Útstirni

Árið 1930 fann bandaríski stjörnufræðingurinn Clyde Tombaugh Plútó, fyrst útstirna. Eftir uppgötvun Plútós gerðu menn sér grein fyrir að möguleiki væri á að fleiri keimlíkir hnettir fyndust svo utarlega í sólkerfinu. Ekkert gerðist hins vegar í yfir 60 ár eða allt þar til stjörnufræðingar fundu útstirnið (15760) 1992 QB₁ árið 1992. Síðan hafa á annað þúsund útstirni fundist, flest frekar smá en nokkur álíka stór og Plútó. Uppgötvun á næststærsta en efnismesta útstirninu, Eris, varð til þess að Plútó var sviptur reikistjörnutign.

Útstirnin eru flokkuð í hópa eftir fjarlægð þeirra frá sólu. Í milli 30 til 55 stjarnfræðieininga fjarlægð er Kuipersbeltið, enn lengra er svonefnd dreifskífa sem teygir sig yfir 100 stjarnfræðieiningar frá sólinni. Yst er svo líklega að finna Oortsskýið sem nær ef til vill um 100.000 stjarnfræðieiningar, eða eitt til tvö ljósár, út í geiminn.

1. Flokkun

Útsirni í sólkerfinu okkar. Mynd: Wikimedia Commons

Ústirni eru flokkuð eftir einkennum sporbrauta þeirra, þ.e. eftir fjarlægð frá sólu, umferðartíma, brautarhalla og brautarherma. Í grunninn eru hóparnir tveir, Kuipersbeltið og Dreifða skífan sem skiptast einnig í undirflokka.

• Kuipersbeltið samanstendur af þeim útstirnum sem eru næst Neptúnusi eða innan þyngdaráhrifa hans. Kuipersbeltishnettir eru á nærri hringlaga brautum, liggja við sólbauginn og eru í 30 til 50 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólu að meðaltali. Kuipersbeltishnöttum er skipt í tvo flokka: Hermuhnetti og klassíska Kuipershnetti eða cubwanos.

• Hermuhnettir eru í brautarherma með Neptúnusi. Hermuhnettir sem hafa 1:2 brautarherma eru kallaðir tvotínóar en hnettir í 2:3 herma eru kenndir við Plútó og kallast plútínóar.

2. Kuipersbeltið

Þekkt fyrirbæri í Kuipersbeltinu (blá) handan við braut Neptúnusar. Appelsínugulu punktarnir tákna hnetti í dreifðu skífunni, grænu kentára og fjólubláir trójuhnetti Neptúnusar. Mynd: Wikimedia Commons

Kuipersbeltið (e. Kuiper belt), sem stundum er kallað Edgeworth-Kuiper beltið, er kleinuhringslaga svæði handan Neptúnusar í um það bil 30 til 55 stjarnfræðieininga (4,5 til 8 milljarða km) fjarlægð frá sólinni. Kuipersbeltið minnir um margt á smástirnabeltið en er mun stærra, þykkara og inniheldur miklu meira efni. Kuipersbeltið er nefnt eftir hollensk-bandaríska stjörnufræðingum Gerard Kuiper.

Í Kuipersbeltinu eru smáhnettir úr bergi og mismunandi tegundum íss, svo sem vatnsís, metanís, niturís og ammóníakís. Áætlað er að í Kuipersbeltinu séu meira en 100.000 fyrirbæri stærri en 100 km í þvermál. Í því eru þrjár dvergreikistjörnur: Plútó, Hámea og Makemake. Stærsti þekkti hnötturinn er Plútó. Stjörnufræðingar telja að hnettir eins og Tríton, fylgitungl Neptúnusar og Föbe, fylgitungl Satúrnusar, eigi rætur að rekja til Kuipersbeltisins.

Neptúnus hefur haft mikil áhrif á uppbyggingu Kuipersbeltisins. Smám saman hefur þyngdakraftur hans mjakað hnöttum innar eða utar í sólkerfið í dreifðu skífuna eða jafnvel út úr sólkerfinu. Fyrir vikið eru eyður í Kuipersbeltinu sem minna á Kirkwood-eyðurnar í smástirnabeltinu. Í svæðinu í milli 40 og 42 stjarnfræðieininga fjarlægð geta, sem dæmi,e3 engir hnettir verið á stöðugum sporbrautum í lengri tíma.

2.1 Klassíska Kuipersbeltið

Í um það bil 42-48 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólu eru hnettir sem eru milli 2:3 og 1:2 brautarherma með Neptúnusi eru hnettir á fremur stöðugum brautum sem Neptúnus hefur ekki áhrif á. Þetta svæði er kallað klassíska Kuipersbeltið. Í því eru um það bil tveir þriðju af heildarfjölda Kuipersbeltishnatta sem vitað er um.

Hnettir í klassíska Kuipersbeltinu eru líka kallaðir cubewanos eftir (15760) 1992 QB₁, sem var fyrsti útstirnið sem fannst á þessu svæði. Sporbrautir klassískra Kuipersbeltishnatta hafa fremur litla miðskekkju (innan við 0,1) og lágan brautarhalla miðað við sólbauginn (allt að 10°) og skera ekki braut Neptúnusar, ólíkt Plútó. Makemake telst klassískur Kuipersbeltishnöttur.

2.2 Hermuhnettir og plútínóar

Dreifing útstirna í sólkerfinu okkar. Hermuhnettir eru sýndir rauðir en klassískir Kuipersbeltishnettir í bláum lit. Mynd: Wikimedia Commons

Óvænt niðurstaða athugana á útstirnum í Kuipersbeltinu sýnir að mörg þeirra eru í 3:2 brautarherma með Neptúnusi. Það þýðir að þessir hermuhnettir (e. resonant objects) ljúka tveimur hringferðum um sólina á sama tíma og Neptúnus lýkur þremur. Plútó hefur sama brautarherma og því hefur þessi hópur hnatta verið nefndur plútínóar (e. plutinos).

Hafa ber í huga að flokkunin á eingöngu við um brautarherma hnattanna en ekki eðliseinkenni. Hugtakið var eingöngu fundið upp til þess að lýsa smærri hnöttum en Plútó á keimlíkum brautum. Plútó og tungl hans falla í þennan flokk.

Plútínóar mynda innri hluta Kuipersbeltisins og telja fjórðung þekktra Kuipersbeltishnatta. Stærstur hluti plútínóa hafa milli 10 til 25 gráðu brautarhalla sem er tiltölulega lítið miðað við það sem gengur og gerist í þessum hluta sólkerfisins. Miðskekkja allra hnattanna er milli 0,2 til 0,25 sem þýðir að þegar hnettirnir eru næst sólu eru þeir nálægt eða innan við braut Neptúnusar en nærri ytri brún Kuipersbeltisins við sólfirð. Umferðartími þeirra er í kringum 250 ár.

Fyrir utan Plútó sjálfan eru (90482) Orcus, (208996) 2003 AZ₈₄ og (28978) Ixion stærstu þekktu plútínóarnir. Fyrsti plútínóinn fyrir utan Plútó sjálfan, 1993 RO, fannst hinn 16. september 1993.

3. Dreifða skífan

Útstirni í dreifðu skífunni (bláir) upp í 100 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólinni, ásamt hnöttum í Kuipersbeltinu (gráir) og hermuhnettir (grænir). Mynd: Wikimedia Commons

Dreifða skífan (e. scattered disc) er skífulaga svæði í sólkerfinu okkar þar sem útstirni er að finna á víð og dreif. Ústirnin í dreifðu skífunni eru á mjög ílöngum sporbrautum um sólina, stundum með miðskekkja upp í 0,8 og allt að 40° brautarhalla miðað við sólbauginn. Þessir sömu hnettir komast aldrei nær sólinni en sem nemur 30-35 stjarnfræðieiningum (4,5 milljarðar km) og eru meira en 100 stjarnfræðieiningar (15 milljarðar) í burtu frá henni við sólfirrð.

Þessa sérkennilegu sporbrautir má rekja til þyngdaráhrifa frá Neptúnusi. Með tíð og tíma hefur Neptúnus breytt brautum þessara íshnatta og mjakað þeim utar í sólkerfið, eða innar, þar sem þeir verða þá annað hvort kentárar eða jafnvel Júpíter-halastjörnufjölskylda.

Fysti hnötturinn í dreifðu skífunni fannst árið 1996 (1996 TL₆₆). Í dag þekkjum við rúmlega 200 slíka hnetti. Sá stærsti sem vitað er um er dvergreikistjarnan Sedna.

Lengi var talið að skammferðarhalastjörnur ættu rætur að rekja til klassíska Kuipersbeltisins. Hnettir í Kuipersbeltinu eru hins vegar stöðugum sporbrautum, öfugt við hnetti í dreifðu skífunni. Því er talið að skammferðarhalastjörnur eigi rætur að rekja til dreifðu skífunnar.

4. Stakstirni

Stakstirni (grá) skera sig mjög úr hópi útstirna. Hér er dreifing þeirra sýnd eftir fjarlægð frá sólu (AU) og brautarhalla (i). Mynd: Wikimedia Commons

Stakstirni (e. detached objects) er flokkur útstirna sem komast aldrei nógu nálægt sólinni til þess að geta orðið fyrir þyngdaráhrifum frá Neptúnusi. Þessi útstirni virðast þar af leiðandi stök í sólkerfinu og tilheyra engum örðum flokki eða hópi útstirna. Stakstirni eru miklu lengra frá sólinni í sólnánd en Neptúnus. Þau hafa gjarnan mjög ílangar sporbrautir sem færir þau jafnvel nokkur hundruð stjarnfræðieiningar frá sólinni í sólfirrð. 

Stjörnufræðingar eins og Michael Brown við Caltech háskóla vilja meina að stakstirni séu hnettir í innri hluta Oortsskýsins. Þeir eru of langt í burtu til þess að þyngdarkraftur Neptúnusar geti haft áhrif á brautir þeirra. Að sama skapi eru þeir of nálægt sólinni til þess að stjörnur sem eiga leið hjá sólkerfinu okkar geti haft áhrif á þá.

Í dag geta stjörnufræðingar ekki útskýrt brautir þessara hnatta. Ein skýringin á sérkennilegum brautum þeirra er sú, að stór reikistjarna, sem ekki hefur fundist enn, stýri brautunum.

4.1 Sednustirni

Sednustirni (e. sednoid) eru þau útstirni úr hópi stakstirna sem eru í meira en 50 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólinni við sólnánd og eru að meðaltali í meira en 150 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólinni. Aðeins er vitað um tvo hnetti sem tilheyra þessum hópi, 90377 Sedna og 2012 VP₁₁₃ en þegar þeir eru í sólnánd eru þeir báðir í meira en 75 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólu.

5. Oortsskýið

Mestur hluti þeirra halastjarna sem finnast ár hvert eru langferðahalastjörnur. Langferðahalastjörnur hafa mjög ílangar brautir og verja þar af leiðandi stærstum hluta ævi sinnar í um 10.000 til 100.000 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólu. Þessi gríðarlega vegalengd er tæplega 20% af fjarlægðinni til Proxima Centauri, nálægustu fastastjörnunni við sólina. Brautir þessara halastjarna teygja sig því langt út fyrir Kuipersbeltið og dreifskífuna. Sú staðreynd varð til þess að árið 1950 setti hollenski stjörnufræðingurinn Jan Oort fram tilgátu um tilvist risavaxins hnattlaga skýs sem teygði sig allt að þrjú ljósar eða 30 billjón km frá sólinni og nefnt hefur verið Oortsskýið. Oort komst að þessari niðurstöðu eftir að hafa rannsakað brautir nítján þekktra halastjarna.

Stjörnufræðingar uppgötva að meðaltali eina langferðahalastjörnu á mánuði. Það bendir til þess að fjöldi íshnatta eða halastjarna í Oortsskýinu skipti milljörðum. Þessi mikli fjöldi útskýrir hvers vegna við langferðahalastjörnur koma nokkuð títt inn í innra sólkerfið, jafnvel þó svo að umferðartími þeirra nemi þúsundum eða milljón árum. Oortsskýið er órafjarri og hnettirnir í því agnarsmáir svo engan skyldi undra að aldrei hefur verið komið auga á stakan hnött innan þess.

6. Eðliseinkenni

Útstirni eru afar fjarlæg og lítil svo erfitt getur verið að afla upplýsinga um eðliseinkenni þeirra. Sýndarbirtustig allra nema hinna stærstu er yfir +20 svo nota þarf stærstu sjónauka Jarðar til að rannsaka þau.

6.1 Stærðir

Stærð Plútós var fyrst mæld nákvæmlega þegar hann gekk fyrir fastastjörnu í bakgrunni. Mynd: NASA/SWRI

Erfitt er að áætla stærðir útstirna vegna fjarlægðar þeirra frá sólu.Sjónaukar okkar í dag hafa ekki nægjanleg greinigæði til þess að greina útstirnin sem stakar skífur. Hægt er að mæla stærð stærstu útstirnanna sem einnig eru á vel þekktum brautum, eins og Plútó og Karon, við sjtörnumyrkva, þ.e. þegar hnettirnir ganga fyrir stjörnu í bakgrunni.

Hægt er að áætla stærðir annarra útstirna með varmamælingum. Styrkur sólarljóss sem fellur á hnöttinn er þekkt út frá fjarlægð hans frá sólinni. Stór hnöttur geislar frá sér meiri varma en lítill. Ef endurskinshlutfall hnattarins er þekkt er mögulegt að áætla yfirborðshitastigið og út frá því styrk varmageislunarinnar. Tveir óvissuþættir eru engu að síður enn til staðar, endurskinshlutfallið og stærðin, en þá má áætlega með öðrum sjálfstæðum mælingum, t.a.m. magn endurvarpaðs sólarljóss og innrauða varmageislun sem hnötturinn gefur frá sér.

Því miður er útstirnin svo fjarlæg að þau eru mjög köld. Því hefur varmageislunin um 60 míkrómetra öldulengd sem ómögulegt er að mæla frá yfirborði jarðar, þar sem lofthjúpurinn dregur mjög í sig innrauða geislun. Þess vegna hafa geimsjónaukar á borð við Hubble og Spitzer reynst stjörnufræðingum sannkallaður happafengur.

6.2 Litir og litróf

Mælingar á lit yfirborðs útstirna má gera með með samanburði á birtustigi hnattar í gegnum mismunandi litsíur. Þessar mælingar gera okkur kleift að finna út uppruna útstirnanna og vísbendingar um efnasamsetningu yfirborðsins. Litrófsmælingar gera stjörnufræðingum meðal annars kleift að finna út efnasamsetningu hnattarins.

Mörg útstirni, til dæmis Sedna, eru mjög rauðleit á meðan önnur, til dæmis Orcus, eru grá- eða bláleit. Af því má álykta að yfirborð Sednu sé að miklu leyti þakið rauðleitu kolefni, svipað og Plútó, á meðan yfirborð Orcusar hefur meiri vatnsís.

Tengt efni

• Plútó og Karon

• Hámea

• Makemake

• Eris

• Sedna

Tenglar

• Listi Minor Planet Center yfir þekkt útstirni

Heimildir

Hvernig vitna skal í þessa grein

• Sævar Helgi Bragason (2016). Útstirni. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornufraedi.is/utstirni (sótt: DAGSETNING).