Седна (лат. Sedna; символ: ) — транснептуновий об'єкт, що є найвіддаленішою від Сонця можливою карликовою планетою. Отримала назву на честь ескімоської богині морських тварин Седни. Спектроскопічний аналіз засвідчив, що її поверхня є сумішшю твердих льодів води, вуглекислого газу та етану, а також осадових відкладень метанового походження — червонуватих толінів. Такий хімічний склад подібний до поверхонь інших транснептунових об’єктів. Седна, ймовірно, не має суттєвої атмосфери. З огляду на наявні похибки вимірювань, вона поділяє з Церерою в поясі астероїдів статус найбільшої карликової планети, для якої не виявлено супутників. Через відсутність відомих супутників маса й густина Седни залишаються невизначеними.
| Відкриття | |
|---|---|
| Відкривач | Майкл Браун, Чедвік Трухільйо, Девід Рабіновіц |
| Місце відкриття | Паломарська обсерваторія |
| Дата відкриття | 14 листопада 2003 |
| Позначення | |
| Позначення | 90377 |
| Названа на честь | Седна |
| Тимчасові позначення | 2003 VB12 |
| Категорія малої планети | Транснептуновий об'єкт |
| Орбітальні характеристики | |
| Епоха 14 березня 2012 (2456000.5 JD) | |
| Велика піввісь | 541 ± 2 а. о. |
| Перигелій | 76,31 а. о. (11 млрд км) |
| Афелій | 1000 а. о. (150 млрд км) |
| Ексцентриситет | 0,859 |
| Орбітальний період | 12 600 ± 65 р |
| Середня орбітальна швидкість | 1,0332 км/с |
| Середня аномалія | 358,19° |
| Нахил орбіти | 11,928° |
| Довгота висхідного вузла | 144,38° |
| Фізичні характеристики | |
| Розміри | 995 ± 80 км <1600 км |
| Маса | 1,8–4,3 x 1021 кг |
| Середня густина | 2,0 г/см³ (припущення) |
| Прискорення вільного падіння на поверхні | 0,33–0,50 м/с² |
| Друга космічна швидкість | 0,62–0,95 км/с |
| Період обертання | 10,273 год |
| Сонячна доба | 0,42 д (10 год) |
| Температура | ~12 K |
| Спектральний тип | (червоний) B-V=1,24; V-R=0,78 |
| Видима зоряна величина | 21,1 20,5 (Перигелій) |
| Седна у Вікісховищі | |
Седна здійснює один оберт навколо Сонця приблизно за 11 400 років. Її орбіта є однією з найширших відомих у Сонячній системі. Апсид Седни розташований на відстані 937 астрономічних одиниць (а.о.), що приблизно у 19 разів далі, ніж апсид Плутона. Орбіта Седни також є однією з найексцентричніших: ексцентриситет становить 0,85. Станом на лютий 2025 року Седна перебуває на відстані 83,2 астрономічної одиниці (12,4×109 км)* від Сонця, тобто у 2,5 рази далі, ніж Нептун.
Після відкриття Седни була попередньо віднесена до розсіяного диска: групи об’єктів, викинутих на високоексцентричні орбіти під дією гравітаційного впливу Нептуна. Водночас частина астрономів розглядала її як першого відомого представника внутрішньої хмари Оорта, оскільки її перигелій — 76,2 астрономічної одиниці (11,4×109 км)* — є надто далеким, щоб цей об’єкт міг бути розсіяний будь-якою з відомих планет. Згодом Седна стала прототипом нового класу об’єктів, що характеризуються дуже витягнутими орбітами з віддаленими перигеліями, — седноїдів. Астроном Майкл Е. Браун, співвідкривач Седни, стверджує, що її незвична орбіта може містити ключову інформацію про ранню еволюцію Сонячної системи. Імовірно, Седна могла бути виведена на свою орбіту внаслідок тісного гравітаційного зближення з гіпотетичною Планетою Дев’ять.
Відкриття
Седна (попереднє позначення — 2003 VB12) була відкрита 14 листопада 2003 року Майклом Брауном (Каліфорнійський технологічний інститут), Чадом Трухільйо (Обсерваторія Джеміні) та Девідом Рабіновіцем (Єльський університет). Це відкриття стало частиною оглядової програми, започаткованої у 2001 році на телескопі Самуеля Ошина в паломарській обсерваторії поблизу Сан-Дієго, де використовувалася 160-мегапіксельна камера Palomar Quest, створена в Єлі.
Того дня було зафіксовано, що об’єкт змістився на 4,6 кутових секунд відносно зоряного фону за 3,1 години, що вказувало на його приблизну відстань близько 100 а.о. Подальші спостереження в листопаді–грудні 2003 року проводилися за допомогою телескопів SMARTS у Чилі, Tenagra IV в Аризоні та обсерваторії Кека на Мауна-Кеа, Гаваї. У поєднанні з передвиявленими спостереженнями, отриманими в серпні 2003 року на телескопі Ошина, а також даними програми спостереження за навколоземними астероїдами за 2001–2002 роки, це дало змогу точно визначити орбіту об’єкта.
Розрахунки показали, що Седна рухається по дуже витягнутій і віддаленій орбіті та перебувала на момент спостережень на відстані 90,3 а.о. від Сонця. Згодом у цифровому огляді неба Паломар було знайдено додаткові передвиявлені зображення, що датуються 25 вересня 1990 року.
Характеристики орбіти
Седна має найдовший орбітальний період серед усіх відомих об’єктів у Сонячній системі її розміру або більших: приблизно 11 400 років. Її орбіта є надзвичайно ексцентричною: афелій становить близько 937 астрономічних одиниць (а.о.), а перигелій — 76,19 а.о. Поблизу афелію Седна належить до найхолодніших ділянок Сонячної системи, розташованих далеко за межами фронту термінації, де температура ніколи не перевищує −240 °C (−400,0 °F) через її велику віддаленість. В афелії Сонце, якщо дивитися з Sedna, є лише особливо яскравою зіркою серед інших на чорному небі, маючи приблизно 45 % яскравості повного Місяця, як його видно з Землі. Її перигелій був найбільшим серед усіх відомих об’єктів Сонячної системи до відкриття седноїда 2012 VP113. На афелії Седна рухається навколо Сонця зі швидкістю лише 377 м/с, що становить 1,3 % середньої орбітальної швидкості Землі.
Коли Седна була вперше відкрита, вона перебувала на відстані 89,6 а.о. від Сонця, наближаючись до перигелію, і була на той час найбільш віддаленим об’єктом Сонячної системи, який коли-небудь спостерігали. Згодом цей статус перейшов до Ериди, яку виявив той самий огляд поблизу її афелію на відстані 97 а.о. Оскільки станом на 2024 рік Седна перебуває поблизу перигелію, Ерида і Гонггонг знаходяться далі від Сонця: на 96 а.о. та 89 а.о. відповідно, ніж Седна на 84 а.о., попри те що їхні великі півосі коротші, ніж у Седни. Орбіти деяких довгоперіодичних комет пролягають навіть далі, ніж орбіта Седни, але ці комети надто тьмяні, щоб їх можна було виявити, окрім періоду їх наближення до перигелію у внутрішню частину Сонячної системи. У міру того як Седна наближатиметься до свого перигелію приблизно в середині 2076 року, Сонце в її небі виглядатиме лише як дуже яскрава точка, надто віддалена, щоб неозброєне око могло сприймати його як диск.
Коли Седна була вперше відкрита, вважалося, що вона має незвично тривалий період обертання: від 20 до 50 діб. Спочатку припускалося, що її обертання могло бути сповільнене гравітаційним впливом великого подвійного супутника, подібно до того, як супутник Харон впливає на Плутон. Однак пошук такого супутника за допомогою Космічного телескопа Габбла у березні 2004 року не виявив жодних об’єктів. Подальші вимірювання, отримані за допомогою телескопа з MMT, показали, що насправді Седна має значно коротший період обертання: близько 10 годин, що є типовим для тіла такого розміру. Існує також можливість, що її період обертання становить приблизно 18 годин, проте це вважається малоймовірним.
Фізичні характеристики
У видимому світлі Седна має абсолютну зоряну величину близько 1,8 та вирахуване альбедо (відбивну здатність) приблизно 0,41, що дає визначення діаметру у близько 900 км. Під час відкриття вона була найяскравішим об’єктом, виявленим у Сонячній системі з часу відкриття Плутона в 1930 році. У 2004 році відкривачі встановили верхню межу її діаметра на рівні 1 800 км; після спостережень Космічним телескопом Спітцер цю оцінку в 2007 році зменшили до значення у менш ніж 1 600 км. У 2012 році вимірювання, виконані Космічною обсерваторією Гершель, дали діаметр 995 ± 80 км, що зробило б Седну меншою за супутник Плутона Харон. У 2013 році та сама група повторно проаналізувала теплові дані Седни з використанням удосконаленої термофізичної моделі й одержала узгоджене значення 906+314
−258 км , що вказує на те, що початкова підгонка моделі була надто точною. Австралійські спостереження зоряного покриття Седни в 2013 році дали подібні оцінки її розміру, визначивши хордові довжини у 1025±135 км та 1305±565 км. Розміри цього об’єкта свідчать про можливість диференціації його внутрішньої структури, наявність підповерхневого рідкого океану та потенційну геологічну активність.
Седна не має відомих супутників, тому її масу наразі неможливо визначити без відправлення космічного апарата або, можливо, без виявлення поблизу об’єкта, на який гравітаційно впливає ця карликова планета. Вона є найбільшим транснептуновим об’єктом, що обертається навколо Сонця, у якого не виявлено природних супутників. Станом на 2024 рік спостереження, проведені космічним телескопом Габбл у 2004 році, залишаються єдиною опублікованою спробою знайти супутник, і не виключено, що його можна було не помітити через засвічення від самої Седни.
Спостереження, отримані за допомогою телескопа SMARTS, показують, що у видимому діапазоні Седна є одним із найчервоніших об’єктів Сонячної системи; вона є майже такою ж червоною, як Марс. Її виразний червоний спектральний нахил свідчить про високу концентрацію органічних речовин на поверхні. Чад Трухільйо та його колеги припускають, що темно-червоне забарвлення Седни зумовлене значним поверхневим шаром вуглеводневих полімерів, так званих толінів. Толіни — це червонувата, аморфна та гетерогенна органічна суміш, яка, за гіпотезою, утворилася зі простіших органічних сполук унаслідок мільярдів років опромінення ультрафіолетом, міжзоряними частинками та впливу інших екстремальних умов під час зближень Седни із Сонцем або її можливих переходів через міжзоряний простір. Поверхня об’єкта єоднорідною за кольором і спектром; ймовірно, це пов’язано з тим, що Седна, на відміну від об’єктів, розташованих ближче до Сонця, рідко зазнає зіткнень з іншими тілами, які могли б оголювати світліші ділянки свіжого крижаного матеріалу, подібні до тих, що спостерігаються на 8405 Асболос. Седна та ще два дуже далекі об’єкти, а саме (308933) 2006 SQ372 і (87269) 2000 OO67, мають схоже забарвлення з об’єктами зовнішньої частини класичного поясу Койпера та з кентавром 5145 Фолусом, що вказує на ймовірно спільний регіон походження.
Трухільйо та його колеги встановили верхні межі вмісту речовин на поверхні Седни: до 60% для метанового льоду та до 70% для водяного льоду. Наявність метану додатково підтверджує присутність толінів на поверхні Седни, оскільки метан належить до органічних сполук, здатних утворювати толіни. Баруччі з колегами порівняли спектр Седни зі спектром Тритона і виявили слабкі лінії поглинання, що відповідають метановому та азотному льоду. На основі цих даних вони запропонували таку модель поверхневого складу: 24% толінів тритонового типу, 7% аморфного вуглецю, 10% азотних льодів, 26% метанолу та 33% метану. Наявність метанового та водяного льоду була підтверджена 2006 року середньоінфрачервоною фотометрією космічного телескопа «Спітцер». Дуже великий телескоп Європейської південної обсерваторії (ЄПО) за допомогою приблизно-інфрачервоного спектрометра SINFONI також зафіксував ознаки толінів і водяного льоду на поверхні.
У 2022 році спектроскопічні спостереження з низькою роздільною здатністю в ближньому інфрачервоному діапазоні (0,7–5 мкм), отримані космічним телескопом Джеймса Вебба (JWST), засвідчили наявність значних кількостей етанового льоду (C₂H₆) та складних органічних речовин на поверхні Седни. У спектрах JWST також виявлено сліди невеликих кількостей етилену (C₂H₄), ацетилену (C₂H₂) і, ймовірно, вуглекислого газу (CO₂). Водночас було знайдено дуже мало ознак існування метану (CH₄) та азотних льодів, що суперечить попереднім спостереженням.
Можлива присутність азоту на поверхні Седни свідчить про те, що принаймні протягом короткого проміжку часу вона може мати розріджену атмосферу. Під час приблизно 200-річного відрізка її орбіти поблизу перигелію максимальна температура на поверхні Седни має перевищувати 35,6 К (−237,6 °C), тобто температуру переходу між альфа-фазою твердого N2 та бета-фазою, яку спостерігають на Тритоні. За температури 38 К тиск насиченої пари азоту становив би близько 14 мікробар (1.4 Па). Слабкі смуги поглинання метану вказують, що метан на поверхні Седни є давнім, а не нещодавно осілим. Це свідчить, що поверхня Седни ніколи не нагрівається достатньо, щоб метан міг випаровуватися, а потім знову випадати у вигляді снігу — процес, який відбувається на Тритоні й, ймовірно, на Плутоні.
Походження
Браун і його команда віддавали перевагу гіпотезі, згідно з якою Седну було піднято на її поточну орбіту зорею зі скупчення, у якому народилося Сонце. Вони зазначали, що афелій Седни, близько 1000 а.о., є відносно малим порівняно з афеліями довгоперіодичних комет і недостатньо далеким, щоб на нього могли впливати зорі, що проходять повз, на їхніх нинішніх відстанях від Сонця. Дослідники припускають, що орбіту Седни найкраще пояснює формування Сонця у відкритому зоряному скупченні з кількох зір, яке поступово розпалося б з часом. Цю гіпотезу також висували Алессандро Морбіделлі та Скотт Джей Кеньйон. Комп’ютерні моделі Хуліо А. Фернандеса та Адріана Бруніни свідчать, що численні тісні проходження молодих зір у такому скупченні могли б перевести багато об’єктів на орбіти, подібні до орбіти Седни. Дослідження Морбіделлі та Левісона показало, що найбільш ймовірним поясненням орбіти Седни є її збурення під час близького (приблизно 800 а.о.) проходження іншої зорі в перші приблизно 100 мільйонів років існування Сонячної системи.
Гіпотеза транснептунової планети була висунута в кількох модифікаціях низкою астрономів, зокрема Родні Гомесом і Патріком Ликавкою. Один зі сценаріїв передбачає, що орбіта Седни могла бути збурена гіпотетичним планетоподібним тілом у внутрішній хмарі Оорта. У 2006 році моделювання показало, що орбітальні характеристики Седни можуть бути пояснені збуреннями від об’єкта масою Юпітера (MJ) на відстані 5000 а.о. (або меншій), об’єкта масою Нептуна на 2000 а.о. чи навіть об’єкта масою Землі на 1000 а.о. Комп’ютерні моделі Патріка Ликавки припускають, що орбіта Седни могла бути спричинена тілом приблизно земного розміру, яке було викинуте назовні Нептуном на ранніх етапах формування Сонячної системи й нині перебуває на витягнутій орбіті між 80 і 170 а.о. від Сонця. Оглядові програми Брауна не виявили жодних об’єктів земного розміру на відстанях до приблизно 100 а.о. Не виключено, що таке тіло могло бути розсіяне за межі Сонячної системи після формування внутрішньої хмари Оорта.
Класифікація
Першовідкривачі Седни стверджують, що вона є першим виявленим об'єктом хмари Оорта, оскільки її афелій істотно далі, ніж у відомих об'єктів поясу Койпера.
Інші дослідники включають її до поясу Койпера й вважають, що його зовнішня межа ширша, ніж припускалося. Існує гіпотеза, що орбіта Седни була відхилена проходженням поблизу Сонця іншої зорі.
Відкриття Седни пожвавило дискусію про те, які об'єкти Сонячної системи можна вважати планетами. Відомий фантаст і популяризатор науки Айзек Азімов запропонував термін «мезопланети» для об'єктів менших за Меркурій, але більших за Цереру.
Дослідження
Седна досягне перигелію приблизно в 2075–2076 роках. Наближення до Сонця дасть вченим можливість для більш докладного її вивчення (наступного наближення доведеться чекати близько 12 000 років). Хоча Седну внесено до списку досліджень сонячної системи НАСА, однак станом на 2010 рік ніяких місій до неї не планувалося.
Див. також
- Транснептуновий об'єкт
- Пояс Койпера
- Хмара Оорта
- Планетоїд
- V774104
вікіпедія, вікі, енциклопедія, книга, бібліотека, стаття, читати, безкоштовне завантаження, Інформація про 90377 Седна, Що таке 90377 Седна? Що означає 90377 Седна?