიექტები ძირითადად ორ კლასად იყოფა: ნაცრისფერი დაბალი ალბედოთი ან ძალიან წითელი მაღალი ალბედოთი. ვარაუდობენ, რომ ფერებისა და ალბედოს სხვაობა გამოწვეულია ამ ობიექტების ზედაპირზე წყალბადის სულფიდის (H2S) შენარჩუნებით ან დაკარგვით, ხოლო იმ ობიექტების ზედაპირები, რომლებიც მზიდან საკმარისად შორს ჩამოყალიბდნენ H2S-ის შესანარჩუნებლად, დასხივების გამო წითლდება.

კოიპერის სარტყლის უდიდეს ობიექტებს, როგორიცაა პლუტონი და კვაოარი, აქვთ ზედაპირები, რომლებიც მდიდარია აქროლადი ნაერთებით, როგორიცაა მეთანი, აზოტი და ნახშირბადის მონოქსიდი; ამ მოლეკულების არსებობა, სავარაუდოდ, განპირობებულია მათი ზომიერი ორთქლის წნევით კოიპერის სარტყლის 30-50 K ტემპერატურულ დიაპაზონში. ეს საშუალებას აძლევს მათ პერიოდულად ადუღონ ზედაპირიდან და შემდეგ ისევ თოვლის სახით ჩამოიშალონ, მაშინ როდესაც უფრო მაღალი დუღილის წერტილების მქონე ნაერთები მყარი დარჩებიან. ამ სამი ნაერთის ფარდობითი სიჭარბე კოიპერის სარტყლის უდიდესი ობიექტები პირდაპირ კავშირშია მათ ზედაპირულ გრავიტაციასთან და გარემოს ტემპერატურასთან, რაც განსაზღვრავს, თუ რომელი მათგანის შენარჩუნება შეუძლიათ მათ. წყლის ყინული აღმოჩენილია რამდენიმე კოიპერის ობიექტში, მათ შორის ჰაუმეას ოჯახის წევრებში, როგორიცაა 1996 TO66, საშუალო ზომის ობიექტებში, როგორიცაა 38628 ჰუია და 20000 ვარუნა, და ასევე ზოგიერთ პატარა ობიექტზე. კრისტალური ყინულის არსებობა დიდ და საშუალო ზომის ობიექტებზე, მათ შორის 50000 კვაოარზე, სადაც ასევე აღმოჩენილია ამიაკის ჰიდრატი, შეიძლება მიუთითებდეს წარსულ ტექტონიკურ აქტივობაზე, რასაც ხელი შეუწყო ამიაკის არსებობის გამო დნობის ტემპერატურის დაწევამ.

მასისა და ზომის განაწილება
მიუხედავად იმისა, რომ კოიპერის სარტყელი გავრცელებულია ვრცელ ტერიტორიაზე, მისი ჯამური მასა მასა შედარებით დაბალია. დინამიურად ცხელი პოპულაციის მთლიანი მასა, სავარაუდოდ, დედამიწის მასის 1%-ს შეადგენს, დინამიურად ცივი პოპულაცია — 0.03%-ს. მიუხედავად იმისა, რომ დინამიურად ცხელი პოპულაცია, სავარაუდოდ, გაცილებით დიდი პოპულაციის ნარჩენია, რომელიც მზესთან უფრო ახლოს ჩამოყალიბდა და გიგანტური პლანეტების მიგრაციის დროს გარეთ გაიფანტა, ამის საპირისპიროდ, დინამიურად ცივი პოპულაცია, სავარაუდოდ, მის ამჟამინდელ ადგილას ჩამოყალიბდა. 2018 წლის შეფასებით კოიპერის სარტყლის მთლიანი მასა  დედამიწის მასას შეადგენს.

დინამიურად ცივი პოპულაციის მცირე მთლიანი მასა გარკვეულ პრობლემებს წარმოადგენს მზის სისტემის ფორმირების მოდელებისთვის, რადგან 100 კმ დიამეტრის მქონე კოიპერის სარტყლის ობიექტების აკრეციისთვის საჭიროა მნიშვნელოვანი მასა. თუ ცივი კლასიკური კოიპერის სარტყელი ყოველთვის ამჟამინდელი დაბალი სიმკვრივით იქნებოდა, ეს დიდი ობიექტები უბრალოდ ვერ ჩამოყალიბდებოდა მცირე ზომის პლანეტოშენადედების შეჯახებითა და შერწყმით. გარდა ამისა, მიმდინარე ორბიტების ექსცენტრისიტეტი და დახრილობა შეჯახებებს საკმაოდ „ძალადობრივს“ ხდის, რაც იწვევს განადგურებას და არა აკრეციას. დინამიურად ცივი პოპულაციის მასის დიდი ნაწილის მოცილება ნაკლებად სავარაუდოა. ნეპტუნის ამჟამინდელი გავლენა ძალიან სუსტია ასეთი მასიური „ვაკუუმირების“ ასახსნელად და შეჯახებით გამოწვეული მასის დაკარგვის მასშტაბები შეზღუდულია ცივ დისკოში თავისუფლად შეკრული ბინარული სისტემების არსებობით, რომლებიც, სავარაუდოდ, შეჯახების დროს იშლება. მცირე ზომის პლანეტოშენადედების შეჯახებების შედეგად წარმოქმნის ნაცვლად, უფრო დიდი ობიექტი შესაძლოა უშუალოდ კენჭების ღრუბლების კოლაფსისგან წარმოქმნილიყო.

კოიპერის სარტყლის ობიექტების ზომის განაწილება მიჰყვება ხარისხობრივი კანონების მთელ რიგს. ხარისხოვანი კანონი აღწერს N(D)-სა (D-ზე მეტი დიამეტრის მქონე ობიექტების რაოდენობა) და D-ს შორის დამოკიდებულებას და მას სიკაშკაშის დახრილობას უწოდებენ. ობიექტების რაოდენობა უკუპროპორციულია დიამეტრის D რაღაც ხარისხთან:

  რაც იძლევა (თუ q არ არის 1)-ს

(მუდმივა შეიძლება იყოს არანული მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ ძალის კანონი არ გამოიყენება D-ს მაღალი მნიშვნელობების დროს.)

ადრეული შეფასებებით, რომლებიც ეფუძნებოდა აშკარა სიდიდის განაწილების გაზომვებს, აღმოჩნდა q = 4 ± 0.5 მნიშვნელობა, რაც გულისხმობს, რომ 100–200 კმ დიაპაზონში 8 (=23)-ჯერ მეტი ობიექტია, ვიდრე 200–400 კმ დიაპაზონში.

ბოლოდროინდელმა კვლევებმა აჩვენა, რომ ცხელი კლასიკური და ცივი კლასიკური ობიექტების ზომის განაწილებას განსხვავებული დახრილობა აქვს. ცხელი ობიექტების დახრილობა დიდი დიამეტრის შემთხვევაში არის q = 5.3 და მცირე დიამეტრის შემთხვევაში q = 2.0, დახრილობის ცვლილებით 110 კმ-ზე. ცივი ობიექტების დახრილობა დიდი დიამეტრის შემთხვევაში არის q = 8.2 და მცირე დიამეტრის შემთხვევაში q = 2.9, დახრილობის ცვლილებით 140 კმ-ზე. გაფანტული ობიექტების, პლუტინებისა და ნეპტუნის ტროიანების ზომის განაწილებას აქვს სხვა დინამიურად ცხელი პოპულაციების მსგავსი დახრილობა, მაგრამ შეიძლება ჰქონდეს გამყოფი, კონკრეტული ზომის ქვემოთ ობიექტების რაოდენობის მკვეთრი შემცირება. ვარაუდობენ, რომ ეს გამყოფი გამოწვეულია ან პოპულაციის შეჯახებით ევოლუციით, ან იმით, რომ პოპულაცია ჩამოყალიბდა ამ ზომაზე ნაკლები ობიექტების გარეშე, ხოლო პატარა ობიექტები ორიგინალური ობიექტების ფრაგმენტებია.

კოიპერის სარტყლის ყველაზე პატარა ცნობილი ობიექტები 1 კმ-ზე ნაკლები რადიუსით მხოლოდ ვარსკვლავური დაფარვით იქნა აღმოჩენილი, რადგან ისინი ძალიან ბნელია (მაგნიტუდა 35) იმისთვის, რომ პირდაპირ დაინახონ ისეთი ტელესკოპებით, როგორიცაა ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი. ამ დაფარვების შესახებ პირველი ცნობები შლიხტინგმა და სხვებმა გააკეთეს 2009 წლის დეკემბერში, რომლებმაც გამოაცხადეს პატარა, კილომეტრზე ნაკლები რადიუსის კოიპერის სარტყლის ობიექტის აღმოჩენა ჰაბლის საარქივო ფოტომეტრიაში 2007 წლის მარტიდან. 520±60 მ რადიუსის ან 1040±120 მ დიამეტრის სავარაუდო ობიექტი აღმოჩენილი იქნა ჰაბლის ვარსკვლავური თვალთვალის სისტემის მიერ, როდესაც მან მოკლედ დაფარა ვარსკვლავი 0.3 წამის განმავლობაში. შემდგომ კვლევაში, რომელიც გამოქვეყნდა 2012 წლის დეკემბერში, შლიხტინგი და სხვ. ჩაატარეს საარქივო ჰაბლის ფოტომეტრიის უფრო საფუძვლიანი ანალიზი და აღწერეს კიდევ ერთი დაფარვის მოვლენა კილომეტრზე ნაკლები ზომის კოიპერის სარტყლის ობიექტის მიერ, რომლის რადიუსიც შეფასებულია 530±70 მ ან დიამეტრი 1060±140 მ. 2009 და 2012 წლებში აღმოჩენილი დაფარვის მოვლენებიდან შლიხტინგმა და სხვებმა დაადგინეს კოიპერის სარტყლის ობიექტის ზომის განაწილების დახრილობა q = 3.6 ± 0.2 ან q = 3.8 ± 0.2, ერთი ხარისხის კანონისა და ერთგვაროვანი ეკლიპტიკური განედის განაწილების ვარაუდით. მათი შედეგი გულისხმობს კილომეტრზე ნაკლები ზომის კოიპერის სარტყლის ობიექტების ძლიერ დეფიციტს, 90 კმ-ზე მეტი დიამეტრის მქონე კოიპერის სარტყლის უფრო დიდი ობიექტების პოპულაციიდან ექსტრაპოლაციასთან შედარებით.

NASA-ს New Horizons Venetia Burney Student Dust Counter-ის მიერ ჩატარებულმა დაკვირვებებმა აჩვენა „მოდელით პროგნოზირებულზე მაღალი მტვრის ნაკადები“ 55 ასტრონომიული ერთეულის რადიუსამდე, რაც არ აიხსნება არცერთი არსებული მოდელით.

გაფანტული ობიექტები

გაფანტული დისკო ესაა მცირე ობიექტების პოპულაციის მეჩხერი ზონა, რომელსაც ფარავს კოიპერის სარტყელი, მაგრამ კიდევ უფრო შორს 100 ასტრონომიულ ერთეულზე მეტ მანძილზე ვრცელდება. გაფანტული დისკოს ობიექტებს ძალიან ელიფსური ორბიტები გააჩნიათ, ხშირად გამოკვეთილი ეკლიპტიკის მიმართაც ძალიან დახრილი კუთხით. მზის სისტემის ფორმირების მოდელების უმეტესობა აჩვენებს, რომ კოიპერის სარტყლისა და გაფანტული დისკოს ობიექტები თავდაპირველად ერთიან სარტყელში ჩამოყალიბდნენ, მოგვიანებით, განსაკუთრებით ნეპტუნის გრავიტაციული ზემოქმედებით, ზოგი სტაბილურ ორბიტაზე (კოიპერის სარტყელში) და ზოგიც არასტაბილურ ორბიტაზე (გაფანტულ დისკოში) მოექცა. არასტაბილური ბუნების გამო, გაფანტული დისკო, სავარაუდოდ, მზის სისტემის მრავალი მოკლეპერიოდიანი კომეტის წარმოშობის ადგილია. ხშირად, მათი დინამიური ორბიტები მზის შიდა სისტემაში გადანაცვლებას აიძულებს, რის გამოც ისინი ჯერ კენტავრებად, შემდეგ კი მოკლეპერიოდიან კომეტებად იქცევიან.

მცირე პლანეტების ცენტრის თანახმად, რომელიც ოფიციალურად აღწერს ყველა ტრანსნეპტუნურ ობიექტს, კოიპერის სარტყელს განეკუთვნება ნებისმიერი ობიექტი, რომელიც მხოლოდ კოიპერის სარტყლის რეგიონში ბრუნავს, მიუხედავად მათი წარმოშობისა და შემადგენლობისა. სარტყლის გარეთ ნაპოვნი ობიექტები კლასიფიცირდება, როგორც გაფანტული დისკოს ობიექტები. ზოგიერთ სამეცნიერო წრეში ტერმინი „კოიპერის სარტყლის ობიექტი“ სინონიმი გახდა ნებისმიერი ყინულოვანი მცირე ობიექტისა, რომელიც მზის სისტემის გარეთ გვხვდება და რომელიც ამ საწყისი კლასის ნაწილად ითვლება, მაშინაც კი, თუ მზის სისტემის ისტორიის უმეტესი ნაწილის განმავლობაში მისი ორბიტა კოიპერის სარტყლის მიღმა იყო (მაგალითად, გაფანტული დისკის რეგიონში). ისინი ხშირად გაფანტულ დისკის ობიექტებს აღწერენ, როგორც „გაფანტულ კოიპერის სარტყლის ობიექტებს“. ერისს, რომელიც ცნობილია, რომ პლუტონზე უფრო მასიურია, ხშირად კოიპერის სარტყლის ობიექტს ეძახიან, მაგრამ ტექნიკურად ის გაფანტული დისკოს ობიექტია. ასტრონომებს შორის კონსენსუსი კოიპერის სარტყლის ზუსტ განმარტებასთან დაკავშირებით ჯერ კიდევ არ არის მიღწეული და ეს საკითხი დღემდე გადაუჭრელია.

კენტავრები, რომლებიც ჩვეულებრივ კოიპერის სარტყლის ნაწილად არ მიიჩნევიან, ასევე გაფანტულ ობიექტებად მიიჩნევიან, ერთადერთი განსხვავება ისაა, რომ ისინი შიგნით იყვნენ გაფანტულნი და არა გარეთ. მცირე პლანეტების ცენტრი კენტავრებს და გაფანტული დისკოს ობიექტებს ერთად აერთიანებს, როგორც გაფანტულ ობიექტებს.

ტრიტონი

სავარაუდებელია, რომ მიგრაციის პერიოდში, ნეპტუნის გავლენის ქვეშ მოექცა კოიპერის სარტყლის ერთ-ერთი ობიექტი — ტრიტონი. იგი მზის სისტემაში ერთადერთი დიდი თანამგზავრია რეტროგრადული ორბიტით (ანუ ის ბრუნავს ნეპტუნის ბრუნვის საპირისპიროდ). ეს იმაზე მიუთითებს, რომ იუპიტერის, სატურნისა და ურანის მსხვილი თანამგზავრებისაგან განსხვავებით, რომლებიც ფორმირდნენ თავიანთი ახალგაზრდა მშობელი პლანეტის გარშემო მბრუნავი მასალის რგოლებიდან, ტრიტონი ნეპტუნის ორბიტაზე უკვე სრულად ჩამოყალიბებული მოხვდა. გარე ობიექტის გრავიტაციული დაჭერა არც ისე ადვილია. საჭიროა რამოდენიმე წინაპირობა, რათა ობიექტი იმდენად შენელდეს, რომ უფრო დიდი ობიექტის გრავიტაციამ დაიჭიროს. ამის შესაძლო ახსნა ის არის, რომ ტრიტონი ადრე ორმაგი სისტემის ნაწილი იყო, როდესაც ის ნეპტუნს შეხვდა. ნეპტუნის მიერ ორმაგი სისტემის სხვა წევრის გამოტყორცნამ შეიძლება ახსნას ტრიტონის დაჭერა. ტრიტონი მხოლოდ 14%-ით დიდია პლუტონზე და ორივე ციური სხეულის სპექტრული ანალიზი აჩვენებს, რომ მათი ზედაპირები ძირითადად მსგავსი მასალებისგან შედგება, როგორიცაა მეთანი და ნახშირბადის მონოქსიდი. ამ ყველაფერს იმ დასკვნამდე მივყევართ, რომ ტრიტონი ოდესღაც კოიპერის სარტყლის ობიექტი იყო, რომელიც ნეპტუნმა მისი გარე მიგრაციის დროს ჩაიჭირა.

კოიპერის სარტყლის მსხვილი ობიექტები
upright=1.6|thumb|კოიპერის სარტყელში ნეპტუნის ორბიტის მიღმა არსებული ცნობილი დიდი ობიექტები (მასშტაბი ასტრონომიულ ერთეულებში. მანძილები, მაგრამ არა ზომები, მასშტაბურია. ეპოქა 2026 წლის იანვრის მდგომარეობით)
2000 წლიდან აღმოაჩინეს 500-დან 1500 კმ-მდე დიამეტრის მქონე კოიპერის სარტყლის რამდენიმე ობიექტი, რაც პლუტონის დიამეტრის (2370 კმ) ნახევარზე მეტია. 2002 წელს აღმოჩენილი კლასიკური კოიპერის პლანეტა კვაოარის დიამეტრი 1200 კმ-ზე მეტია. 2005 წლის 29 ივლისს აღმოაჩინეს მაკემაკე და ჰაუმეა, რომლებიც ობიექტებს შორის ყველლაზე მსხვილ წევრებად ითვლებიან. სხვა ობიექტები, როგორიცაა 28978 იქსიონი (2001 წელს) და 20000 ვარუნა (2000 წელს), დაახლოებით 600-700 კმ დიამეტრისანი არიან.

პლუტონი
პლუტონის მსგავს ორბიტებზე კოიპერის სარტყლის მსხვილი ობიექტების აღმოჩენამ ბევრი მიიყვანა იმ დასკვნამდე, რომ მისი ფარდობითი ზომის გარდა, პლუტონი განსაკუთრებით არ განსხვავდებოდა კოიპერის სარტყლის სხვა წევრებისგან. ეს ობიექტები არა მხოლოდ ზომით ჰგავს პლუტონს, არამედ ბევრ მათგანის ბუნებრივი თანამგზავრიც მსგავსი შემადგენლობისაა (მეთანი და ნახშირბადის მონოქსიდი აღმოაჩინეს როგორც პლუტონზე, ასევე მრავალ კოსმიურ ობიექტზე). ამრიგად, ისევე როგორც ცერერა პლანეტად ითვლებოდა მისი მეზობელი ასტეროიდების აღმოჩენამდე, ასევე ვარაუდობდნენ პლუტონის სტატუსის გადაკლასიფიცირებასაც.

საკითხი კულმინაციას მიაღწია ერისის აღმოჩენამ, კოიპერის სარტყლის მიღმა გაფანტულ დისკოში მდებარე ობიექტისა, რომელიც ამჟამად ცნობილია, რომ პლუტონზე 27%-ით მასიურია. (თავდაპირველად ერისი მოცულობით პლუტონზე დიდად ითვლებოდა, მაგრამ „ახალი ჰორიზონტების“ მისიამ დაადგინა, რომ ეს ასე არ იყო.) საპასუხოდ, საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირი იძულებული გახდა პირველად განესაზღვრა, თუ რა არის პლანეტა და ამით თავის განმარტებაში შეიტანა, რომ პლანეტამ „გაწმინდა თავისი ორბიტის გარშემო არსებული სამეზობლო“. რადგან პლუტონი თავის ორბიტას მრავალ სხვა დიდ ობიექტთან იზიარებს, ჩაითვალა, რომ ის არ გაწმენდილა თავისი ორბიტით და ამგვარად, პლანეტიდან ჯუჯა პლანეტად გადააკლასიფიცირეს, რაც მას კოიპერის სარტყლის წევრად აქცია.

დღემდე არაა დადგენილი ზუსტი ოდენობა იმისა, თუ რამდენი ჯუჯა პლანეტაა კოიპერის სარტყელში. ჯუჯა პლანეტის მრავალი კანდიდატის დაბალი სიმკვრივე იმაზე მიუთითებს, რომ ჯუჯა პლანეტების ოდენობა ბევრი არ იქნება. ორკუსი, პლუტონი, ჰაუმეა, კვაოარი და მაკემაკე უკვე აღიარებულია ასტრონომების უმეტესობის მიერ; ზოგიერთმა სხვა ობიექტებიც შემოგვთავაზა, როგორიცაა სალაცია, მანი, აია და იქსონი.

თანამგზავრები
ექვს უდიდეს ტრანსნეპტუნურ ობოექტს (ერისი, პლუტონი, გონგონგი, მაკემაკე, ჰაუმეა და კვაოარი) ერთი და მეტი თანამგზავრი გააჩნია. პროცენტულად კოიპერის სარტყლის მსხვილ ობიექტებს უფრო მეტი თანამგზავრი ჰყავს, ვიდრე პატარა ობიექტებს, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ამაზე პასუხისმგებელი იყო ფორმირების სხვა მექანიზმი. კოიპერის სარტყელში ასევე დიდი რაოდენობით ორმაგი სისტემებია (ორი ობიექტი, რომლებიც საკმარისად ახლოს არიან მასით, რომ „ერთმანეთზე“ ბრუნავდნენ). ყველაზე აღსანიშნავი მაგალითია პლუტონ-ქარონის ორმაგი სისტემა, თუმცა, ვარაუდობენ რომ, კოიპერის სარტყელში დაახლოებით 11% მსგავსად ორმაგ სისტემაში არსებობს.

კვლევა

2006 წლის 19 იანვარს გაუშვეს კოიპერის სარტყლის შესასწავლი პირველი კოსმოსური ხომალდი, ნიუ-ჰორაიზონსი, რომელმაც პლუტონს 2015 წლის 14 ივლისს ჩაუფრინა. პლუტონის გადაფრენის გარდა, მისიის მიზანი იყო კოიპერის სარტყელში სხვა, უფრო შორეული ობიექტების პოვნა და გამოკვლევა.

2014 წლის 15 ოქტომბერს გაირკვა, რომ ჰაბლმა აღმოაჩინა სამი პოტენციური სამიზნე, რომლებსაც ნიუ-ჰორაიზონსის გუნდმა დროებით PT1 („პოტენციური სამიზნე 1“), PT2 და PT3 უწოდა. ობიექტების დიამეტრი შეფასდა 30-55 კმ დიაპაზონში; იგი ძალიან პატარა იყო მიწისზედა ტელესკოპებით დასანახად, და მდებარეობდა მზიდან 43-44 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე, რაც შეხვედრებს 2018-2019 წლებში მოაქცევს. ალბათობა იმისა, რომ ეს ობიექტები „ნიუ-ჰორაიზონსის“ საწვავის ბიუჯეტის ფარგლებში მიწვდომადი იქნებოდა, შესაბამისად, 100%, 7% და 97% იყო. ყველა მათგანი „ცივი“ (დაბალი დახრილობის, დაბალი ექსცენტრიულობის) კლასიკური კოიპერის სარტყლის წევრი იყო და, შესაბამისად, ძალიან განსხვავდებოდა პლუტონისგან. PT1 (რომელსაც HST-ის ვებსაიტზე დროებითი აღნიშვნა „1110113Y“ აქვს), ყველაზე ხელსაყრელად მდებარე ობიექტი, 26.8 მაგნიტუდის, 30-45 კმ დიამეტრის იყო და 2019 წლის იანვარში იქნა აღმოჩენილი. საკმარისი ორბიტალური ინფორმაციის მოწოდების შემდეგ, მცირე პლანეტების ცენტრმა ოფიციალური აღნიშვნები მიანიჭა სამ სამიზნე KBO-ს: 2014 MU69 (PT1, ახლა Arrokoth), 2014 OS393 (PT2) და 2014 PN70 (PT3). 2014 წლის შემოდგომისთვის, შესაძლო მეოთხე სამიზნე, 2014 MT69, შემდგომი დაკვირვებებით გამოირიცხა. PT2 პლუტონის გადაფრენამდე აღარ იყო ხელმისაწვდომი.

2015 წლის 26 აგვისტოს, პირველი სამიზნე, 2014 MU69 (მეტსახელად „ულტიმა თულე“ და მოგვიანებით 486958 აროკოთი დაარქვეს) შეირჩა. კურსის კორექტირება 2015 წლის ოქტომბრის ბოლოს და ნოემბრის დასაწყისში მოხდა, რამაც 2019 წლის იანვარში გადაფრენა გამოიწვია. 2016 წლის 1 ივლისს, NASA-მ New Horizons-ს დამატებითი დაფინანსება დაამტკიცა ობიექტის მოსანახულებლად.

2015 წლის 2 დეკემბერს, New Horizons-მა 270 მილიონი კილომეტრის (170×106 მილი) მანძილიდან აღმოაჩინა ის, რასაც მაშინ 1994 JR1 (მოგვიანებით 15810 Arawn) ეწოდა.

2019 წლის 1 იანვარს, New Horizons-მა წარმატებით გადაუფრინა აროკოთს, რის შედეგადაც მონაცემები აჩვენა, რომ აროკოთი კონტაქტური ორმაგი სისტემაა, რომლის სიგრძე 32 კმ-ია, სიგანე კი 16 კმ. New Horizons-ზე არსებულმა Ralph ინსტრუმენტმა დაადასტურა აროკოთის წითელი ფერი. გადაფრენის შედეგად მიღებული მონაცემების ჩამოტვირთვა მომდევნო 20 თვის განმავლობაში გაგრძელდება.

New Horizons-ისთვის შემდგომი მისიები არ არის დაგეგმილი, თუმცა შესწავლილია მისიების მინიმუმ ორი კონცეფცია, რომლებიც ორბიტაზე დაბრუნდებიან ან პლუტონზე დაეშვებიან. პლუტონის გარდა, არსებობს მრავალი დიდი KBO, რომელთა მონახულება New Horizons-ით შეუძლებელია, როგორიცაა ჯუჯა პლანეტები მაკემაკე და ჰაუმეა. ახალ მისიებს დაევალებათ ამ ობიექტების დეტალურად შესწავლა და შესწავლა. Thales Alenia Space-მა შეისწავლა ჰაუმეაში ორბიტერის მისიის ლოგისტიკა, რომელიც მაღალი პრიორიტეტის სამეცნიერო სამიზნეა მისი სტატუსის გამო, როგორც შეჯახების ოჯახის მშობელი სხეული, რომელიც მოიცავს რამდენიმე სხვა TNO-ს, ასევე ჰაუმეას რგოლს და ორ მთვარეს. წამყვანი ავტორი, ჯოელ პონსი, მხარს უჭერს ახალ ტექნოლოგიას, რომელიც კოსმოსურ ხომალდებს საშუალებას მისცემს მიაღწიონ და ორბიტაზე გაატარონ ვარსკვლავთშორისი პლანეტების 10-20 წელიწადში ან უფრო ნაკლებ დროში. „ახალი ჰორიზონტების“ მთავარმა მკვლევარმა ალან სტერნმა არაფორმალურად შესთავაზა მისიები, რომლებიც პლანეტა ურანს ან ნეპტუნს ჩაუვლიან ვარსკვლავთშორისი პლანეტების ახალ სამიზნეებს ესტუმრებიან, რითაც ხელს შეუწყობენ კოიპერის სარტყლის შესწავლას და ამავდროულად, ამ ყინულის გიგანტ პლანეტებს პირველად ეწვევიან 1980-იან წლებში Voyager 2-ის გადაფრენის შემდეგ.

საპროექტო კვლევები და კონცეპტუალური მისიები
კუაოარი განიხილება, როგორც მორიგი სამიზნე ზონდისთვის, რომელთა ამოცანაა ვარსკვლავთშორისი სივრცის შესწავლა, რადგან ის ამჟამად ჰელიოსფეროს ქიმზე მდებარეობს; ჯონს ჰოპკინსის გამოყენებითი ფიზიკის ლაბორატორიიდან პონტუს ბრანდტმა და მისმა კოლეგებმა შეისწავლეს ზონდის ტრაექტორია, რომელიც მათი გამოთვლებით 2030-იან წლებში კვაოარს ჩაუვლის, ვიდრე ჰელიოსფერული ქიმის გავლით ვარსკვლავთშორის სივრცეში გააგრძელებს მოგზაურობას. კვაოარის მიმართ მათ ინტერესებია მისი მეთანის აქროლადი ატმოსფერო და კრიოვულკანიზმი. ბრანდტისა და მისი კოლეგების მიერ შესწავლილი მისია SLS-ის გამოყენებით გაეშვება და იუპიტერს 30 კმ/წმ სიჩქარით ჩაუფრენდა. ალტერნატივის სახით, ორბიტალური მისიისათვის, 2012 წელს გამოქვეყნებული კვლევის თანახმად, იქსიონი და ჰუია მთავარი ინტერესის ობიექტებს წარმოადგენენ. მაგალითად, ავტორებმა გამოთვალეს, რომ ორბიტერის მისიას იქსიონამდე 17 წლიანი ფრენის შემდეგ შეეძლო მისვლა, თუ ის 2039 წელს გაეშვებოდა.

კოიპერის ექსტრასოლარული სარტყლები

2006 წლისთვის ასტრონომებმა მზის გარდა ცხრა ვარსკვლავის გარშემო არსებული ნარჩენების დისკები აღმოაჩინეს, რომლებიც, სავარაუდოდ, კოიპერის სარტყლის მსგავს სტრუქტურებს წარმოადგენდნენ. როგორც ჩანს, ისინი ორ კატეგორიად იყოფა: ფართო სარტყლები, 50 ასტრონომიულ ერთეულზე მეტი რადიუსით და ვიწრო სარტყლები (სავარაუდოდ, მზის სისტემის მსგავსი) 20-დან 30 ასტრონომიულ ერთეულამდე რადიუსით და შედარებით მკვეთრი საზღვრებით. ამის მიღმა, მზის ტიპის ვარსკვლავების 15–20%-ს აქვს დაკვირვებული ინფრაწითელი სიჭარბე, რაც კოიპერის სარტყლის მსგავს მასიურ სტრუქტურებზე მიუთითებს. სხვა ვარსკვლავების გარშემო არსებული ცნობილი ნამსხვრევების დისკების უმეტესობა საკმაოდ ახალგაზრდაა, მაგრამ მარჯვენა მხარეს ორი სურათი, რომელიც ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ 2006 წლის იანვარში გადაიღეს, საკმარისად ძველია (დაახლოებით 300 მილიონი წლის), რათა სტაბილურ კონფიგურაციებში ჩამჯდარიყო. მარცხენა სურათი ფართო სარტყლის „ზედხედია“, ხოლო მარჯვენა სურათი ვიწრო სარტყლის — „გვერდხედი“. კოიპერის სარტყელში მტვრის კომპიუტერული სიმულაციები მიუთითებს, რომ როდესაც ის ახალგაზრდა იყო, შესაძლოა, ახალგაზრდა ვარსკვლავების გარშემო დანახულ ვიწრო რგოლებს ჰგავდა.

 რესურსები ინტერნეტში 

 Dave Jewitt's page @ UCLA
 The belt's name
 List of short period comets by family 
 Kuiper Belt Profile by NASA's Solar System Exploration
 The Kuiper Belt Electronic Newsletter
 Wm. Robert Johnston's TNO page
 Minor Planet Center: Plot of the Outer Solar System, illustrating Kuiper gap
 List of TNOS

სქოლიო

კატეგორია:კოიპერის სარტყელი