جرم وراء نبتوني

صورة توضح توزيع الأجرام في المنطقة الوراء نبتونية. حيث يبدو حزام الكويكبات بلون زهري، وأجرام القرص المبعثر بلون برتقالي وأجرام حزام كويبر بلون أخضر، أما سحابة أورط فهي بعيدة وكبيرة جداً لكي توضع ضمن رسم بهذه المقاييس.

الجرم الوراء نبتوني (بالإنجليزية: Trans-Neptunian object)‏ هو مصطلح يُطلق على أي جرم في النظام الشمسي يقع مداره حول الشمس خلف مدار كوكب نبتون. وتنقسم هذه المنطقة من النظام الشمسي إلى ثلاثة أجزاء رئيسية: حزام كويبر والقرص المبعثر وسحابة أورط.

أول جرم وراء نبتونيّ اكشتف هو بلوتو، والذي اكتشفه كلايد تومبو في عام 1930. وقد أخذ الأمر 60 عاماً لاكتشاف جرم آخر وراء نبتون، فقد اكتشف ثاني هذه الأجرام في عام 1992 وهو "(15760) 1992 QB1" (بالرغم من أن قمر بلوتو المسمى شارون اكتشف قبل هذا الجرم في عام 1978). لكن وبالرغم من هذه المدة الطويلة بين اكتشاف الأجرام الثلاثة الأولى، فمنذ اكتشاف الثالث عام 1992 وحتى اليوم ارتفع عدد المعروفة منها إلى ما يزيد على 1,000 جرم، تملك أحجاماً ومدارات وخصائص مختلفة. ويُعتقد أنه يوجد في حزام كويبر وحده أكثر من 70,000 من الأجرم التي يزيد قطرها عن 100 كم. وفي تشرين الثاني/نوفمبر 2009، كانت مدارات 198 من الأجرام الوراء نبتونية المعروفة محدّدة بشكل جيّد وصنّفت كنتيجة لذلك مع الكواكب الصغيرة.

أكبر جرم وراء نبتوني معروف هو إيريس (الذي اكتشف عام 2005)، ويليه بلوتو ثم ميكميك ثم هاوميا.

الخصائص الفيزيائية

طالع أيضًا: قائمة الأجرام وراء نبتونية

مذنب "29ب/سكواسمان-ووتشمان" الذي يُشار إليه أحياناً بأنه قنطور بسبب مداره.

بما أن القدر الظاهري لمعظم الأجرام الوراء نبتونيّة هو 20 فما فوق، فإن الدراسات الفيزيائيّة لها تقتصر على الآتي:

• الانبعاثات الحرارية لأضخم الأجرام.
• دراسة الألوان ومقارنة الأقدار الظاهرية باستخدام مرشّحات (فلاتر) مختلفة.
• تحليل الطيف المرئي وطيف الأشعة تحت الحمراء.

دراسة الأطياف والألوان تسمح لنا بالتعرّف على تكوّن وبداية الأجرام الوراء نبتونيّة إضافة إلى الارتباطات بينها وبين أنواع أخرى من الأجرام، وهذه الأجرام هي بشكل أساسي كواكب القنطور الصغيرة وبعض أقمار الكواكب العملاقة (مثل ترايتون وفويب) التي يُمكن أن تكون قد تكوّنت بالأصل في حزام كويبر. لكن بالرغم من هذا، يُمكن أحياناً أن تلائم الأطياف أكثر من نموذج واحد لتركيب السطح (حيث أنه يتم تحليل التركيب الكيميائي للأجرام السماوية عن طريق المطيافية)، وما زالت التفسيرات المطروحة لهذا الأمر غير مقنعة أو واضحة. وفضلاً عن هذا، فالطبقة السطحيّة العليا لهذه الأجرام تتغيّر بعدة تأثيرات هي الأشعة القويّة الصادرة عن الشمس والرياح الشمسية والنيازك المجهرية. ونتيجة لهذا فإنها سوف تكون شديدة الاختلاف عن الطبقة التي تحتها مباشرة، ومن ثم فهي ليست مفيدة في تحديد التركيب العام لهذه الأجرام.

يُعتقد أن الأجرام الوراء نبتونيّة الصغيرة هي عبارة عن مزيج منخفض الكثافة من الصخور والجليد إضافة إلى بعض المواد العضوية (التي تحتوي الكربون) على السطح مثل الثولن (وقد كُشف عن هذه المواد العضوية بواسطة تحليل الطيف). ومن جهة أخرى، الكثافة العالية لهاوميا التي تعادل 2.6-3.3 غ/سم³ تشير إلى أنه يتكوّن بنسبة عالية جداً من مواد غير جليدية (مقارنة بكثافة بلوتو: 2.0 غ/سم³).

تركيب بعض الأجرام الوراء نبتونيّة الصغيرة يُمكن أن يكون مشابها لتركيب المذنبات. وفي الواقع فإن بعض القناطير (التي يُعتقد أنها كانت أجراماً وراء نبتونيّة في الأصل) تخضع لتغيّرات موسميّة عندما تقترب من الشمس وتُظهر ذؤابة مشابهة لتلك التي تظهرها المذنبات (ومن هذه القناطير 2060 كايرون). لكن بالرغم من هذا، المقارنة بين الخصائص الفيزيائية للقناطير والأجرام الوراء نبتونيّة ما تزال أمراً مثيراً للجدل.