Классический объект пояса Койпера

Орбиты различных кубевано в сравнении с орбитой Нептуна (синий) и Плутона (розовый)

Классический объект пояса Койпера , также называемый кубевано ( / ˌ k juː b iː ˈ w ʌ n oʊ / "QB1-o"), ^[а] с низким эксцентриситетом — это объект пояса Койпера (KBO), который вращается по орбите за пределами Нептуна и не контролируется орбитальным резонансом с Нептуном . Кубевано имеют орбиты с большой полуосью в диапазоне 40–50 а.е. и, в отличие от Плутона , не пересекают орбиту Нептуна. То есть они имеют орбиты с низким эксцентриситетом , а иногда и с низким наклонением, как и классические планеты.

Название «кубевано» происходит от первого транснептунового объекта (TNO), обнаруженного после Плутона и Харона : 15760 Альбион , который до января 2018 года имел лишь предварительное обозначение (15760) 1992 QB1. ^[2] Подобные объекты, найденные позже, часто называли «QB1-o» или «кубеванос» по имени этого объекта, хотя в научной литературе гораздо чаще используется термин «классический».

Объекты, идентифицированные как кубевано, включают:

15760 Альбион ^[3] (также известный как QB1 1992 года и породивший термин «Cubewano»)
136472 Макемаке , крупнейший из известных кубевано. ^{[ нужна ссылка ]} и карликовая планета ^[3]
50 000 Квавар и 20 000 Варуна , каждый из которых считался крупнейшим ТНО на момент открытия. ^[3]
19521 Хаос , 58534 Логос , 53311 Девкалион , 66652 Борасиси , 88611 Техаронхиавако
(33001) 1997 CU 29 , (55636) 2002 TX 300 , (55565) 2002 AW 197 , (55637) 2002 UX 25
486958 Аррокот

136108 Хаумеа был предварительно внесен в список кубевано Центром малых планет в 2006 году. ^[4] но позже выяснилось, что он находится на резонансной орбите. ^[3]

Орбиты : «горячие» и «холодные» популяции.

Существует два основных динамических класса классических тел пояса Койпера: с относительно невозмущенными («холодными») орбитами и с заметно возмущенными («горячими») орбитами.

Большинство кубевано находится между орбитальным резонансом 2:3 с Нептуном (населенным плутино ) и резонансом 1:2. Квавар 50000 , например, имеет почти круговую орбиту, близкую к эклиптике . Плутино, с другой стороны, имеют более эксцентричные орбиты, поэтому некоторые из них находятся ближе к Солнцу, чем Нептун .

Большинство классических объектов, так называемая холодная популяция , имеют низкие наклонения (<5 ° ) и почти круговые орбиты, лежащие между 42 и 47 а.е. Меньшая популяция ( горячая популяция ) характеризуется сильно наклоненными и более эксцентричными орбитами. ^[5] Термины «горячий» и «холодный» не имеют ничего общего с поверхностными или внутренними температурами, а скорее относятся к орбитам объектов по аналогии с молекулами в газе, которые увеличивают свою относительную скорость по мере нагревания. ^[6]

Исследование Deep Ecliptic Survey сообщает о распределении двух популяций; один с наклоном в центре 4,6 ° (названный «Ядро» ), а другой с наклоном, превышающим 30 ° ( «Гало» ). ^[7]

Распределение

Подавляющее большинство ОПК (более двух третей) имеют наклоны менее 5° и эксцентриситеты менее 0,1°. Их большие полуоси отдают предпочтение середине главного пояса; возможно, более мелкие объекты, близкие к предельным резонансам, либо были захвачены в резонанс, либо их орбиты были изменены Нептуном.

«Горячие» и «холодные» популяции разительно отличаются: более 30% всех кубевано находятся на низких наклоненных, почти круговых орбитах. Параметры орбит плутино распределены более равномерно, с локальным максимумом при умеренных эксцентриситетах в диапазоне 0,15–0,2 и небольшими наклонениями 5–10°.См. также сравнение с разбросанными объектами на диске .

Если сравнить эксцентриситеты орбит кубевано и плутино, можно увидеть, что кубевано образуют четкий «пояс» за пределами орбиты Нептуна, тогда как плутино приближаются к орбите Нептуна или даже пересекают ее. При сравнении наклонений орбит «горячие» кубевано можно легко отличить по более высокому наклону, поскольку плутино обычно держат орбиты ниже 20 °. (В настоящее время не существует четкого объяснения склонностей «горячих» кубевано. ^[8])

Слева: распределение TNO кубевано (синий), резонансных TNO (красный), SDO (серый) и седноидов (желтый). Справа: Сравнение выровненных орбит (полярный и эклиптический вид) кубевано, плутино и Нептуна (желтый).

Холодные и горячие популяции: физические характеристики

Помимо различных орбитальных характеристик, две популяции демонстрируют разные физические характеристики.

Разница в цвете между красной холодной популяцией, такой как 486958 Arrokoth , и более гетерогенной горячей популяцией наблюдалась еще в 2002 году. ^[9]Недавние исследования, основанные на более обширном наборе данных, указывают на наклон границы 12 ° (вместо 5 °) между холодной и горячей популяциями и подтверждают различие между однородной красной холодной популяцией и голубовато-горячей популяцией. ^[10]

Еще одно различие между классическими объектами с малым наклоном (холодными) и высоким наклоном (горячими) заключается в наблюдаемом количестве двойных объектов . Двойные системы довольно распространены на орбитах с низким наклонением и обычно представляют собой системы одинаковой яркости. Двойные системы менее распространены на орбитах с большим наклонением, и их компоненты обычно различаются по яркости. Эта корреляция, а также различия в цвете, еще раз подтверждают предположение о том, что наблюдаемые в настоящее время классические объекты принадлежат как минимум к двум разным перекрывающимся популяциям, с разными физическими свойствами и орбитальной историей. ^[11]

К формальному определению

Официального определения «кубевано» или «классического КБО» не существует. Однако эти термины обычно используются для обозначения объектов, свободных от значительных возмущений со стороны Нептуна, тем самым исключая ОПК, находящиеся в орбитальном резонансе с Нептуном ( резонансные транснептуновые объекты ). Центр малых планет (MPC) и Deep Ecliptic Survey (DES) не включают кубевано (классические объекты) по одним и тем же критериям. Многие ТНО, классифицированные MPC как кубевано, такие как карликовая планета Макемаке , классифицируются как ScatNear (возможно, рассеянные DES Нептуном). (119951) 2002 KX 14 может быть внутренним кубевано вблизи плутино . Более того, есть свидетельства того, что пояс Койпера имеет «край», поскольку очевидное отсутствие объектов с низким наклоном за пределами 47–49 а.е. подозревалось еще в 1998 году и было подтверждено дополнительными данными в 2001 году. ^[12] Следовательно, традиционное использование терминов основано на большой полуоси орбиты и включает объекты, расположенные между резонансами 2:3 и 1:2, то есть между 39,4 и 47,8 а.е. (за исключением этих резонансов и малых между ними). ^[5]

Этим определениям не хватает точности: в частности, граница между классическими объектами и рассеянным диском остается размытой. По состоянию на 2023 год ^[update], имеется 870 объектов с перигелием (q) > 40 а.е. и афелием (Q) < 48 а.е. ^[13]

Классификация DES

Представлено отчетом об исследовании глубокой эклиптики Дж. Л. Эллиотта и др. в 2005 г. использует формальные критерии, основанные на средних параметрах орбиты. ^[7] Говоря неофициально, в определение входят объекты, которые никогда не пересекали орбиту Нептуна. Согласно этому определению, объект квалифицируется как классический ОПК, если:

это не резонансно
его средний параметр Тиссерана относительно Нептуна превышает 3
его средний эксцентриситет меньше 0,2.

Классификация ПЛАРБ07

Альтернативная классификация, представленная Б. Гладманом , Б. Марсденом и К. ван Лаэрховеном в 2007 году, использует интеграцию орбиты за 10 миллионов лет вместо параметра Тиссерана. Классические объекты определяются как нерезонансные и не рассеиваемые в данный момент Нептуном. ^[14]

Формально в это определение входят как классические все объекты с текущими орбитами, которые

являются нерезонансными (см. определение метода )
иметь большую полуось больше, чем у Нептуна (30,1 а.е.; т. е. исключая кентавров), но менее 2000 а.е. (чтобы исключить объекты внутреннего облака Оорта)
не рассеиваются Нептуном
имеют свою эксцентричность $e<0.240$ (чтобы исключить отдельные объекты)

В отличие от других схем, это определение включает объекты с большой полуосью менее 39,4 а.е. (резонанс 2:3) — называемый внутренним классическим поясом , или более 48,7 (резонанс 1:2) — называемый внешним классическим поясом , и оставляет за собой термин основной классический пояс орбит между этими двумя резонансами. ^[14]

Семьи

Первое известное столкновительное семейство в классическом поясе Койпера — группа объектов, которые считаются остатками распада единого тела — это семейство Хаумеа . ^[15] В его состав входят Хаумеа, ее спутники, 2002 TX 300 и семь тел поменьше. ^† Объекты не только движутся по схожим орбитам, но и имеют схожие физические характеристики. В отличие от многих других ОПК, их поверхность содержит большое количество льда (H ₂ O) и отсутствие толинов или очень малое их количество . ^[16] О составе поверхности судят по их нейтральному (в отличие от красного) цвету и глубокому поглощению при 1,5 и 2 мкм в инфракрасном спектре . ^[17] Несколько других коллизионных семейств могут находиться в классическом поясе Койпера. ^[18]^[19]

^†По состоянию на 2008 год. Четыре самых ярких объекта семейства расположены на графиках внутри круга, изображающего Хаумеа. ^{[ нужны разъяснения ]}

Разведка

По состоянию на январь 2019 года космическим аппаратом вблизи наблюдался только один классический объект пояса Койпера. Оба космических корабля «Вояджер» прошли через этот регион до открытия пояса Койпера. ^[20] «Новые горизонты» были первой миссией, посетившей классический ОПК. После успешного исследования системы Плутона в 2015 году космический корабль НАСА 1 января 2019 года посетил небольшой KBO 486958 Аррокот на расстоянии 3500 километров (2200 миль). ^[21]

Список

Вот очень общий список классических объектов пояса Койпера. По состоянию на июль 2023 г. ^[update]существует около 870 объектов с q > 40 а.е. и Q < 48 а.е. ^[13]

См. также

Списки астрономических объектов

Сноски

^ Несколько старомодно, но «кубевано» до сих пор используется Центром малых планет для списка далеких малых планет. ^[1]

Ссылки

^ «Далекие малые планеты» .
^ Джуитт, Дэвид . «Классические объекты пояса Койпера» . Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе . Проверено 1 июля 2013 г.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Брайан Дж. Марсден (30 января 2010 г.). «MPEC 2010-B62: Далекие малые планеты (13 февраля 2010 г., TT)» . Центр малых планет МАС. Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 4 сентября 2012 года . Проверено 26 июля 2010 г.
^ «MPEC 2006-X45: Далекие малые планеты» . Центр малых планет МАС и компьютерная сеть Фонда Тамкин. 12 декабря 2006 года . Проверено 3 октября 2008 г.
^ Jump up to: ^а ^б Джуитт, Д .; Дельсанти, А. (2006). «Солнечная система за пределами планет» (PDF) . Обновление Солнечной системы: актуальные и своевременные обзоры наук о Солнечной системе (PDF) . Спрингер - Праксис . ISBN 978-3-540-26056-1 . Архивировано из оригинала (PDF) 29 января 2007 года . Проверено 2 марта 2006 г. )
^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера в результате переноса тел во время миграции Нептуна». Природа . 426 (6965): 419–421. Бибкод : 2003Natur.426..419L . дои : 10.1038/nature02120 . ПМИД 14647375 . S2CID 4395099 .
^ Jump up to: ^а ^б Дж. Л. Эллиот; и др. (2006). «Обзор глубокой эклиптики: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция» . Астрономический журнал . 129 (2): 1117–1162. Бибкод : 2005AJ....129.1117E . дои : 10.1086/427395 . ( «Препринт» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 23 августа 2006 г. ).
^ Джуитт, Д. (2004). «Плутино» . Архивировано из оригинала 19 апреля 2007 года.
^ А. Дорессундирам; Н. Пейшиньо; К. де Берг; С. Форназье; П. Тибо; М. А. Баруччи; К. Вейе (октябрь 2002 г.). «Распределение цвета в поясе Эджворта-Койпера». Астрономический журнал . 124 (4): 2279. arXiv : astro-ph/0206468 . Бибкод : 2002AJ....124.2279D . дои : 10.1086/342447 . S2CID 30565926 .
^ Пейшиньо, Нуну; Ласерда, Педро; Джуитт, Дэвид (август 2008 г.). «Отношение цвета к наклону классических объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 136 (5): 1837. arXiv : 0808.3025 . Бибкод : 2008AJ....136.1837P . дои : 10.1088/0004-6256/136/5/1837 . S2CID 16473299 .
^ К. Нолл; В. Гранди; Д. Стивенс; Х. Левисон; С. Керн (апрель 2008 г.). «Доказательства существования двух популяций классических транснептуновых объектов: сильная зависимость классических двойных систем от наклона». Икар . 194 (2): 758. arXiv : 0711.1545 . Бибкод : 2008Icar..194..758N . дои : 10.1016/j.icarus.2007.10.022 . S2CID 336950 .
^ Трухильо, Чедвик А.; Браун, Майкл Э. (2001). «Радиальное распределение пояса Койпера» (PDF) . Астрофизический журнал . 554 (1): L95–L98. Бибкод : 2001ApJ...554L..95T . дои : 10.1086/320917 . S2CID 7982844 . Архивировано из оригинала (PDF) 19 сентября 2006 года.
^ Jump up to: ^а ^б « q > 40 AU и Q < 48 AU » . Центр малых планет МАС. minorplanetcenter.net . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Проверено 31 июля 2023 г.
^ Jump up to: ^а ^б Гладман, Б.Дж.; Марсден, Б.; ван Лаерховен, К. (2008). «Номенклатура во внешней Солнечной системе» (PDF) . В Баруччи, Массачусетс; и др. (ред.). Солнечная система за пределами Нептуна . Тусон: Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-2755-7 . Архивировано (PDF) из оригинала 2 ноября 2012 г.
^ Браун, Майкл Э.; Баркуме, Кристина М.; Рагозин, Дарин; Шаллер, Эмили Л. (2007). «Столкновительное семейство ледяных объектов в поясе Койпера» (PDF) . Природа . 446 (7133): 294–6. Бибкод : 2007Natur.446..294B . дои : 10.1038/nature05619 . ПМИД 17361177 . S2CID 4430027 . Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2018 г.
^ Пинилья-Алонсо, Н.; Брунетто, Р.; Ликандро, Дж.; Гил-Хаттон, Р.; Руш, ТЛ; Страццулла, Г. (2009). «Поверхность (136108) Хаумеа ( 2003 EL ₆₁ ), крупнейшего обедненного углеродом объекта в транснептуновом поясе». Астрономия и астрофизика . 496 (2): 547. arXiv : 0803.1080 . Бибкод : 2009A&A...496..547P . дои : 10.1051/0004-6361/200809733 . S2CID 15139257 .
^ Пинилья-Алонсо, Н.; Ликандро, Дж.; Гил-Хаттон, Р.; Брунетто, Р. (2007). «Богатая водным льдом поверхность (145453) RR ₄₃ 2005 г .: аргумент в пользу популяции ТНО с обеднением углеродом?». Астрономия и астрофизика . 468 (1): Л25–Л28. arXiv : astro-ph/0703098 . Бибкод : 2007A&A...468L..25P . дои : 10.1051/0004-6361:20077294 . S2CID 18546361 .
^ Чан, Э.-И. (июль 2002 г.). «Столкновительная семья в классическом поясе Койпера». Астрофизический журнал . 573 (1): Л65–Л68. arXiv : astro-ph/0205275 . Бибкод : 2002ApJ...573L..65C . дои : 10.1086/342089 . S2CID 18671789 .
^ де ла Фуэнте Маркос, Карлос; де ла Фуэнте Маркос, Рауль (11 февраля 2018 г.). «Динамически коррелированные малые тела во внешней Солнечной системе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (1): 838–846. arXiv : 1710.07610 . Бибкод : 2018MNRAS.474..838D . дои : 10.1093/mnras/stx2765 . S2CID 73588205 .
^ Стерн, Алан (28 февраля 2018 г.). «Точка зрения исследователя: почему «Вояджер» не исследовал пояс Койпера?» . Проверено 13 марта 2018 г.
^ Лакдавалла, Эмили (24 января 2018 г.). «Новые горизонты» готовятся к встрече с MU69 2014 года . Планетарное общество . Проверено 13 марта 2018 г.

Внешние ссылки

Джуитт, Дэвид . «Участок пояса Койпера» . Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе.
«Электронный информационный бюллетень пояса Койпера» .
«Список транснептуновых объектов» , Центр малых планет МАС, minorplanetcenter.org , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики, заархивировано из оригинала 27 августа 2010 г.
«Страницы ТНО» . johnstonarchive.net .
«График текущих положений тел во Внешней Солнечной системе» . Центр малых планет МАС. minorplanetcenter.org . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики.

[2] Несколько старомодно, но «кубевано» до сих пор используется Центром малых планет для списка далеких малых планет. ^[1]

[1] «Далекие малые планеты» .

[3] Джуитт, Дэвид . «Классические объекты пояса Койпера» . Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе . Проверено 1 июля 2013 г.

[K10B62-4] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Брайан Дж. Марсден (30 января 2010 г.). «MPEC 2010-B62: Далекие малые планеты (13 февраля 2010 г., TT)» . Центр малых планет МАС. Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 4 сентября 2012 года . Проверено 26 июля 2010 г.

[K06X45-5] «MPEC 2006-X45: Далекие малые планеты» . Центр малых планет МАС и компьютерная сеть Фонда Тамкин. 12 декабря 2006 года . Проверено 3 октября 2008 г.

[JewittDelsanti2006-6] Jump up to: ^а ^б Джуитт, Д .; Дельсанти, А. (2006). «Солнечная система за пределами планет» (PDF) . Обновление Солнечной системы: актуальные и своевременные обзоры наук о Солнечной системе (PDF) . Спрингер - Праксис . ISBN 978-3-540-26056-1 . Архивировано из оригинала (PDF) 29 января 2007 года . Проверено 2 марта 2006 г. )

[Levison2003-7] Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера в результате переноса тел во время миграции Нептуна». Природа . 426 (6965): 419–421. Бибкод : 2003Natur.426..419L . дои : 10.1038/nature02120 . ПМИД 14647375 . S2CID 4395099 .

[DES_Elliot2006-8] Jump up to: ^а ^б Дж. Л. Эллиот; и др. (2006). «Обзор глубокой эклиптики: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция» . Астрономический журнал . 129 (2): 1117–1162. Бибкод : 2005AJ....129.1117E . дои : 10.1086/427395 . ( «Препринт» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 23 августа 2006 г. ).

[9] Джуитт, Д. (2004). «Плутино» . Архивировано из оригинала 19 апреля 2007 года.

[Doressoundiram2002-10] А. Дорессундирам; Н. Пейшиньо; К. де Берг; С. Форназье; П. Тибо; М. А. Баруччи; К. Вейе (октябрь 2002 г.). «Распределение цвета в поясе Эджворта-Койпера». Астрономический журнал . 124 (4): 2279. arXiv : astro-ph/0206468 . Бибкод : 2002AJ....124.2279D . дои : 10.1086/342447 . S2CID 30565926 .

[LacerdaJewitt2008-11] Пейшиньо, Нуну; Ласерда, Педро; Джуитт, Дэвид (август 2008 г.). «Отношение цвета к наклону классических объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 136 (5): 1837. arXiv : 0808.3025 . Бибкод : 2008AJ....136.1837P . дои : 10.1088/0004-6256/136/5/1837 . S2CID 16473299 .

[NollGrundy-binaries2008-12] К. Нолл; В. Гранди; Д. Стивенс; Х. Левисон; С. Керн (апрель 2008 г.). «Доказательства существования двух популяций классических транснептуновых объектов: сильная зависимость классических двойных систем от наклона». Икар . 194 (2): 758. arXiv : 0711.1545 . Бибкод : 2008Icar..194..758N . дои : 10.1016/j.icarus.2007.10.022 . S2CID 336950 .

[Trujillo_2001-13] Трухильо, Чедвик А.; Браун, Майкл Э. (2001). «Радиальное распределение пояса Койпера» (PDF) . Астрофизический журнал . 554 (1): L95–L98. Бибкод : 2001ApJ...554L..95T . дои : 10.1086/320917 . S2CID 7982844 . Архивировано из оригинала (PDF) 19 сентября 2006 года.

[MPC_list-14] Jump up to: ^а ^б « q > 40 AU и Q < 48 AU » . Центр малых планет МАС. minorplanetcenter.net . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Проверено 31 июля 2023 г.

[ArizonaBook_Gladman2007-15] Jump up to: ^а ^б Гладман, Б.Дж.; Марсден, Б.; ван Лаерховен, К. (2008). «Номенклатура во внешней Солнечной системе» (PDF) . В Баруччи, Массачусетс; и др. (ред.). Солнечная система за пределами Нептуна . Тусон: Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-2755-7 . Архивировано (PDF) из оригинала 2 ноября 2012 г.

[BrownBarkume2007-16] Браун, Майкл Э.; Баркуме, Кристина М.; Рагозин, Дарин; Шаллер, Эмили Л. (2007). «Столкновительное семейство ледяных объектов в поясе Койпера» (PDF) . Природа . 446 (7133): 294–6. Бибкод : 2007Natur.446..294B . дои : 10.1038/nature05619 . ПМИД 17361177 . S2CID 4430027 . Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2018 г.

[Pinilla-Alonso2009-17] Пинилья-Алонсо, Н.; Брунетто, Р.; Ликандро, Дж.; Гил-Хаттон, Р.; Руш, ТЛ; Страццулла, Г. (2009). «Поверхность (136108) Хаумеа ( 2003 EL ₆₁ ), крупнейшего обедненного углеродом объекта в транснептуновом поясе». Астрономия и астрофизика . 496 (2): 547. arXiv : 0803.1080 . Бибкод : 2009A&A...496..547P . дои : 10.1051/0004-6361/200809733 . S2CID 15139257 .

[Pinilla-Alonso2007-18] Пинилья-Алонсо, Н.; Ликандро, Дж.; Гил-Хаттон, Р.; Брунетто, Р. (2007). «Богатая водным льдом поверхность (145453) RR ₄₃ 2005 г .: аргумент в пользу популяции ТНО с обеднением углеродом?». Астрономия и астрофизика . 468 (1): Л25–Л28. arXiv : astro-ph/0703098 . Бибкод : 2007A&A...468L..25P . дои : 10.1051/0004-6361:20077294 . S2CID 18546361 .

[chiang-19] Чан, Э.-И. (июль 2002 г.). «Столкновительная семья в классическом поясе Койпера». Астрофизический журнал . 573 (1): Л65–Л68. arXiv : astro-ph/0205275 . Бибкод : 2002ApJ...573L..65C . дои : 10.1086/342089 . S2CID 18671789 .

[pairs-20] де ла Фуэнте Маркос, Карлос; де ла Фуэнте Маркос, Рауль (11 февраля 2018 г.). «Динамически коррелированные малые тела во внешней Солнечной системе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (1): 838–846. arXiv : 1710.07610 . Бибкод : 2018MNRAS.474..838D . дои : 10.1093/mnras/stx2765 . S2CID 73588205 .

[21] Стерн, Алан (28 февраля 2018 г.). «Точка зрения исследователя: почему «Вояджер» не исследовал пояс Койпера?» . Проверено 13 марта 2018 г.

[22] Лакдавалла, Эмили (24 января 2018 г.). «Новые горизонты» готовятся к встрече с MU69 2014 года . Планетарное общество . Проверено 13 марта 2018 г.

[а]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[1]