Кентаври (планетоїди)

Розташування об'єктів Сонячної системи. Кентаври (зелений колір) лежать всередині поясу Койпера (синій колір) (Шкала в а. о.; епоха на січень 2015; в дужках кількість об'єктів)

Кента́ври (англ. Centaurs) — група астероїдів, або гігантських комет, що перетинають орбіти газових планет і мають тривалість життя декілька мільйонів років. Їх орбіти мають проміжне розташування між астероїдами головного поясу та об'єктами поясу Койпера. Було підраховано, що існує близько 44 000 кентаврів у Сонячній системі з діаметром понад 1 км.

Найбільшим підтвердженим кентавром є 10199 Харікло, 248±18 км в діаметрі; до того ж, як відомо, він має систему кілець, що є унікальним явищем для астероїда. Однак, за сучасними даними, відкритий 1995 року кентавр 1995 SN₅₅ може бути трохи більшим.

Кентаври, як правило, від 50 до 100 кілометрів у поперечнику, або більше й один такий об'єкт містить більше маси, ніж всі астероїди, які перетинають орбіту Землі, знайдені на сьогоднішній день. Вони рухаються по нестійким орбітам, що перетинають шляхи масивних зовнішніх планет: Юпітера, Сатурна, Урана і Нептуна. Планетарні гравітаційні поля можуть іноді відхилити ці об'єкти у бік Землі.

Наразі жоден кентавр не сфотографували з близької відстані, крім супутника Сатурна Феби, знятого 2004 року АМС Кассіні — Гюйгенс, який за деякими даними може бути колишнім кентавром, захопленим планетою. Також деякі дані про поверхню кентавра 8405 Асбол вдалося отримати завдяки телескопу Габбл.

За своїми фізичними характеристиками кентаври є перехідним класом від астероїдів до комет. Оскільки їхня поверхня багата леткими речовинами, при достатньому зближенні з Сонцем будь-який кентавр почав би проявляти кометну активність. Станом на 2017 рік відомо про три об'єкти, у яких поблизу перигелію зафіксовано прояв коми: 2060 Хірон, 60558 Ехекл і 166P/NEAT; ще два об'єкти 52872 Окіроя та 471512 2012 CG підозрюються в подібній активності.

Отримали офіційну назву кентаври — за істотами давньогрецької міфології (що були поєднанням людини та коня), оскільки мають характеристики як астероїдів так і комет.

Відкриття

Найперший кентавр 944 Гідальго було відкрито 1920 року, однак, незважаючи на незвичну орбіту, його не виділяли в окрему групу об'єктів аж до 1977 року, коли Чарльз Коваль відкрив астероїд 2060 Хірон зі схожими характеристиками орбіти.

Класифікація

Згідно з класичним визначенням, кентавр — невелике тіло, що обертається навколо Сонця між орбітами Юпітера й Нептуна, при цьому перетинаючи орбіти однієї чи кількох планет-гігантів. Через довгострокову нестабільність орбіт, властиву цій області, навіть такі об'єкти, як 2000 GM₁₃₇ і 2001 ХZ₂₅₅, які наразі не перетинають орбіту жодної планети, все одно належать до цієї групи, оскільки збурення з боку планет-гігантів все одно неминуче призведуть до того, що ці об'єкти почнуть перетинати їхні орбіти.

Однак різні організації мають різні критерії для класифікації подібних об'єктів на основі їхніх орбітальних елементів:

• Центр малих планет — перигелій кентаврів за межами орбіти Юпітера q > 5,2 а. о., велика піввісь менша, ніж у Нептуна a < 30,1 а. о. Центр малих планет часто об'єднує кентаври й об'єкти розсіяного диска в одну групу.
• Лабораторія реактивного руху — велика піввісь кентаврів за межами орбіти Юпітера, але не далі орбіти Нептуна 5,5 a. о. < a < 30,1 a. о.
• Глибокий огляд екліптики (DES) — визначає кентаврів, використовуючи динамічну класифікаційну схему, що базується на моделюванні змін орбіти астероїда на 10 млн років вперед. Згідно з даною схемою, кентаврами є нерезонансні об'єкти, перигелій яких менший за велику піввісь Нептуна протягом усього часу моделювання q < 30,1 a. о. Це визначення припускає порівняно короткий час життя на даній орбіті.

Бретт Гледмен і Браян Марсден у збірнику «The Solar System Beyond Neptune» (2008) наводять свою класифікацію, згідно з якою пропонують вважати: кентаврами — об'єкти з великими півосями між орбітами Юпітера й Нептуна (5,2 < a < 30,1 a. о.) та параметром Тіссерана T_i > 3,05 (відносно Юпітера); кометами сім'ї Юпітера — об'єкти з перигелієм менше половини відстані між Юпітером і Нептуном (q < 7,35 a. о.) і параметром Тіссерана T_i < 3,05 (відносно Юпітера), щоб виключити об'єкти пояса Койпера; об'єктами розсіяного диска — тіла на нестабільних орбітах з великою піввіссю більшою, ніж у Нептуна (a > 30,1 a. о.). Інші астрономи воліють визначати кентаври як нерезонансні об'єкти з перигелієм всередині орбіти Нептуна, які, як можна показати, з великою ймовірністю перетинають сферу Гілла якого-небудь газового гіганта протягом найближчих 10 млн років, так що кентаври можна розглядати як розсіяні в напрямку внутрішньої Сонячної системи об'єкти, які взаємодіють сильніше та розсіюються швидше, ніж типові об'єкти розсіяного диска.

Станом на 2017 рік було відкрито 407 кентаврів, але крім них існує ще 99 транснептунових об'єктів з великою піввіссю за орбітою Нептуна (a > 30,1 a. о.), але з перигелієм ближче до орбіти Урана (q < 19,2 a. о.). Конкретного рішення по класифікації кентаврів поки що не було прийнято, але комітет з номенклатури МАС визначив правила найменування для таких об'єктів. Згідно з ними, тіла з нестабільними та нерезонансними орбітами, що перетинають орбіти великих планет, а також є перехідними орбітами ТНО і кометами, повинні називатися на честь міфічних істот, пов'язаних з перевертнями й персонажами близькими до них. Наразі лише два об'єкти (42355 Тифон і 65489 Кето) були названі у відповідності до цього правила.

Через відмінності в класифікаціях у різних джерелах деякі об'єкти можуть належати до різних груп. Такими об'єктами, наприклад, є астероїд 944 Гідальго, відкритий 1920 року та віднесений JPL до кентаврів; астероїд 44594 1999 OX3 з великою піввіссю 32 а. о., але який перетинає орбіти Урана й Нептуна, був віднесений до зовнішніх кентаврів, але вже в рамках класифікації DES; а з внутрішніх можна згадати 434620 2005 VD, перигелій якого розташовується дуже близько до орбіти Юпітера.

Деякі великі кентаври з виміряними діаметрами (2060 Хірон, 54598 Бієнор і 10199 Харікло), на думку американського астронома Майкла Брауна, заслуговують на статус кандидатів у карликові планети.

Орбіти кентаврів

Розподіл орбіт

Орбіти відомих кентаврів

Діаграма праворуч ілюструє орбіти відомих кентаврів відносно орбіт планет (знизу рисунка). Об'єкт класифікується як кентавр, якщо він розташований між орбітами Юпітера й Нептуна. Для вибраних об'єктів ексцентриситет орбіти позначений червоними лініями, які показують діапазон віддаленості кентаврів від Сонця (від перигелію до афелію).

Як видно з діаграми витягнутість орбіти (ексцентриситет) у різних кентаврів сильно відрізняється: від майже колових у кентаврів 52872 Окіроя, 32532 Терей і 10199 Харікло, до сильно витягнутих у кентаврів 5145 Фол, 7066 Несс, 8405 Асбол і 55576 Амік.

Для ілюстрації всієї ширини діапазону параметрів орбіт кентаврів, орбіти найбільш незвичайних із них виділені жовтим кольором:

• 1999 XS₃₅ — має вкрай витягнуту орбіту (e = 0,947), яка починається всередині орбіти Землі (0,94 а. о.) та закінчується за орбітою Нептуна (34 а. о.).
• 2007 TB₄₃₄ — навпаки, рухається майже ідеальною коловою орбітою (e = 0,026).
• 2001 XZ₂₅₅ — має найменший нахил орбіти до екліптики (i = 3°).
• 5335 Дамокл — навпаки, має одну з найбільш нахилених до екліптики орбіт, а кентавр 2005 JT₅₀ взагалі має нахил 120°, тобто він рухається по орбіті в обернений бік.
• 144908 2004 YH₃₂ — має настільки сильно нахилену орбіту, що якщо спроектувати її на площину екліптики, то в афелії на такій проекції кентавр буде розташовуватись неподалік від орбіти Юпітера, в той час як реальна відстань до Сонця в цей момент у нього буде більша, ніж до Сатурна.

Зміна орбіт

Дві моделі зміни великої півосі астероїда 8405 Асбол протягом наступних 5 500 років. Результати моделей розходяться після зближення кентавра з Юпітером 4 713 року

Оскільки кентаври рухаються в зонах дії орбітальних резонансів, їхні орбіти вкрай нестійкі — середній час життя на цих орбітах становить 1—10 млн років. Наприклад астероїд 8405 Асбол перебуває в сильному орбітальному резонансі 3:4 з Ураном. Дослідження динаміки їхніх орбіт показує, що орбіти кентаврів, ймовірно, перебувають у проміжному перехідному стані між орбітами комет сім'ї Юпітера й орбітами об'єктів пояса Койпера. Кентаври можуть бути викинуті з останнього в результаті гравітаційних збурень і перейти на хаотичну орбіту, що перетинає орбіти однієї чи кількох планет-гігантів. Однак параметри їхніх орбіт через постійні подальші зближення з великими планетами будуть неперервно та стрімко змінюватися. В процесі цих змін деякі кентаври будуть розвиватися в бік перетину орбіти Юпітера — в результаті чого їхні перигелії будуть зміщуватися у внутрішню частину Сонячної системи і вони перейдуть у групу активних комет сім'ї Юпітера і, зрештою, зіткнуться з Сонцем або планетою; інші ж будуть просто викинуті в міжзоряний простір чи хмару Оорта після занадто тісного зближення з однією з великих планет.

Фізичні характеристики

Велика віддаленість і відносно невеликий розмір кентаврів виключає можливість детального вивчення їхньої поверхні, однак вивчення колірного індексу та спектра об'єкта дає можливість отримати відомості про склад поверхні й походження кентавра.

Колір

Розподіл кентаврів за кольором

Кольори поверхні кентаврів доволі різноманітні, але при цьому ніяк не пов'язані ні з наявністю водяного льоду, ні з орбітальними параметрами, що сильно ускладнює побудову моделі складу поверхні цих об'єктів. Колірна схема праворуч будується на основі показників кольору, а саме співвідношення видимої зоряної величини для синього, видимого (зелено-жовтого) й червоного світлофільтрів. Діаграма ілюструє ці відмінності у підсилених тонах для всіх кентаврів з відомими показниками кольору. На цій же діаграмі для порівняння наведені кольори з одного боку супутників Тритона й Феби, а з іншого — планети Марс (розміри не в масштабі).

За кольором кентаври поділяються на два доволі чітких класи: червонуваті (наприклад, 5145 Фол) і синьо-сірі (наприклад, 2060 Хірон).

Існує багато теорій, що пояснюють цю різницю в кольорі, але їх можна поділити на дві групи:

• відмінності у кольорі викликані різницею в походженні і/або складі кентавра;
• відмінності у кольорі є результатом різного рівня космічного вивітрювання від радіації і/або кометної активності.

Прикладом об'єктів другої категорії можуть бути кентавр 5145 Фол, червонуватий колір якого може бути зумовлений впливом радіації на найпростіші органічні сполуки, наявні на його поверхні, та кентавр 2060 Хірон, який через наявність на поверхні водяного льоду, періодично проявляє ознаки кометної активності, забарвлюючи поверхню в синьо-сірий колір. Однак, якого-небудь зв'язку між активністю та кольором кентаврів не виявлено, оскільки серед активних кентаврів зустрічаються об'єкти як сіро-синього (2060 Хірон), так і червоного (166P/NEAT) кольору. З іншого боку, колір кентавра 5145 Фол може бути зумовлений тим, що він лише недавно залишив пояс Койпера і тому його поверхня просто не встигла трансформуватися під дією змінених умов середовища.

A. Delsanti та ін. передбачають декілька можливих шляхів таких трансформацій: почервоніння в результаті радіації та почервоніння в результаті зіткнень і дроблення поверхневих порід.

Спектр

Спектри кентаврів зазвичай інтерпретуються неоднозначно, що пов'язано з розмірами частинок на поверхні та іншими факторами. Як і у випадку з кольорами, спостережувані спектри можуть відповідати одразу кільком різним моделям. Тим не менш, вони дозволяють отримати уявлення про склад поверхні. Завдяки спектральним дослідженням у багатьох кентаврів у складі поверхні були виявлені сліди водяного льоду (наприклад, у кентаврів 2060 Хірон, 10199 Харікло та 5145 Фол). Крім водяного льоду у складі цих тіл було виявлено ряд незвичних сполук:

• у Харікло — суміш толінів з аморфним вуглецем;
• у Фола — суміш толінів, сажі, олівіну й метанолового льоду;
• в Окіроя — суміш керогену з олівіном і водяним льодом;
• в Асбола — суміш толінів і аморфного вуглецю.

У випадку Хірона все набагато складніше. Спостережувані спектри змінюються в залежності від періоду спостережень. Сліди водяного льоду були зафіксовані в період низької кометної активності, але зникали в період високої.

Відомі Кентаври

Ім'я	Рік	Відкривач	Період напіврозпаду	Класифікація
255576 Амік (Amycus)	2002	Програма відстежування навколоземних астероїдів (Near Earth Asteroid Tracking -NEAT) на Паломар	11.1 Мир	UE
10370 Гілонома (Hylonome)	1995	Обсерваторія Мауна-Кеа	6.3 М-рік	UN
10199 Харікло (Chariklo)	1997	Spacewatch	10.3 М-рік	U
8405 Асболос (Asbolus)	1995	Spacewatch (Джеймс В. Скот)	0.86 М-рік	SN
7066 Несс (Nessus)	1993	Spacewatch (Девід Л. Рабіновіч)	4.9 М-рік	SE
5145 Фолос (Pholus)	1992	Spacewatch (Девід Л. Рабіновіч)	1.28 М-рік	SN
2060 Хірон (Chiron)	1977	Чарльз Т. Коваль	1.03 М-рік	SU

Посилання

• [1] — Список Кентаврів і об'єктів розсіяного диску(англ.)
• [2] — Енциклопедія астробіології, астрономії і космічний політ (англ.)
• [3] Планетоїдні Кентаври — Джерело короткоперіодичних комет? (англ.)

Література

1. Horner, J.; Evans, N.W.; Bailey, M. E. (2004). Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics. Retrieved 2008-09-22.(англ.)
2. «Unusual Minor Planets». Minor Planet Center. Retrieved 2009-03-16.(англ.)
3. «Orbit Classification (Centaur)». JPL Solar System Dynamics. Retrieved 2008-10-13.(англ.)
4. Elliot, J.L.; Kern, Buie, Trilling; et al. (2005). «The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population». The Astronomical Journal 129: 1117—1162. doi:10.1086/427395. Retrieved 2008-09-22.(англ.)
5. B. Gladman, B. Marsden, C. VanLaerhoven (2008). «Nomenclature in the Outer Solar System». In The Solar System Beyond Neptune, ISBN 987-0-8165-2755-7.(англ.)
6. Chaing, Eugene; Buie, Grundy, Holman; et al. (2007). «A Brief History of Transneptunian Space». Protostars and Planets V, B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil (eds.), University of Arizona Press, Tucson: 895—911. Retrieved 2009-05-15.(англ.)
7. «Three clones of Centaur 8405 Asbolus making passes within 450Gm». Retrieved 2009-05-02. (Solex 10)(англ.)
8. Jewitt, David C.; A. Delsanti (2006). «The Solar System Beyond The Planets». Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences. Springer-Praxis Ed.. ISBN 3-540-26056-0. (Preprint version (pdf))(англ.)
9. M. A. Barucci, A. Doressoundiram, and D. P. Cruikshank, «Physical Characteristics of TNOs and Centaurs» (2003), available on the web (accessed 3/20/2008) (англ.)
10. Bauer, J. M., Fernández, Y. R., & Meech, K. J. 2003. «An Optical Survey of the Active Centaur C/NEAT (2001 T4)», Publication of the Astronomical Society of the Pacific", 115, 981 (англ.)
11. N. Peixinho1, A. Doressoundiram1, A. Delsanti, H. Boehnhardt, M. A. Barucci, and I. Belskaya Reopening the TNOs Color Controversy: Centaurs Bimodality and TNOs Unimodality Astronomy and Astrophysics, 410, L29-L32 (2003). Preprint on arXiv (англ.)
12. Hainaut & Delsanti (2002) Color of Minor Bodies in the Outer Solar System Astronomy & Astrophysics, 389, 641 datasource (англ.)
13. A class of Magnesium Iron Silicates (Mg, Fe)2SiO4, common components of igneous rocks. (англ.)
14. «JPL Close-Approach Data: 38P/Stephan-Oterma». 1981-04-04 last obs. Retrieved 2009-05-07. (англ.)
15. Dotto, E; Barucci, M A; De Bergh, C, Colours and composition of the centaurs, Earth, Moon, and Planets, 92, no. 1–4, pp. 157—167. (June 2003) (англ.)
16. Jane X. Luu, David Jewitt and C. A. Trujillo Water Ice on 2060 Chiron and its Implications for Centaurs and Kuiper Belt Objects, The Astrophysical Journal, 531 (2000),L151-L154. Preprint on arXiv.(англ.)
17. Y. R. Fernandez, D. C. Jewitt, S. S. Sheppard Thermal Properties of Centaurs Asbolus and Chiron, The Astronomical Journal, 123 (Feb. 2002),1050–1055. Preprint on arXiv.(англ.)
18. Y-J. Choi, P.R. Weissman, and D. Polishook (60558) 2000 EC_98, IAU Circ., 8656 (Jan. 2006), 2.(англ.)
19. Mazzotta Epifani, E.; Palumbo; Capria; Cremonese;; et al. (2006). «The dust coma of the active Centaur P/2004 A1 (LONEOS): a CO-driven environment?». Astronomy & Astrophysics 460 (3): 935—944. doi:10.1051/0004-6361:20065189. Retrieved 2009-05-08.(англ.)
20. Wan, X.-S; Huang, T.-Y. (2001). «The orbit evolution of 32 plutinos over 100 million year». Astronomy and Astrophysics 368: 700—705. doi:10.1051/0004-6361:20010056. Retrieved 2008-02-21.(англ.)