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柯伊伯带和太阳系的彗星盘
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Brett Gladman 文 Shea 译 |
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我们的行星系统有一个由小行星和彗星所组成的小天体盘，它们是形成行星的原始星子的遗迹。一旦形成，行星就会驱散剩下的绝大部分小天体。在海王星之外，这一过程留下了柯伊伯带，造就了奥尔特云，并且将彗星放置到一些可以识别的结构中去。在这些结构中的轨道预示多种不同的物理机制塑造了外太阳系的彗星盘，它同时也告诉我们巨行星是怎样形成的。最近的研究显示，散射盘是短周期彗星最有可能的发源地。另外，越来越多的证据表明柯伊伯带的形成与大行星的大尺度迁移、盘中其他行星的存在，和/或太阳诞生的星团中其他恒星近距离飞掠有关。 现在，恒星周围吸积盘的普遍存在已经被当成是恒星形成的一个自然部分。在形成中的原恒星附近，盘中聚集的气体和尘埃会吸积形成行星和小天体。由于这一过程并非100%的有效，在行星形成之后会留下大量的小天体；太阳周围小天体的分布为行星的吸积过程提供了线索。在我们太阳系中，柯伊伯带和其他彗星结构体为我们提供了有关在巨行星形成的最后阶段外太阳系发生了什么的最佳可能也是唯一的线索。 行星形成中的核心问题是什么过程产生了巨行星。对于岩质的类地行星，有关的过程已经相当清楚了。首先是在星云中某个位置根据当地的温度和压力形成几千米大小的星子。然后，星子吸积形成大于1000千米的原行星胚胎，之后它们聚集起来形成现在的行星。在木星轨道以内，这一过程留下了许多小天体；由未被使用的星子组成了稀薄的小行星带，它的质量只有这一区域原始质量的大约0.1-1%。由于有大量的观测来限制它，因此类地行星形成的星子模型没有竞争对手。 与之形成对比，对于巨行星的形成有两种截然不同的模型。尽管巨行星形成于盘状太阳星云局部的大尺度引力不稳定性在理论上很有吸引力，但是这一模型需要一个大质量而且均匀的吸积盘，另外在不稳定性出现之前还要等上非常长的时间（以便1000千米的类冥王星天体和最大的海王星外天体能够形成）。与之竞争的模型认为巨行星形成于大约10个地球质量的固体冰质核心，之后它们会吸积几个地球质量的气体形成天王星和海王星，或者是60-300个地球质量的气体形成土星和木星；核心吸积模型所有的过程必须按部就班地一一进行，但是在行星形成的晚期会有一些问题。对于太阳系外行星的研究提供了一些新的见解，但是解释依然十分复杂，因为太阳系外大质量行星所经历的过程可能和太阳系的完全不同。引力不稳定性极其后的迁移可以很好的解释所谓高温类木行星的形成，但是我们太阳系可能要用核心吸积来解释至少一部分巨行星的形成。 由于行星随后的演化以及观测上的困难，因此很难对巨行星的形成施加限制。但是，外太阳系小天体的轨道分布是由形成中的巨行星的引力作用所造成的。研究这些轨道分布将告诉我们什么过程形成了行星以及哪些机制塑造了外太阳系。  尽管大多数人对距离太阳小于2个天文单位、有着几千米大小的冰质核心以及长长的尾巴的活跃彗星非常熟悉，但是这类彗星的寿命是极为短暂的，不是被木星散射出太阳系，就是由于表面冰层的减少而看上去更像是一颗小行星。活跃彗星和更为遥远的半人马群（穿越巨行星轨道但还未曾接近太阳的彗星状天体）都是临时群体的一员，它们必定有一个更为遥远的源头。虽然从活跃彗星的轨道性质可以推测出柯伊伯带和奥尔特云的存在，但是我们现在也只能从观测上直接研究前者，而无法进一步讨论过渡群体。 在海王星30天文单位的圆轨道以外，我们发现了第一个彗星源头——柯伊伯带。太阳系残留小天体盘的这一部分由主带、散射盘和延伸散射盘组成。它们被统称为“海王星外天体”，尽管对它们不同群体的边界目前还只有一个松散的限定。 主带的轨道为轨道半长径在35-56个天文单位之间的近圆轨道，其中一些与海王星存在平运动共振。这一区域已经大部分被清空，鉴于观测到的直径1000千米的天体，它包含了大约0.1-1%的原始物质。轨道的大偏心率和大倾角表明其他过程必定影响了主带，使得物质被驱散并且带来了随机速度。主带轨道倾角的分布显示，一个小倾角的群体镶嵌在一个大倾角天体所组成的环内，目前还没有令人信服的模型可以解释这一结果。这一“二分”结构可能和天体的颜色有关，主带中小轨道偏心率、小轨道倾角的群体在可见光中显得更红。它们几乎都处于与海王星发生2:1平运动共振的位置上，可以由海王星向外太阳系迁移来解释。 散射盘由具有大偏心率、大轨道半长径的天体组成，它们的近日距在海王星附近从30-38天文单位不等。由于这些天体的远日点可以达到100-3000天文单位，它们只有在近日点附近的一小段轨道上才能被观测到。它们可能是原先形成于巨行星间的柯伊伯带彗星或者星子，之后被散射到了海王星之外的长周期但却不稳定的轨道上。尽管会有一些柯伊伯带的天体加入其中，但是它们会慢慢地由于海王星的作用而被清空。虽然目前的数量已经减少到了40亿年前的大约1%，但是散射盘仍是最重要的活跃彗星发源地。 延伸散射盘天体也具有大轨道半长径和大轨道偏心率，但是它们的近日距都大于38天文单位（近日距的大小也部分和轨道半长径有关）。这些天体在太阳系年龄的时标上是高度稳定的，因为他们不会被与海王星的密近会合散射出太阳系，但是它们也同样不可能是由于引力交会而产生的。 在柯伊伯带之外是奥尔特云，一个具有多重结构的彗星发源地，其中的彗星是从行星区域被抛射出来的，达到了几千或者上万天文单位的地方，之后它们的近日距就会增加。这一近日距的增加可能是由于银河系的引力潮汐作用或者是太阳所形成的星团中恒星会合所造成的。由于太阳附近恒星密度的降低，后者的作用已经非常微弱，但是反会合过程可以使得恒星或者巨分子云返还彗星进入行星系统，并且使彗星进入活跃状态。这一过程也只有在奥尔特云外部才比较有效，那里由恒星飞掠导致的速度改变相对彗星的轨道速度足够大，使得它的轨道角动量可以几乎降到零，进而使它进入一条可以深入到太阳附近几个天文单位的轨道。与之形成对比的是，内奥尔特云（轨道半长径在2000-20000天文单位）结合得很紧密，这一机制无法有效地作用；因此通过直接的方法（由于其中彗星太暗而无法被看到）和间接方法（由于其中的彗星轨道很难受到扰动而改变）都无法探测到内奥尔特云。 尽管柯伊伯带最初被认为是海王星轨道以外的星子残留带（类似火星和木星之间的小行星带），但现在我们意识到散射盘和延伸散射盘可能拥有比主带更多的天体。在太阳系年龄的时间尺度上，两个散射盘中天体的形成与消失由其附近的大质量天体所决定。 主带形成及其后散射盘形成的稻草人模型认为，巨行星形成于它们目前所在的位置，从木星到海王星之外有一个星子盘。这些星子的轨道会受到来自巨行星的弱引力扰动，最终当它们一旦穿越行星的轨道就会受到一系列强引力散射作用；这些星子要么被向外散射进入散射盘，要么就是因为引力相互作用过强而被抛射出太阳系。一些散射盘天体的远日距非常大（大于2000天文单位），外部作用（例如恒星飞掠或者银河系的潮汐作用）会使得它们进入奥尔特云；其中一些会以（各向同性）的奥尔特云彗星回归。 由于与海王星的密近会合会大幅度增加半长径（要么达到奥尔特云，要么被抛出太阳系），因此散射盘天体是不稳定的，同时引力交会也会把它们推入行星区域，在那里其他行星也会大幅度的改变它们的轨道。这些被推入的、半长径小于30天文单位的小天体被称为半人马群，虽然其中有一些可能重新回到散射盘，但是绝大多数在几千万年后由于和木星或者土星的密近交会而被散射出太阳系，而其中一小部分则会成为木星族彗星。事实上，散射盘极有可能是木星族彗星在太阳系中渡过它们绝大部分时间的地方；散射盘的清除率较主带而言要高得多。就在它们形成之后，巨行星会散射掉近万亿个散射盘中的彗星状星子。在这一最初阶段之后，散射盘中天体的数量会随着时间减少，因此在稻草人模型中，太阳系早期小天体的数量是最多的，之后会单调减少。目前的数量大约是40亿年前的1%，按照合理假设，目前对散射盘的补给是非常微小的。  在巨行星达到现有质量期间，主柯伊伯带已经基本上被清空了，它损失了超过99%的质量，而且它的轨道分布也出现了大偏心率和高倾角的情况。这一时标可能最多也只有几亿年而且也许会短得多。最初散射盘的形成也在同时进行。而内、外奥尔特云的形成可能要花更长的时间；潮汐作用的时标与太阳系年龄相当，但是由于早期恒星飞掠导致的近日距增加到奥尔特云则可能在最初的几亿年中发生。 以上提到的稻草人模型缺少了几个关键环节。主带的质量损失和轨道激发不能简单地通过四颗巨行星的引力摄动实现。另外，主带存在着复杂的轨道倾角二元分布、被平运动共振俘获的天体，以及在48天文单位处面密度的急剧下降。散射盘的轨道分布与巨行星散射的结果相吻合，但是延伸散射盘则无法通过稻草人模型有效地形成。 在与一颗行星发生引力交会之后，小天体会进入一条开普勒轨道，它的近日距不可能大于轨道发生改变的位置的距离。因此近日距很难会超过38-40天文单位。所以散射盘虽然可以有很大的轨道半长径也可以延伸到很远的地方，但是它始终是和行星区域联系在一起的；散射盘天体回归时每条轨道的近日距都会小于38个天文单位。散射盘中一些平运动共振区域可以暂时增大天体的近日距，但是在目前的太阳系中这些状态总是临时的。  因此，近日距大于40天文单位、轨道半长径小于2000天文单位的天体无法用稻草人模型来解释，在这个模型中外太阳系由35-50天文单位间的柯伊伯带以及半长径虽大但近日距仍在行星区域的散射盘组成。第一个有利的证据来自一个特殊的天体2000 CR105，跟踪它的轨道之后发现，它的轨道半长径大约是220天文单位（这本身并不令人惊奇），但是近日距却达到了44天文单位。现在又发现了其他几个类似的天体，包括最近的塞德娜，它的轨道半长径超过500天文单位而近日距达到了76天文单位。由于这些天体不可能通过巨行星的反复散射而形成，因此“延伸散射盘”被用来泛指这些近日距大于40天文单位的天体。它们的轨道半长径太小，因此银河系的潮汐作用也无法增大它们的近日距。由于延伸散射盘天体仅仅在其轨道的一小段上才能被观测到（其较弱的反光能力使得它在超过99%的轨道上无法被看到），有人估计这样的直径超过100千米的天体必定超过1百万个，它们的数量比主带或者散射盘都多。与大小分布有关，它们的物质总量可能会大于地球质量。确切的数量估计是很困难的，因为它依赖于未知的轨道分布，特别是近日距的分布，它决定了这些天体是否可以被看到。 三个理论被提出来解释延伸散射盘的形成。第一种模型是平运动共振边界附近缓慢扩散的混沌使得暂时被共振俘获的粒子逃逸进入长周期大近日距轨道。已经证明共振近日点提升无法解释诸如2000 CR105这样天体的轨道，而且它也无法产生如此大量的延伸散射盘天体。因此，需要涉及到太阳系形成时标的演化模型。 第二种理论利用恒星飞掠来改变散射盘天体的轨道。尽管近距离（小于1000天文单位）恒星交会不太可能在最近的几十亿年中发生，但是如果太阳形成在一个星团中，那么这种可能性还是存在的。如果太阳系有足够的时间先形成星子，然后吸积形成巨行星，并且将星子散射入散射盘，之后的近距离恒星飞掠（大约200天文单位）看起来足以提升大部分天体的近日距。而且它也可能会直接形成一批位于50-200天文单位之间的大星子群，之后它们会被散射入椭圆轨道。这一理论最微妙的地方就在于时机的把握：恒星飞掠必须发生的足够晚，以使得大量星子形成并且位于合适的位置以便抬升它们的近日距，而且它也不能发生的太晚而毁坏散射盘和奥尔特云，否则它们便会缺少能够接近太阳的彗星储备。另外，这些模型也把与星子盘交会的相对角度限制在了较小的范围之内，而90度的情况却是最有可能发生的。可以最终形成类似散射盘和延伸散射盘的交会倾角以及碰撞参数还需要进一步的研究。 第三种模型则要求在早期的外太阳系存在一个或者多个如火星、地球大小甚至更大的行星。在核心吸积模型中，大约10-15个地球质量的巨行星核心是由星子形成的，但是行星形成过程并不总是完全有效的。形成这些核心的可能是接近“寡头质量”的地球质量天体，它们形成于外太阳系的最初星子吸积爆发，但是它们最终没有演化成巨行星核。这些失败的行星会受到巨行星的散射，并且改变柯伊伯带最初的轨道分布。早期的模型希望借此激发主带天体的随机轨道速度，并以此清空绝大多数天体，其他的研究则力图在这一框架下解释柯伊伯带的许多特性。虽然其中一些有可能仍然存在于遥远的散射盘或者是延伸散射盘中还没有被发现，但是绝大多数失败的行星还是被抛出了太阳系。最近的研究显示，失败行星理论与观测相矛盾，而恒星飞掠模型可能性更大。其他的研究则显示失败的行星与散射盘的长期作用可以有效地提升近日距。所有这些理论都需要进一步完善。 在过去的5年中对柯伊伯带天体的研究总能带来观测上和理论上的惊喜。只有在天文学的少数几个领域中，望远镜技术（不断完善的探测技术）和计算动力学（不断发展的计算机）能够如此紧密而高效的联系在一起。十年之后，通过对外太阳更完善的巡天以及通过下一代空间望远镜直接观测其他恒星附近的柯伊伯带区域，我们对太阳系小天体盘的认识势必会有长足的进步。 |
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出自：Science
发布日期：2005-01-07
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2001-2009 火流星工作组制作
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