Objeto transneptuniano

La órbita de cada planeta se ve ligeramente afectada por las influencias gravitacionales de los demás planetas. Las discrepancias a principios del siglo XX entre las órbitas observadas y esperadas de Urano y Neptuno sugirieron que había uno o más planetas adicionales más allá de Neptuno . La búsqueda de estos condujo al descubrimiento de Plutón en febrero  de 1930, que progresivamente se determinó que era demasiado pequeño para explicar las discrepancias. Las estimaciones revisadas de la masa de Neptuno a partir del sobrevuelo de la Voyager 2 en 1989 mostraron que no hay una discrepancia real: el problema fue un error en las expectativas para las órbitas. ^{[ 9 ]} Plutón fue el más fácil de encontrar porque es el más brillante de todos los objetos transneptunianos conocidos. También tiene una menor inclinación con respecto a la eclíptica que la mayoría de los otros grandes TNO, por lo que su posición en el cielo suele estar más cerca de la zona de búsqueda en el disco del Sistema Solar.

Tras el descubrimiento de Plutón, el astrónomo estadounidense Clyde Tombaugh continuó buscando objetos similares durante algunos años, pero no encontró ninguno. Durante mucho tiempo, nadie buscó otros objetos transneptunianos (OTN), ya que se creía generalmente que Plutón, clasificado como planeta hasta agosto de 2006, era el único objeto importante más allá de Neptuno. Solo después del descubrimiento en 1992 de un segundo OTN, 15760 Albion , comenzaron las búsquedas sistemáticas de otros objetos de este tipo. Se fotografió una amplia franja del cielo alrededor de la eclíptica y se analizó digitalmente en busca de objetos de movimiento lento. Se encontraron cientos de OTN, con diámetros que oscilaban entre los 50 y los 2500 kilómetros. Eris , el OTN más masivo conocido, fue descubierto en 2005, reavivando una larga disputa dentro de la comunidad científica sobre la clasificación de los OTN grandes y si objetos como Plutón pueden considerarse planetas. En 2006, Plutón y Eris fueron clasificados como planetas enanos por la Unión Astronómica Internacional .

El cinturón de Edgeworth - Kuiper contiene objetos con una distancia promedio al Sol de 30 a aproximadamente 55  UA, que generalmente tienen órbitas casi circulares con una pequeña inclinación de la eclíptica . Los objetos del cinturón de Edgeworth - Kuiper se clasifican además en objetos transneptunianos resonantes que están atrapados en una resonancia orbital con Neptuno , y los objetos clásicos del cinturón de Kuiper , también llamados "cubewanos", que no tienen dicha resonancia, moviéndose en órbitas casi circulares, sin ser perturbados por Neptuno. Hay un gran número de subgrupos resonantes, siendo los más grandes los twotinos (resonancia 1:2) y los plutinos (resonancia 2:3), llamados así por su miembro más prominente, Plutón . Los miembros del cinturón clásico de Edgeworth - Kuiper incluyen 15760 Albion , Quaoar y Makemake .

Otra subclase de objetos del cinturón de Kuiper son los llamados objetos dispersores (OS). Estos son objetos no resonantes que se acercan lo suficiente a Neptuno como para que sus órbitas cambien de vez en cuando (como provocando cambios en el semieje mayor de al menos 1,5 UA en 10 millones de años) y, por lo tanto, experimentan dispersión gravitacional . Los objetos dispersores son más fáciles de detectar que otros objetos transneptunianos del mismo tamaño porque se acercan más a la Tierra, algunos con perihelios alrededor de 20 UA. Se conocen varios con magnitud absoluta en banda g inferior a 9, lo que significa que el diámetro estimado es superior a 100 km. Se estima que hay entre 240 000 y 830 000 objetos dispersores mayores que magnitud absoluta en banda r 12, lo que corresponde a diámetros mayores de unos 18 km. Se postula que los objetos dispersores son la fuente de los llamados cometas de la familia de Júpiter (JFC), que tienen períodos de menos de 20 años. ^{[ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]}  

El disco disperso contiene objetos más alejados del Sol, con órbitas muy excéntricas e inclinadas. Estas órbitas no son resonantes y no cruzan órbitas planetarias. Un ejemplo típico es el TNO más masivo conocido, Eris . Basándose en el parámetro de Tisserand relativo a Neptuno (T _N ), los objetos en el disco disperso pueden dividirse además en los objetos típicos del disco disperso (SDO, Scattered-near) con un T _N menor que 3, y en los objetos separados (ESDO, Scattered-extended) con un T _N mayor que 3. Además, los objetos separados tienen una excentricidad promedio en el tiempo mayor que 0,2 ^{[ 13 ]} Los sednoides son un subgrupo extremo más de los objetos separados con perihelios tan distantes que se confirma que sus órbitas no pueden explicarse por perturbaciones de los planetas gigantes , ^{[ 14 ]} ni por interacción con las mareas galácticas . ^{[ 15 ]} Sin embargo, una estrella que pasaba podría haberlos movido en su órbita. ^{[ 16 ]}

Los índices de color son medidas simples de las diferencias en la magnitud aparente de un objeto visto a través de filtros azules (B), visibles (V), es decir, verde-amarillos, y rojos (R). ^{[ 18 ]} Se han estudiado correlaciones entre los colores y las características orbitales para confirmar teorías de diferente origen de las distintas clases dinámicas:

• Los objetos clásicos del cinturón de Kuiper (cubewanos) parecen estar compuestos por dos poblaciones de colores diferentes: la denominada población fría (inclinación <5°), que muestra solo colores rojos, y la denominada población caliente (mayor inclinación), que muestra toda la gama de colores desde el azul hasta el rojo intenso. ^{[ 19 ]} Un análisis reciente basado en los datos del Deep Ecliptic Survey confirma esta diferencia de color entre los objetos de baja inclinación (denominados Núcleo ) y los de alta inclinación (denominados Halo ). Los colores rojos de los objetos del Núcleo, junto con sus órbitas no perturbadas, sugieren que estos objetos podrían ser una reliquia de la población original del cinturón. ^{[ 20 ]}
• Los objetos discoidales dispersos muestran similitudes de color con objetos clásicos calientes, lo que apunta a un origen común.

Si bien los cuerpos relativamente más tenues, así como la población en su conjunto, son rojizos (V−I = 0,3–0,6), los objetos más grandes suelen tener un color más neutro (índice infrarrojo V−I < 0,2). Esta distinción sugiere que la superficie de los cuerpos más grandes está cubierta de hielo, ocultando las áreas más rojizas y oscuras que se encuentran debajo. ^{[ 21 ]}

Entre los TNO, como entre los centauros , hay una amplia gama de colores desde el azul grisáceo (neutro) hasta el rojo intenso, pero a diferencia de los centauros, que se agrupan bimodalmente en centauros grises y rojos, la distribución para los TNO parece ser uniforme. ^{[ 17 ]} La amplia gama de espectros difiere en reflectividad en el rojo visible y el infrarrojo cercano. Los objetos neutros presentan un espectro plano, reflejando tanto rojo e infrarrojo como espectro visible. ^{[ 23 ]} Los objetos muy rojos presentan una pendiente pronunciada, reflejando mucho más en rojo e infrarrojo. Un intento reciente de clasificación (común con los centauros) utiliza el total de cuatro clases desde BB (azul o color neutro, promedio B−V = 0,70, V−R = 0,39, p. ej. Orcus ) hasta RR (muy rojo, B−V = 1,08, V−R = 0,71, p. ej. Sedna ) con BR e IR como clases intermedias. BR (azul-rojo intermedio) e IR (rojo moderado) difieren principalmente en las bandas infrarrojas I, J y H.

Los modelos típicos de la superficie incluyen hielo de agua, carbono amorfo , silicatos y macromoléculas orgánicas, llamadas tolinas , creadas por radiación intensa. Se utilizan cuatro tolinas principales para ajustar la pendiente enrojecida:

• Se cree que la tolina de titanio se produce a partir de una mezcla de 90% N ₂ (nitrógeno) y 10% CH ₄ (metano).
• Tritón tolina, como la anterior pero con un contenido de metano muy bajo (0,1%).
• (etano) Hielo tolina I, que se cree que se produce a partir de una mezcla de 86% H ₂ O y 14% C ₂ H ₆ ( etano )
• (metanol) Hielo tolina II, 80% H₂O _{, 16} % CH₃OH ₍ metanol ) y 3% CO₂

Como ilustración de las dos clases extremas BB y RR, se han sugerido las siguientes composiciones.

• Para Sedna (RR rojo muy intenso): 24% de tritón, 7% de carbono, 10% de N₂ _, 26% de metanol y 33% de metano.
• Para Orcus (BB, gris/azul): 85 % de carbono amorfo, +4 % de tolina de titanio y 11 % de hielo de _{H₂O .}

Observaciones recientes realizadas con el Telescopio Espacial James Webb (JWST), y en particular su alta sensibilidad con el instrumento NIRSpec en el rango de 0,7 a 5,3 μm, han dado lugar a una nueva clasificación espectral para los objetos transneptunianos (TNO). Esta clasificación se basa en el programa DiSCo ( Discovering the Surface Composition of TNOs Large) y, por primera vez, incorpora no solo perfiles espectrales, sino también su relación con la composición superficial de los TNO. Además del descubrimiento de especies que no se habían detectado antes, los hallazgos más significativos del estudio espectral de los TNO con Webb son la prevalencia de CO₂ _en la superficie de los TNO, independientemente del tamaño, el albedo y el color, y la ausencia de hielo de agua, presente claramente solo en el 20 % de la muestra. ^{[ 24 ]}

Las clases compositivas de DiSCo ^{[ 24 ]} muestran tres grupos distintos:

• Tipo cuenco : la única clase con características de absorción claras de hielo de agua en todo el rango espectral NIRSPEC, acompañada de silicatos y algo de dióxido de carbono (CO₂ ₎ . Debido a la alta presencia de material refractario en la superficie, estos objetos muestran el albedo geométrico más bajo de la población. ^{[ 24 ]}
• Doble inmersión : objetos rojizos en el visible con espectros dominados por CO₂ ₍ incluido el isótopo ^¹³CO₂ ₎ y monóxido de carbono (CO) . El componente superficial no helado probablemente está dominado por tolinas con absorciones de estiramiento alifático a 3,2 - 3,5 μm. ^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]}
• Acantilado : los objetos más rojos por debajo de 1,2 μm, con superficies químicamente evolucionadas dominadas por metanol , CO₂ _, CO y subproductos de irradiación de metanol que contienen grupos −OH, −CH y −NH. ^{[ 27 ]} Estos espectros también muestran bandas complejas adicionales, probablemente asociadas con OCN⁻ ^y OCS.

La distribución de estos grupos no muestra una relación clara con parámetros físicos o clase dinámica, excepto por el color en el visible y el hecho de que todos los TNO clásicos fríos pertenecen a la clase Cliff. ^{[ 24 ]} Estos tres grupos también se reproducen, con algunas diferencias, en centauros ^{[ 28 ]} (incluidos los activos como Quirón ), ^{[ 29 ]} en troyanos de Neptuno , ^{[ 30 ]} y en ETNO , ^{[ 31 ]} lo que los convierte en una referencia útil para cuerpos helados en todo el Sistema Solar . También se han observado similitudes con los espectros de discos de escombros . ^{[ 32 ]}

Como era de esperar dadas sus composiciones peculiares, los planetas enanos Eris y Makemake ^{[ 33 ]} no pertenecen a ninguno de estos grupos. Lo mismo ocurre con  los candidatos a planetas enanos grandes (~1000 km) como Quaoar , Gonggong y Sedna , que muestran perfiles espectrales distintivos con productos de irradiación de metano. ^{[ 34 ]}

Típicamente, los objetos grandes (brillantes) suelen estar en órbitas inclinadas, mientras que el plano invariable contiene principalmente objetos pequeños y tenues en el cinturón clásico frío. ^{[ 21 ]}

Es difícil estimar el diámetro de los objetos transneptunianos (OTN). Para objetos muy grandes, con elementos orbitales muy bien conocidos (como Plutón), los diámetros se pueden medir con precisión mediante la ocultación de estrellas. Para otros OTN grandes, los diámetros se pueden estimar mediante mediciones térmicas . Se conoce la intensidad de la luz que ilumina el objeto (a partir de su distancia al Sol), y se supone que la mayor parte de su superficie está en equilibrio térmico (una suposición generalmente válida para un cuerpo sin atmósfera). Con un albedo conocido , es posible estimar la temperatura superficial y, por consiguiente, la intensidad de la radiación térmica. Además, si se conoce el tamaño del objeto, es posible predecir tanto la cantidad de luz visible como la radiación térmica emitida que llega a la Tierra. Un factor simplificador es que el Sol emite casi toda su energía en luz visible y en frecuencias cercanas, mientras que a las bajas temperaturas de los OTN, la radiación térmica se emite en longitudes de onda completamente diferentes (el infrarrojo lejano).

Por lo tanto, existen dos incógnitas (albedo y tamaño), que pueden determinarse mediante dos mediciones independientes (de la cantidad de luz reflejada y la radiación infrarroja emitida). Los TNO están tan lejos del Sol que son muy fríos, produciendo así radiación de cuerpo negro con una longitud de onda de alrededor de 60 micrómetros . Esta longitud de onda de luz es imposible de observar desde la superficie terrestre, pero puede observarse desde el espacio utilizando, por ejemplo, el Telescopio Espacial Spitzer . Para las observaciones terrestres, los astrónomos observan la cola de la radiación de cuerpo negro en el infrarrojo lejano. Esta radiación infrarroja lejana es tan tenue que el método térmico solo es aplicable a los KBO más grandes. Para la mayoría de los objetos (pequeños), el diámetro se estima asumiendo un albedo. Sin embargo, los albedos encontrados varían de 0,50 a 0,05, lo que resulta en un rango de tamaño de 1200 a 3700 km para un objeto de magnitud 1,0. ^{[ 35 ]}