Седна – первая планета из внутренней части облака Оорта?

Нами открыта малая планета 2003 VB12 (популярное имя Седна) - самый далекий объект Солнечной системы из найденных к настоящему времени. Старые снимки 2001, 2002, 2003 годов, на которых ее удалось найти, позволили нам уточнить орбиту Седны. Она оказалась очень вытянутой, и при этом полностью лежащей за пределами пояса Койпера: ее большая полуось равна 480±40 а.е. и перигелийное расстояние 76±4 а.е.

Такая орбита неожиданна для нашего сегодняшнего понимания Солнечной системы. Она может быть либо (1) результатом рассеяния на еще неоткрытой далекой трансплутоновой планете, либо (2) результатом возмущения со стороны прошедшей предельно близко звезды, либо, наконец, (3) результатом образования Солнечной системы в тесном звездном скоплении.

Во всех этих сценариях скорее всего должна существовать еще одна значительная популяция транснептуновых объектов помимо тех, которые нам известны в поясе Койпера (классические объекты пояса Койпера, резонансы и рассеянные объекты пояса Койпера). Причем в двух наиболее вероятных сценариях Седна получает наилучшее объяснение как объект внутренней части облака Оорта.

Рис. 1. Эскимосская богиня моря Седна, в честь которой получила свое имя (пока неофициальное) далекая трансплутоновая планета 2003 VB12. Согласно эскимосским мифам, Седна обитает в темных глубинах холодного Северного ледовитого океана. Астрономы сочли, что хорошим небесным аналогом этих районов как раз и являются далекие окраины Солнечной системы за пределами пояса Койпера.

Рис. 2. Первооткрыватель планеты Майкл Браун испросил у эскимосской богини моря Седны небольшое лакомство в честь своего открытия. Судя по всему, она не оставлила его без награды.

Введение

Планетарная зона Солнечной системы (так называется зона почти круговых орбит с низким наклонением к эклиптике) по всей видимости заканчивается на расстоянии около 50 а.е. от Солнца. Эта цифра как раз отмечает внешний край классического пояса Койпера. Как известно, множество тел из планетарной зоны с сильно эксцентричными орбитами - кометы и рассеянные объекты пояса Койпера - успешно пересекают эту границу, однако их перигелии при этом всегда остаются в пределах планетарной зоны.

Далеко за ее пределами находится царство комет. Астрономы полагают, что множество этих ледяных тел населяет гипотетическое облако Оорта, расстояние до которого может составлять около 10 тысяч а.е. Львиная доля комет этого гипотетического облака вероятно пребывает там неопределенно долго, и лишь возмущение со стороны проходящих близко звезд или галактические приливные эффекты иногда нарушают орбиты некоторых из них, заставляя вторгаться во внутренние области Солнечной системы. Здесь их и открывают астрономы под видом новых долгопериодических комет.

Таким образом получается, что любой известный ныне или ожидаемый в будущем объект Солнечной системы должен обладать как минимум одним из двух свойств: либо его перигелий лежит внутри планетарной зоны, либо его афелий находится в облаке Оорта (возможно и то, и другое сразу).

С ноября 2001 года мы с коллегами начали систематический обзор неба в поисках далеких медленно движущихся объектов на 48-дюймовом телескопе системы Шмидта Паломарской обсерватории при помощи новой широкоугольной ПЗС-камеры QUEST. Этот обзор рассчитан приблизительно на 5 лет и должен покрыть большую часть неба, доступную для телескопов Паломарской обсерватории. После завершения он станет крупнейшим обзором неба, нацеленным на поиск далеких движущихся объектов, проведенным со времен аналогичного обзора, выполненного еще первооткрывателем Плутона Клайдом Томбо (1961). Главная цель нашего обзора: поиск тех редких крупных объектов пояса Койпера, которые были пропущены в локальных, но более чувствительных обзорах, принесших нам основную массу открытых за последние двенадцать лет слабых объектов пояса Койпера.

Рис. 3. Купол 48-дюймового телескопа системы Шмидта (гора Паломар, 1700 м над уровнем моря). Поле зрения этого уникального инструмента - 36 квадратных градусов, что позволяет с высокой эффективностью проводить самые разнообразные обзоры неба.

Рис. 4. Новая 172-мегапиксельная камера QUEST, установленная в фокусе 48-дюймового паломарского Шмидта, стала действительно машиной великих открытий. Под двумя прямоугольными шторками скрывается целое поле ПЗС-матриц (122 штуки), общей площадью 25 х 20 см. Именно на них бросили свой тусклый свет Квавар, Седна и планета 2004 DW, выдав свое существование. Тем не менее даже такой гигантский приемник света, как камера QUEST, не покрывает полностью чистое (невиньетированное) поле зрения телескопа поперечником 5.4°. Камера Шмидта - великая вещь!

Именно в рамках этого обзора 14 ноября 2003 года мы впервые увидели Седну, которая на трех последовательных снимках, сделанных с интервалом в полтора часа, переместилась всего на 4.6 угловых секунды. На таком коротком интервале времени смещение транснептунового объекта, находящегося почти в оппозиции к Солнцу, определяется почти полностью параллаксом, вызванным движением Земли по своей орбите. В этом случае мы можем приблизительно оценить расстояние до объекта по формуле R = 150/delta, где R - гелиоцентрическое расстояние до объекта в астрономических единицах, а delta - его угловая скорость в секундах дуги за час. Отсюда незамедлительно следует, что найденный нами объект удален от Солнца приблизительно на 100 а.е.! Это значительно дальше внешней границы планетарной зоны (50 а.е.), а также любого из известных нам объектов Солнечной системы. Он получил временное обозначение как малая планета с номером 2003 VB12.

Рис. 5. Анимация из трех снимков, сделанных 14 ноября 2003 года в 6:32, 8:03 и 9:38 по Всемирному времени, на которых была впервые замечена Седна.

Последующие наблюдения за объектом на 0.36-метровом телескопе Tenagra IV (Аризона), 1.3-метровом телескопе SMARTS обсерватории Серро Тололо и 10-метровом телескопе имени Кека, выполненные между 20 ноября 2003 года и 31 декабря 2003 года, позволили нам вычислить предварительную орбиту новой планеты. Для этого мы использовали метод Бернштейна и Кушалани (2000; далее BK2000), который разработан специально для далеких объектов Солнечной системы, а также метод наименьших квадратов, который свободен от всяких априорных допущений относительно вычисляемой орбиты. Оба метода независимо дали далекую эксцентричную орбиту с объектом, приближающимся сейчас к перигелию. Тем не менее полученные в них большие полуоси и эксцентриситеты сильно различались, и это различие вызвано естественными ограничениями методов при определении орбит крайне медленно движущихся объектов при малых наблюдаемых смещениях на небе. Для таких небесных тел требуется как минимум многолетний интервал наблюдений, чтобы получить более-менее точную орбиту, которого у нас не было.

Рис. 6. Перед вами уникальная автоматизированная частная любительская обсерватория "Тенагра", расположенная в штате Аризона на высоте 1312 м над уровнем моря. Ее построил, а если говорить точнее - воплотил в реальность мечту своего детства, профессиональный археолог Майкл Шварц. Услугами этой обсерватории пользуются сегодня многие профессиональные астрономы! (Вот уж действительно помощь любителя профессионалам.)

Несмотря на то, что в тексте авторской статьи упомянут самый меньший 36-см телескоп обсерватории - Тенагра IV (на фото дальний белый купол), это скорее всего опечатка: Седна с блеском 21^m такому инструменту не под силу. На сайте обсерватори Тенагры сказано, что Седну снимал крупнейший 0.81-м телескоп этой обсерватории, который скрывается под одним из двух ближних куполов.

Рис. 7. 0.81-метровый телескоп Тенагра II системы Ричи-Кретьена, специально спроектированный для полностью автоматизированного управления. Обеспечивает исключительно точное позиционирование и гидирование выбранных объектов. 5-минутная экспозиция без фильтров запросто позволяет телескопу достичь звезд с блеском 22m. Заметьте, что этот нешуточный телескоп Майклу Шварцу удалось спрятать в действительно небольшой купол.

Изображения Седны на старых снимках

К счастью открытая планета оказалась достаточно яркой, чтобы попытаться найти ее в архивных снимках последних лет. При этом, каждый раз находя ее на каком-нибудь старом снимке, мы получали возможность пересчитать орбиту более точно и прицельно искать ее на снимках еще более отдаленных эпох.

Для начала оказалось, что 30 августа и 29 сентября 2003 года новая планета должна была попасть в поле зрения все той же паломарской камеры QUEST во время обзорного сканирования неба, выполняемого другой командой астрономов. Ее положение в эти дни были предсказаны по нашим первоначальным орбитам в пределах совсем небольшого эллипса ошибок 1.2 х 0.8 угловых секунды (оба метода, расходясь в точных параметрах орбиты, тем не менее дали на этот срок почти совпадающие позиции). В нем действительно оказалось небесное тело соответствующего блеска, причем единственное. Уточненная теперь уже на четырехмесячном интервале орбита позволила нам предсказать положение Седны еще раньше и так было найдено еще четыре снимка новой планеты вплоть до сентября 2001 года.

Попытка вычислить орбиту на 2000 год и даже раньше дала в итоге несколько вероятных изображений Седны на соответствующих снимках, но при существенно более низком качестве данных. По этой причине мы решили их не рассматривать.

Вычисление точной орбиты

Наиболее вероятная орбита в методе BK2000 по всей совокупности данных на интервале 2001-2003 годов дала следующие параметры орбиты:

- текущее расстояние от Солнца до Седны 90.32±0.02 а.е.
- большую полуось a = 480±40 а.е.
- наклонение орбиты к эклиптике i = 11.927°

На этой орбите Седна достигнет перигелия 22 сентября 2075 года (±260 дней), оказавшись на минимальном расстоянии от Солнца 76 а.е. Метод наименьших квадратов дал в целом схожую орбиту с параметрами, не выходящими за рамки ошибок метода BK2000.

Рис. 8. Орбита Седны. В центре координат - Солнечная система, окруженная роем планет и известных объектов пояса Койпера.

Нынешнее гелиоцентрическое расстояние до Седны 90 а.е. хорошо согласуется с той простой оценкой, которую мы сделали уже в ночь открытия. Таким образом сейчас Седна оказалась самым далеким из известных нам телом Солнечной системы. При этом мы хорошо знаем, что многие кометы и объекты пояса Койпера, двигаясь по своим сильно эксцентричным орбитам, рано или поздно окажутся еще дальше от Солнца, и в этом нет ничего необычного. Таким образом само нахождение Седны на столь большом удалении совсем не является чем-то вызывающим для наших представлений о Солнечной системе.

Дело не в нем, а в аномально большом перигелийном расстоянии! Ведь самый далекий перигелий у открытых ранее транснептуновых объектов составляет 46.6 а.е. Им обладает малая планета 1999 CL119. Перигелий же Седны не вписывается ни в какие рамки. Для проверки его надежности мы бросились пересчитывать орбиту Седны, случайным образом добавляя 0.8-секундный шум в ее астрометрические координаты (это две среднеквадратичных ошибки!). Проделав эту процедуру 200 раз, мы убедились, что получающийся перигелий на выходит из интервала 73-80 а.е.

Происхождение Седны

Орбита новой планеты оказалась не похожа ни на какую из известных ранее. Она напоминала орбиты рассеянных объектов пояса Койпера с той лишь разницей, что ее перигелий оказался гораздо дальше - настолько далеко, что образование такой орбиты никак невозможно объяснить рассеянием на известных планетах Солнечной системы. Единственный механизм, который мог бы поместить Седну на такую орбиту, требовал либо возмущения со стороны еще не открытой далекой планеты, либо сил, подействовавших на Седну извне Солнечной системы.

1. Рассеяние на неоткрытой планете

Рассеянные объекты пояса Койпера оказались на своих сильно эксцентричных орбитах из-за гравитационного воздействия планет-гигантов Солнечной системы. В результате рассеяния они получают разные порции энергии и тем самым различные большие полуоси, но - и это важно - почти не изменяют своего перигелийного расстояния. Считается, что объекты, рассеиваемые Нептуном, могут получить перигелийное расстояние не более 36 а.е. Хотя более сложные взаимодействия, учитывающие возможную миграцию Нептуна в прошлом, иногда позволяют "поднять" перигелий рассеянного тела до 50 а.е. Таким образом до открытия Седны мы имели необходимый механизм для объяснения всех без исключения орбит известных тел пояса Койпера, включая такие объекты, как 1999 CL119.

Седна с перигелием около 76 а.е. очевидным образом нарушила стройность общей картины, ибо не могла быть рассеяна ни одной из известных планет-гигантов. Первая мысль, которая приходит в голову для восстановления нарушенной картины, - это мысль о существовании еще не открытой астрономами планеты на расстоянии около 70 а.е., которая рассеивает далекие объекты так же, как это делает Нептун в поясе Койпера. Текущее состояние нашего обзора таково, что мы покрыли не менее 80% неба в полосе шириной 5њ вокруг эклиптики - область наиболее вероятного нахождения такой планеты - и никакой планеты там не нашли (Браун и Трухильо, 2004). На основании этого мы склоняемся к мысли о том, что такой планеты там скорее всего нет, при том, что саму возможность все еще не исключаем.

Если она действительно существует - или была там когда-то в прошлом - ее признаки неизбежно проявятся в орбитальных параметрах тех новых малых планет, которые будут открываться в будущем в той отдаленной области. А именно: они должны иметь умеренные наклонения орбит и перигелийные расстояния, близкие к 76 а.е. (как у Седны).

Рис. 9. Внешние окраины Солнечной системы. На этой запутанной диаграмме изображены обриты известных к 2000 году транснептуновых объектов. Красным цветом - орбиты плутино, синим - орбиты классических объектов пояса Койпера, черным - орбиты рассеянных объектов пояса Койпера. Внимательное изучение последних показывает, что их перигелии всегда теснятся вблизи орбиты Нептуна. Причина понятна: рассеянное тело, двигаясь по замкнутой эллиптической орбите, всегда будет возвращаться в ту зону, откуда было рассеяно.

Орбита Седны, не подчиняющаяся этому правилу, наводит на мысль, что где-то за Нептуном вращается еще одна планета - планета Х, которая и "рассеяла" Седну на сильно эксцентричную орбиту с высоким перигелием.

2. Близкий пролет звезды

Необычная орбита Седны во многом напоминает предполагаемые орбиты комет из облака Оорта. Считается, что последние образовались в обычной солнечной системе еще на заре ее существования. При тесных сближениях с планетами-гигантами в пределах планетарной зоны они были рассеяны на сильно эксцентричные орбиты. Если такая орбита выносит комету на достаточно большое расстояние от Солнца, случайные гравитационные возмущения со стороны близко проходящих звезд и галактические приливные силы могут изменить ее таким образом, что перигелий кометы "поднимется" далеко за пределы планетарной зоны и таким образом потеряет всякую связь с самой планетной системой.

Вычисления, учитывающие ожидаемую частоту звездных сближений в окрестности Солнца и величину галактических приливных сил, показывают, что комета должна иметь большую полуось как минимум ~10⁴ а.е., прежде чем названные внешние силы начнут играть ощутимую роль (это результат был получен еще Оортом в 1950 году). Когда комета все же уходит на такие большие расстояния, ее орбита существенно термализуется: она получает произвольное наклонение (распределение наклонений орбит i становится изотропным) и средний эксцентриситет около 2/3. Не прекращающиеся возмущения могут вернуть перигелий обратно в планетарную зону, и тогда объект снова становится видимым - как комета со все еще огромной большой полуосью порядка 10⁴ а.е.

Очевидная несовместимость стандартной картины образования облака Оорта и орбиты новооткрытой планеты заключается в ее "карликовой" большой полуоси, которой явно недостаточно для того, чтобы внешние силы могли эффективно воздействовать на орбиту Седны и сдвинуть ее перигелий.

Предположим, что когда-то Седна была рассеяна на сильно вытянутую орбиту одной из гигантских планет, например, Нептуном. Вычисления показывают, что тело с большой полуосью 480 а.е. и перигелием внутри планетарной зоны может под влиянием внешних сил изменить свое перигелийное расстояние за все время жизни всего лишь на 0.3%. Более сильное смещение перигелия у столь крепко привязанного к Солнцу тела (по сравнению с кометами облака Оорта) возможно только в результате гораздо более тесного звездного сближения, чем можно ожидать в нынешней галактической окрестности Солнечной системы.

Лишь малая часть геометрически возможных конфигураций звездных сближений в состоянии так изменить орбиту рассеянных объектов пояса Койпера, чтобы они стали больше напоминать орбиты тел из облака Оорта. Один из примеров - пролет звезды солнечной массы на скорости 30 км/с перпендикулярно плоскости эклиптики на расстоянии всего 500 а.е. от нашего светила. Такое сближение может превратить орбиту с перигелийным расстоянием ~30 а.е. и большой полуосью 480 а.е. в орбиту с перигелийным расстоянием 76 а.е., сохранив большую полуось неизменной (другими словами, перевести рассеянный объект пояса Койпера на орбиту Седны).

Необходимость в особой геометрии сближения не удивительна, но допустим что оно было именно таким.

Гораздо труднее объяснить тот факт, что в условиях нынешнего звездного окружения Солнечной системы можно ожидать лишь одно столь близкое прохождение другой звезды за все время существования нашей планетной системы.

Если бы численность популяции рассеянных объектов пояса Койпера на сильно эксцентричных орбитах (с большими полуосями как у Седны) была бы всегда высокой, факт уникальности такого сближения не вызывал бы вопросов - оно могло случиться в любой момент за прошедшие 4.5 млрд. лет и сделать свое дело. Однако в реальности число таких сильно вытянутых рассеянных орбит (перигелии которых можно "приподнять" до уровня Седны и получить чисто седновскую орбиту) должно было быть высоким только в раннюю эпоху истории Солнечной системы - когда она активно расчищалась от ледяных планетезималей и активно заселяла облако Оорта. В свете этого, вероятность сверхтесного сближения Солнца с другой звездой именно в этот короткий момент существования Солнечной системы выглядит очень низкой.

Тем не менее, если такое сближение и вправду имело место, его признаки тоже безошибочно проявятся в орбитальных параметрах всех объектов, которые будут открываться в этой области впоследствии. А именно, если все тела во внутренней части облака Оорта будут иметь параметры орбит, совместимые с геометрией уникального события близкого пролета звезды, будет очевидно, что мы имеем дело с запечатленными в них признаками этого события.

3. Образование Солнечной системы в звездном скоплении

Тесные звездные сближения могли происходить гораздо чаще в раннюю эпоху существования Солнечной системы, если Солнце родилось внутри звездного скопления. К тому же в этих условиях относительные скорости звезд при сближениях должны были быть существенно меньшими, что приводило бы к гораздо более мощным динамическим эффектам. Численное моделирование, выполненное Дж.Фернандесом и А.Брунини в 2000 году, показало, что множественные, медленные, умеренно близкие сближения вполне могут переводить рассеянные объекты пояса Койпера на орбиты, схожие с орбитой Седны.

Этот процесс идентичен предполагаемому процессу образования более удаленного облака Оорта, с той лишь разницей, что в более тесном звездном окружении кометам (или планетезималям) нет нужды иметь столь огромные большие полуоси орбит для того, чтобы начали работать внешние влияния. Расчеты Фернандеса и Брунини предсказывают, что формирование Солнечной системы в условиях тесного звездного окружения должно наполнить внутреннюю часть облака Оорта целой популяцией объектов с большими полуосями ~10² - ~10³ а.е., перигелиями в широком интервале ~50 - ~10³ а.е., большими эксцентриситетами (в среднем 0.8) и широким распределением наклонений (FWHM ~90°).

Мы считаем этот сценарий наиболее правдоподобным для объяснения орбиты новооткрытой планеты. Рождение Солнечной системы в звездном скоплении - вполне логичное предположение, косвенные свидетельства которого найдены и в других ее особенностях (Goswami & Vanhala, 2000). Если этот сценарий окажется истинным, орбиты объектов, открываемых впоследствии в этой области, будут безошибочно отражать раннюю эпоху жизни Солнечной системы в скоплении. Они будут иметь широкий разброс наклонений и перигелийных расстояний, но не будут укладываться в рамки геометрии одного уникального звездного сближения. Более того, численные расчеты Фернандеса и Брунини показывают, что точное распределение орбит во внутренней области облака Оорта будет отражать размеры родительского звездного скопления!

Рис. 10. Трудно поверить, что за внешней границей пояса Койпера есть миры, никогда не сближающиеся с Солнечной системой, с которых она видна как на ладони. Тем не менее, открытие Седны показывает, что это так. Более того, может оказаться, что их там превеликое множество и среди них есть весьма крупные экземпляры.

Итоги

Каждый из трех описанных сценариев появления в Солнечной системе Седны накладывает свои неповторимые требования на динамические характеристики далекой популяции транснептуновых объектов за пределами пояса Койпера. Покуда открыт только один такой объект, параметры его орбиты не позволяют нам предпочесть ни одну из гипотез. Но как только последуют новые открытия, неопределенность может раствориться на глазах.

Можно даже грубо прикинуть, как скоро это случиться. Прежде открытия Седны в рамках нашего обзора, мы натолкнулись на 40 новых объектов пояса Койпера. Допуская, что распределение по размерам в далекой популяции седноподобных объектов такое же как в поясе Койпера, следовало бы ожидать, что другие обзоры неба покажут такое же соотношение в доле открываемых объектов - 1:40 - если они, конечно, столь же чувствительны к медленно движущимся объектам. Число открытых транснептунов на 15 марта 2004 года составило 831 штуку. Выходит, к этому же сроку астрономы уже должны были иметь в своих каталогах около 20 седноподобных тел!

При все грубости этой оценки, недобор вопиющий. Следовательно, либо большинство обзоров неба, направленных на поиски малых планет за Нептуном, нечувствительны к медленно движущимся телам (1.5 угловых секунды в час для Седны), либо налицо явная перенаселенность внутренней части облака Оорта сравнительно яркими телами (область, притягательная для крупных планет?). В любом случае, нам кажется, что новые объекты в области Седны будут открыты очень скоро.

Пока этого не произошло, можно сказать, что на первый взгляд третий сценарий (рождение Солнечной системы в плотном звездном скоплении) выглядит наиболее правдоподобным. В этом сценарии облако Оорта должно быть заполнено от самых далеких предполагаемых окраин (около 105 а.е.) и вплоть до близких окрестностей пояса Койпера (то есть до Седны). Кроме того, в рамках этого сценария масса облака Оорта должна быть во много раз больше, чем считалось ранее, а ожидаемая популяция крупных объектов, типа Седны, будет немалой. Наш обзор может заметить Седну не более чем на 1% ее орбиты - около перигелия. Это значит, что на каждую открытую Седну есть еще около 100 ей подобных, которые сейчас находятся далеко и недоступны камере QUEST. Больше того, почти изотропное распределение наклонений орбит седноподобных планет приводит к тому, что на каждую открытую Седну должно быть еще около 5 таких же ярких, которые в данный момент находятся высоко над эклиптикой и просто еще не попали в 5-градусную полосу, которую мы успели отснять. Все вместе это означает, что открытие лишь одной Седны само по себе предсказывает существование целой популяции подобных тел численностью около 500 объектов. Если для объектов из внутренней части облака Оорта распределение по размерам все-таки подобно поясу Койпера, общая масса этой популяции составит около 5 земных. Невидимая популяция тел с еще большими перигелиями, чем у Седны, скорее всего, должна быть еще многочисленней.

Очевидно, последующие открытия транснептуновых тел с орбитами, лежащими целиком за пределами пояса Койпера, позволят не только выбрать один из описанных сценариев, но и пролить свет на раннюю истории образования Солнечной система вообще.

Комментарий к статье

Немногое можно добавить к сказанному выше. Основную часть времени эта планета проводит на очень большом удалении от Солнечной системы - недалеко от афелия, до которого около 900 а.е. В зону досягаемости паломарского шмидта она возвращается лишь раз в 10500 лет.

Что касается размеров, то после неудачной попытки разглядеть Седну с помощью космического инфракрасного телескопа имени Спитцера, астрономы получили верхнюю оценку на ее диаметр - не более 1700 км. Одновременно это накладывает ограничение снизу на ее альбедо - поверхность Седны достаточно хорошо отражается солнечные лучи по сравнению с другими телами пояса Койпера, что само по себе неожиданно. Легко объяснить высокий коэффициент отражения поверхности таких транснептунов, как Плутон: в перигелии они приближаются к Солнцу достаточно близко, чтобы обновить свой ледяной покров (некоторые газы сублимируются, после чего намерзают снова). Как "ухаживает" за своей поверхностью Седна - пока вопрос.

Полной загадкой оказался также и необычно красный цвет ее поверхности. По итогам наблюдения Седны на 1.3-метровом телескопе SMARTS обсерватории Серро Тололо (Чили), Майкл Браун сделал вывод о том, что Седна является одним из самых красных объектов Солнечной системы, возможно столь же красным, как Марс!

И, наконец, о двойственности Седны. Эта красивая догадка группы Брауна, кажется потерпела фиаско. А началось все с того, что наблюдения Седны на том же 1.3-метровом телескопе позволили ему получить кривые блеска малой планеты, которые свидетельствовали о ее чрезвычайно медленном вращении - сутки на Седне тянутся не менее 20 земных дней.

Дальнейшие рассуждения Брауна очевидны: типичные периоды вращения любых одиночных астероидов, будь то в главном поясе или в поясе Койпера, обычно измеряются часами. Более того, даже среди крупных планет только Меркурий и Венера обращаются медленнее Седны (Меркурий заторможен приливным воздействием Солнца, а вот с Венерой ясности до сих пор нет). Медленное вращение среди известных тел Солнечной системы почти всегда объясняется двойственностью. Как например в случае Плутона или некоторых двойных астероидов. Браун не сомневался, что Хаббл, способный разглядеть даже небольшую луну рядом с Седной, подтвердит эту гипотезу.

Рис. 11. Художник, воспринявший идею Майкла Брауна о двойственности Седны, добавил к ее изображению крошечную лунку. Тем не менее камера высокого разрешения ACS HRC орбитального телескопа им. Хаббла увидела лишь одиночный объект (фото внизу).

Но Хаббл ее не подтвердил. При том, что ему была бы доступна даже крошечная луна, которая имеет диаметр в 10 раз меньший самой Седны. Объяснения два: либо луна Седны случайно оказалась на одном луче зрения с самой планетой (все 35 экспозиций Хаббл делал в один день - 16 марта 2004 года), что маловероятно, либо астрономы должны искать другое объяснение торможению Седны. Как и где его искать? Пока не очень понятно.

Вероятность того, что луна Седны спряталась 16 марта 2004 года за ее диском действительно исчезающе мала, учитывая то, что спутник Седны, обращающийся вокруг нее на синхронной орбите (лицом к лицу, как в случае Плутона и Харона) с периодом не менее 20 суток, должен находиться на большом расстоянии от Седны - не менее 10000 км. На такой орбите он сойдет с диска Седны даже в течении одного дня.

Какие перспективы у команды Брауна? Площадь узкой полосы неба вдоль эклиптики, которую они изучили, прежде чем наткнулись на Седну, составляет 15% от общей площади неба, доступного с горы Паломар. Учитывая, что орбиты седноподобных тел могут иметь достаточно высокие наклонения, можно ожидать, что уже в рамках текущего обзора, выполняемого на 48-дюймовом Шмидте Паломарской обсерватории в связке с камерой QUEST, команда Брауна отыщет еще несколько таких планет. А Седну теперь будут пристально изучать с самых крупных наземных телескопов, поэтому не исключено, что в ближайшее время мы узнаем о ней что-то новое.

А.И.Дьяченко, обозреватель журнала "Звездочет"