90377 เซดนา คืออะไร

ไกลออกไป
เซดนอยด์ ¹ | orbit_ref =  ² | จุดเริ่มยุค = 13 มกราคม พ.ศ. 2559 (JD 2457400.5) | ระยะจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุด = ≈ 936 AU (Q)³

5.4 วันแสง | ระยะจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด =  (q)
| ระยะจุดใกล้ศูนย์กลางวงโคจรที่สุด = | ระยะจุดไกลศูนย์กลางวงโคจรที่สุด = | กึ่งแกนเอก = ⁴⁵
| ความเยื้องศูนย์กลาง = | คาบดาราคติ = ≈ ⁶ | อัตราเร็วเฉลี่ยในวงโคจร = 1.04 กิโลเมตร/วินาที | มีนอนิมัลลี = | ความเอียง = 11.92872° (i) | ลองจิจูดของจุดโหนดขึ้น = 144.546° (Ω) | ระยะมุมจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด = (ω) | ใส่ลักษณะเฉพาะทางกายภาพ? (yes/no) = yes | มิติ =

⁷ | คาบการหมุนรอบตัวเอง = 10.273 ชม. (0.4280 วัน)
10.3 h ± 30%⁸⁹(ซิเดอเรียล) | อัตราส่วนสะท้อน = ¹⁰ | อุณหภูมิเดี่ยว = ≈ 12 K (see note) | ชนิดสเปกตรัม = (แดง) ; ¹¹ | โชติมาตรปรากฏ = 21.1¹²
20.5 (จุดที่ใกล้ที่สุด)¹³ | โชติมาตรสัมบูรณ์ = ¹⁴
1.6¹⁵ | อื่น ๆ = }} 90377 เซดนา (; สัญลักษณ์: 16px|⯲)¹⁶ เป็นดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ในบริเวณส่วนนอกของระบบสุริยะซึ่งในปี พ.ศ. 2558 อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 86 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) หรือ 1.29 × 10¹⁰ กิโลเมตร อยู่ห่างออกไปมากกว่าดาวเนปจูนเกือบสามเท่า กระบวนการสเปกโทรสโกปีเปิดเผยว่าพื้นผิวของเซดนามีองค์ประกอบคล้ายกับวัตถุพ้นดาวเนปจูนอื่น ๆ บางชิ้น โดยเป็นส่วนผสมของน้ำ มีเทน และไนโตรเจนแข็งกับโทลีนจำนวนมาก ผิวของเซดนาเป็นหนึ่งในผิวดาวที่มีสีแดงมากที่สุดท่ามกลางวัตถุอื่นในระบบสุริยะ เซดนาอาจเป็นดาวเคราะห์แคระ ในบรรดาวัตถุพ้นดาวเนปจูนทั้งแปดที่ใหญ่ที่สุด เซดนาเป็นวัตถุเดียวที่ไม่พบดาวบริวาร¹⁷¹⁸

วงโคจรส่วนใหญ่ของเซดนาอยู่ไกลออกจากดวงอาทิตย์ไปมากกว่าตำแหน่งปัจจุบัน ซึ่งคาดว่าตำแหน่งที่ไกลจากดวงอาทิตย์มากที่สุดจะอยู่ห่างออกไปถึง 937 AU¹⁹ (31 เท่าของระยะของดาวเนปจูน) ทำให้เซดนาเป็นวัตถุหนึ่งที่ไกลที่สุดในระบบสุริยะ นอกเหนือจากดาวหางคาบยาว²⁰

เซดนามีวงโคจรที่ยาวและยืดเป็นพิเศษ โดยใช้เวลาโคจรหนึ่งรอบประมาณ 11,400 ปี และมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดที่ 76 AU สิ่งนี้นำมาสู่ความคิดเกี่ยวกับต้นกำเนิดของเซดนา ศูนย์ดาวเคราะห์น้อยจัดเซดนาให้อยู่ในแถบหินกระจาย ซึ่งเป็นกลุ่มของวัตถุที่มีวงโคจรยืดยาวออกไปไกลเนื่องด้วยแรงโน้มถ่วงจากดาวเนปจูน การจัดให้เซดนาอยู่ในแถบหินกระจายนี้กลายเป็นข้อถกเถียง เพราะเซดนาไม่เคยเข้ามาใกล้ดาวเนปจูนมากพอที่จะเหวี่ยงกระจายเซดนาออกไปด้วยแรงโน้มถ่วงจากดาวเนปจูน ทำให้นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่าเซดนาเป็นวัตถุหนึ่งในเมฆออร์ตชั้นใน แต่บางคนก็เชื่อว่าเซดนามีวงโคจรที่ยืดยาวแบบนี้เนื่องด้วยดาวฤกษ์ที่เฉียดผ่านเข้ามาใกล้ โดยอาจเป็นหนึ่งในดาวของกระจุกดาวของดวงอาทิตย์ตอนเกิด (กระจุกดาวเปิด) หรือระบบดาวเคราะห์อื่นอาจจับยึดไว้ สมมติฐานอีกอย่างหนึ่งเสนอว่าวงโคจรของเซดนาได้รับผลกระทบจากดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ดวงหนึ่งที่พ้นวงโคจรดาวเนปจูน²¹

ไมเคิล บราวน์ นักดาราศาสตร์ผู้ค้นพบเซดนาและดาวเคราะห์แคระอีริส เฮาเมอา และมาคีมาคี คิดว่าเซดนาเป็นวัตถุพ้นดาวเนปจูนในปัจจุบันที่สำคัญที่สุดในทางวิทยาศาสตร์ เพราะว่าการทำความเข้าใจในวงโคจรที่ไม่เสถียรนี้เป็นไปได้ที่จะให้ข้อมูลอันมีค่าเกี่ยวกับต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของระบบสุริยะในช่วงแรก²²²³

ประวัติ

การค้นพบ

เซดนา (หรือในชื่อเก่า คือ 2003 VB₁₂) ค้นพบโดย ไมเคิล อี. บราวน์ (สถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย) แชด ทรูจีโล (หอดูดาวเจมินี) และ เดวิด แรบิโนวิตซ์ (มหาวิทยาลัยเยล) เมื่อวันที่ 14 พฤศจิกายน พ.ศ. 2546 การค้นพบเป็นส่วนหนึ่งของการสำรวจซึ่งเริ่มขึ้นเมื่อปี พ.ศ. 2544 ด้วยกล้องโทรทรรศน์ซามูเอลออสชินที่หอดูดาวพาโลมาร์ ใกล้กับแซนดีเอโก รัฐแคลิฟอร์เนีย ใช้กล้องความชัด 160 เมกะพิกเซลของมหาวิทยาลัยเยล ในวันนั้นพบว่าวัตถุเคลื่อนที่ไป 4.6 ลิปดา โดยใช้เวลา 3.1 ชั่วโมงเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้ประมาณได้ว่าวัตถุนั้นอยู่ห่างออกไปประมาณ 100 AU การสำรวจต่อมามีขึ้นในช่วงเดือนพฤศจิกายน–ธันวาคม พ.ศ. 2546 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์สมาร์ทที่หอดูดาวนานาชาติ-อเมริกันเซร์โรโตโลโล ในประเทศชิลี กล้องโทรทรรศน์เทเนกรา 4 ในโนกาเลส รัฐแอริโซนา และกล้องของหอดูดาวเคกบนภูเขาไฟเมานาเคอาที่ฮาวาย ประกอบกับการตรวจสอบผ่านภาพเก่า ๆ ที่ถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์ซามูเอลออสชินในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2546 และภาพจากภารกิจตามหาดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกในปี พ.ศ. 2544–2545 ทำให้การค้นหาวงโคจรมีความแม่นยำมากขึ้น การคำนวณแสดงให้เห็นว่าวัตถุนั้นเคลื่อนไปตามวงโคจรที่เยื้องมาก ๆ ที่ระยะทาง 90.3 AU จากดวงอาทิตย์²⁴²⁵ ซึ่งการค้นพบภาพก่อนการค้นพบนี้เกิดขึ้นภายหลังในบรรดาภาพการสำรวจท้องฟ้าของปาโลมาร์ย้อนกลับไปถึงวันที่ 25 กันยายน พ.ศ. 2533²⁶

การตั้งชื่อ

ในระยะแรก ไมก์ บราวน์ ตั้งชื่อเล่นให้กับเซดนาว่า "เดอะฟลายอิงดัตช์แมน" หรือแค่ "ดัตช์" ตามชื่อเรือผีสิงในตำนาน เนื่องด้วยการเคลื่อนที่ที่ช้าที่ทำให้ทีมงานรู้ว่าดาวนั้นมีตัวตนอยู่²⁷ สำหรับชื่ออย่างเป็นทางการ ไมก์ บราวน์ เลือกชื่อเซดนา ชื่อจากเทพปกรณัมอินุต ซึ่งบราวน์เลือกด้วยเหตุผลส่วนหนึ่งว่าอินุตเป็นกลุ่มชนขั้วโลกที่อยู่ใกล้บ้านของเขาที่สุดที่ปาซาเดนา และเหตุผลอีกส่วนหนึ่งว่าชื่อนั้นสะกดง่าย ไม่เหมือนกับควาอัวร์²⁸ บนเว็บไซต์ของเขา เขาเขียนว่า ไมเคิล บราวน์ยังเสนอต่อศูนย์ดาวเคราะห์น้อยของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลว่าวัตถุใด ๆ ที่จะค้นพบในอนาคต ถ้าอยู่ในบริเวณเดียวกับเซดนา ควรตั้งชื่อตามสิ่งที่อยู่ในเทพปกรณัมอาร์กติก²⁹ ทีมผู้ค้นพบตีพิมพ์ชื่อ "เซดนา" ก่อนการตั้งชื่ออย่างเป็นทางการ³⁰ ไบรอัน มาร์สเดน ผู้อำนวยการศูนย์ดาวเคราะห์น้อย กล่าวว่าการทำเช่นนี้เป็นการละเมิดพิธีสารและอาจมีนักดาราศาสตร์ของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลโต้แย้ง³¹ ถึงกระนั้น ไม่มีข้อคัดค้านใด ๆ ต่อชื่อนี้เลย และไม่มีชื่ออื่นใดเสนอเข้ามา การประชุมของคณะกรรมการร่างชื่อวัตถุขนาดเล็กจึงยอมรับชื่อ "เซดนา" ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2547³² และอนุญาตให้มีการตั้งชื่อก่อนที่จะได้รับชื่ออย่างเป็นทางการ สำหรับกรณีที่น่าสนใจเป็นพิเศษที่คล้ายกัน³³

วงโคจรและการโคจร

thumb|left|วงโคจรของเซดนาเมื่อเทียบกับวงโคจรของวัตถุระบบสุริยะชั้นนอก (ภาพจากด้านบนและด้านข้าง วงโคจรดาวพลูโตเป็นสีม่วงและวงโคจรดาวเนปจูนเป็นสีน้ำเงิน)|alt=The orbit of Sedna lies well beyond these objects, and extends many times their distances from the Sun เซดนาเป็นวัตถุที่มีคาบการโคจรนานที่สุดเป็นลำดับที่สองของระบบสุริยะ³⁴ ซึ่งคำนวณแล้วอยู่ที่ 11,400 ปี³⁵³⁶ วงโคจรของเซดนามีความเยื้องสูงมาก ด้วยจุดไกลที่สุดจากดวงอาทิตย์อยู่ที่ 937 AU³⁷ และจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ที่ 76 AU โดยตำแหน่งที่ใกล้ที่สุดของเซดนาอยู่ไกลกว่าของวัตถุอื่น ๆ ในระบบสุริยะจนกระทั่งค้นพบ 2012 VP₁₁₃³⁸³⁹ ณ จุดไกลที่สุดนั้น เซดนาโคจรด้วยความเร็วเพียงแค่ 1.3% ของความเร็วที่โลกโคจร เมื่อมีการค้นพบเซดนาที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ 89.6 AU⁴⁰ ขณะเคลื่อนที่เข้าใกล้จุดใกล้ที่สุด เซดนากลายเป็นวัตถุที่ไกลที่สุดในระบบสุริยะ ภายหลังอีริสแซงเซดนาเมื่อตรวจพบอีริสโดยวิธีเดียวกันที่ระยะห่าง 97 AU จากดวงอาทิตย์ มีเพียงดาวหางคาบยาวบางดวงเท่านั้นที่มีคาบโคจรมากกว่าคาบของเซดนา ดาวหางเหล่านี้จางเกินไปที่จะสามารถค้นพบได้ เว้นแต่จะผ่านเข้ามาในระบบสุริยะชั้นใน ถึงแม้ว่าเซดนาจะอยู่ ณ จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดในช่วงกลางปี พ.ศ. 2619⁴¹ ดวงอาทิตย์ที่ปรากฏบนเซดนานั้นอาจมีขนาดเท่าปลายเข็มซึ่งสว่างกว่าดวงจันทร์ตอนเต็มดวง 100 เท่า (เมื่อเทียบกับโลกแล้ว ดวงอาทิตย์ที่เห็นบนโลกสว่างกว่าตอนดวงจันทร์เต็มดวง 400,000 เท่า) และดวงอาทิตย์อยู่ไกลเกินกว่าที่จะเห็นเป็นรูปร่าง⁴²

เมื่อค้นพบครั้งแรกนั้น คาดว่าเซดนามีคาบหมุนรอบตัวเองที่นานมาก ๆ (20 ถึง 50 วัน)⁴³ ระยะแรกเชื่อกันว่าการหมุนรอบตัวเองของเซดนาที่ช้าเป็นผลมาจากแรงโน้มถ่วงจากดาวบริวารขนาดใหญ่ คล้ายกับแครอน ดาวบริวารของดาวพลูโต⁴⁴ การค้นหาดาวบริวารดวงนั้นด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2547 ไม่พบอะไรเลย⁴⁵ และจากผลการคำนวณจากกล้องโทรทรรศน์เอ็มเอ็มในเวลาต่อมาพบว่าเซดนาหมุนโดยใช้ระยะเวลาสั้นกว่าที่คาดไว้มาก ประมาณ 10 ชั่วโมง ซึ่งค่อนข้างปกติสำหรับดาวขนาดอย่างเซดนา⁴⁶

ลักษณะทางกายภาพ

เซดนามีความส่องสว่างสัมบูรณ์อยู่ที่ประมาณ 1.8 และอัตราส่วนสะท้อนอยู่ที่ประมาณ 0.32 จึงประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางไว้ที่ 1,000 กิโลเมตร⁴⁷ ณ เวลาที่ค้นพบเซดนานั้น ได้จัดให้เซดนาเป็นวัตถุที่ส่องสว่างภายในมากที่สุดในระบบสุริยะตั้งแต่ค้นพบดาวพลูโตในปี พ.ศ. 2473 ในปี พ.ศ. 2547 เหล่าผู้ค้นพบวางค่าสูงสุดของเส้นผ่านศูนย์กลางอยู่ที่ 1,800 กิโลเมตร⁴⁸ แต่ในปี พ.ศ. 2550 ก็ลดลงมาต่ำกว่า 1,600 กิโลเมตร หลังจากที่สังเกตผ่านกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์⁴⁹ ในปี พ.ศ. 2555 การคำนวณจากหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชลเสนอว่าเซดนามีเส้นผ่านศูนย์กลาง 995 ± 80 กิโลเมตร ซึ่งจะทำให้มีขนาดเล็กกว่าแครอน ดาวบริวารของดาวพลูโต⁵⁰ เนื่องจากเซดนาไม่มีดาวบริวาร การหามวลโดยไม่ส่งยานอวกาศไปจึงเป็นไปไม่ได้และเซดนาก็เป็นวัตถุพ้นดาวเนปจูนที่ใหญ่ที่สุดที่ไม่มีดาวบริวารในปัจจุบัน⁵¹ มีความพยายามในการหาดาวบริวารนั้นเพียงครั้งเดียว⁵²⁵³ และคาดการณ์กันว่ามีโอกาสที่ไม่พบดาวบริวารนั้นอยู่ 25%⁵⁴⁵⁵

การสังเกตจากกล้องโทรทรรศน์ SMARTS แสดงให้เห็นว่าในระยะแสงที่มองเห็นได้ เซดนาเป็นหนึ่งในวัตถุที่สีแดงที่สุดในระบบสุริยะ เกือบมีสีแดงเท่าดาวอังคาร⁵⁶ แชด ทรูจีโลและเพื่อนร่วมงานของเขาเสนอว่าสีแดงเข้มของเซดนานั้นเกิดจากผิวของดาวนั้นปกคลุมไปด้วยตะกอนไฮโดรคาร์บอน หรือโทลีน ซึ่งเกิดจากสารประกอบอินทรีย์ขนาดเล็กกว่าที่สัมผัสกับรังสีอัลตราไวโอเล็ตยาวนาน⁵⁷ ผิวของเซดนาเหมือนกันทั้งสีและสเปกตรัมทั่วทั้งดาว ซึ่งอาจเกิดจากการที่เซดนาไม่ค่อยปะทะกับวัตถุอื่นใด ไม่เหมือนกับวัตถุอื่น ๆ ที่ใกล้ดวงอาทิตย์กว่าที่มักจะปะทะกับวัตถุอื่น ซึ่งแสดงให้เห็นแถบน้ำแข็งสว่างที่มีเหมือนกับบน 8405 แอสโบลัส⁵⁸ เซดนาและวัตถุที่อยู่ไกลมากสองชิ้น ได้แก่ และ มีสีเดียวกันกับวัตถุดั้งเดิมในแถบไคเปอร์ชั้นนอกและเซนทอร์ 5145 โฟบัส วัตถุเหล่านี้อาจมีต้นกำเนิดในบริเวณเดียวกัน⁵⁹

ทรูจีโลและเพื่อนร่วมงานยังวางค่าสูงสุดขององค์ประกอบพื้นผิวของเซดนาอยู่ที่มีเทนแข็ง 60% และน้ำแข็ง 70%⁶⁰ การมีอยู่ของมีเทนแข็งยังช่วยสนับสนุนถึงการมีอยู่ของโทลีนบนผิวเซดนา เนื่องด้วยโทลีนเหล่านี้เกิดจากการฉายรังสีของมีเทน⁶¹ บารุชชีและเพื่อนร่วมงานของเขาเปรียบเทียบสเปกตรัมของเซดนากับไทรทัน และตรวจพบแถบดูดซึมอย่างอ่อนของมีเทนและไนโตรเจนแข็ง จากการสังเกตเหล่านี้ พวกเขาจึงเสนอองค์ประกอบผิวดาวเป็นโทลีนชนิดไทรทัน 24% คาร์บอนอสัณฐาน 7% ไนโตรเจนแข็ง 10% เมทานอล 26% และมีเทน 33%⁶² และได้ยืนยันการตรวจพบมีเทนและน้ำแข็งในปี พ.ศ. 2549 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์⁶³ การมีอยู่ของไนโตรเจนบนผิวดาวเสนอว่าเซดนาอาจมีชั้นบรรยากาศบาง ๆ แม้เพียงระยะเวลาสั้น ระหว่าง 200 ปีใกล้กับจุดใกล้ที่สุด อุณหภูมิสูงสุดบนเซดนาควรเกิน 35.6 เคลวิน (-237.6 องศาเซลเซียส) การเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิระหว่างไนโตรเจนแข็งระยะแอลฟากับระยะบีตาบนไทรทัน ที่ 38 เคลวิน ความดันไอของ N₂ อาจอยู่ที่ 14 ไมโครบาร์ (1.4 ปาสกาล)⁶⁴ ความชันสเปกตรัมสีแดงเข้มของเซดนาแสดงให้เห็นถึงการมีอยู่ของสารประกอบอินทรีย์จำนวนมากบนผิวดาว และแถบการดูดกลืนมีเทนจาง ๆ ชี้ว่ามีเทนบนผิวดาวนั้นมีอายุมาก สิ่งนี้หมายความว่าเซดนานั้นหนาวเกินกว่าที่มีเทนจะระเหยไปจากผิวดาวและตกกลับมาในรูปของหิมะ ซึ่งเกิดขึ้นบนไทรทันและอาจจะบนดาวพลูโตด้วย⁶⁵

แบบจำลองของความร้อนภายในดาวด้วยการสลายตัวกัมมันตรังสีเสนอว่าเซดนาอาจมีมหาสมุทรเป็นน้ำเหลวอยู่ใต้ผิวดาว⁶⁶

ต้นกำเนิด

ในรายงานการค้นพบเซดนา ไมก์ บราวน์ และเพื่อนร่วมงานของเขาบรรยายไว้ว่าเซดนาเป็นวัตถุแรกที่อยู่ในบริเวณเมฆออร์ต ซึ่งเป็นเมฆสมมติของดาวหางที่เชื่อกันว่ามีอยู่ไปไกลถึงเกือบหนึ่งปีแสงจากดวงอาทิตย์ พวกเขาสังเกตว่าจุดใกล้ที่สุดของเซดนา (76 AU) นั้นไกลเกินกว่าที่อิทธิพลความโน้มถ่วงจากดาวเนปจูนจะกระจายเซตนาได้ แตกต่างจากวัตถุแถบหินกระจาย เช่น อีริส⁶⁷ เนื่องจากเซดนาอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์เกินกว่าที่คาดไว้สำหรับวัตถุเมฆออร์ต ประกอบกับมีวงโคจรที่เอียงในระนาบใกล้เคียงกับวัตถุอื่นในแถบไคเปอร์และดาวเคราะห์ พวกเขาจึงบรรยายวัตถุค้นพบใหม่ชิ้นนี้เป็น "วัตถุเมฆออร์ตชั้นใน" ซึ่งเริ่มตั้งแต่บริเวณแถบหินกระจายในแถบไคเปอร์ไปจนถึงบริเวณที่เป็นทรงกลมของเมฆออร์ต⁶⁸⁶⁹

ถ้าเซดนากำเนิดขึ้นในตำแ���น่งปัจจุบัน จานดาวเคราะห์ก่อนเกิดดั้งเดิมของดวงอาทิตย์ต้องแผ่ออกไปไกลถึง 75 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ในอวกาศ⁷⁰ วงโคจรดั้งเดิมของเซดนาก็ต้องเกือบเป็นวงกลมเช่นกัน มิเช่นนั้นการกำเนิดโดยการชนกันจากวัตถุขนาดเล็กกว่าจะเป็นไปไม่ได้ เพราะว่าจะรบกวนความเร็วสัมพัทธ์ที่มากระหว่างชิ้นส่วนเล็ก ๆ มากเกินไป ดังนั้นจะต้องเหวี่ยงเซดนามายังวงโคจรปัจจุบันด้วยแรงโน้มถ่วงของวัตถุบางอย่าง⁷¹ ในรายงานแรกของพวกเขานั้น บราวน์ ราบิโนวิตซ์ และเพื่อนร่วมงานเสนอว่ามีสามตัวเลือกที่เป็นไปได้ที่จะเป็นวัตถุที่มารบกวนนี้ ได้แก่ ดาวเคราะห์ที่ยังไม่ค้นพบที่อยู่ถัดออกไปจากแถบไคเปอร์ ดาวฤกษ์ที่โคจรผ่านมา หรือหนึ่งในดาวฤกษ์แรกเกิดที่ตรึงอยู่กับดวงอาทิตย์ในกระจุกดาวฤกษ์ครั้งที่ดวงอาทิตย์กำเนิดขึ้น⁷²

ไมก์ บราวน์ และทีมงานของเขาสนับสนุนสมมติฐานที่ว่า "การเหวี่ยงเซดนามาให้อยู่ในวงโคจรปัจจุบันทำได้ด้วยดาวฤกษ์จากกระจุกดาวเปิดของดวงอาทิตย์" ให้เหตุผลด้วยว่าจุดที่ไกลที่สุดของเซดนาที่ประมาณ 1,000 AU ซึ่งใกล้มากเมื่อเทียบกับจุดที่ไกลที่สุดของดาวหางคาบยาวทั้งหลาย ไม่ไกลเพียงพอที่จะได้รับผลกระทบจากดาวฤกษ์ที่โคจรผ่านมา ณ ตำแหน่งปัจจุบันจากดวงอาทิตย์ พวกเขาเสนอว่าวงโคจรของเซดนาสามารถอธิบายได้ดีที่สุดด้วยการที่ดวงอาทิตย์กำเนิดในกระจุกดาวเปิดของดาวฤกษ์จำนวนมากที่ค่อย ๆ แยกจากกันไปตามเวลา⁷³⁷⁴⁷⁵ สมมติฐานนั้นพัฒนาต่อไปโดยทั้งอาเลสซานโดร มอร์บีเดลลี และสกอตต์ เจย์ เคนยอน⁷⁶⁷⁷ แบบจำลองคอมพิวเตอร์โดยฮูลิโอ เอ. เฟร์นันเดซและเอเดรียน บรูนีนี เสนอว่าการโคจรผ่านของดาวฤกษ์แรกเกิดหลายครั้งในกระจุกดาวเปิดแบบนั้นอาจดึงวัตถุต่าง ๆ จนมีวงโคจรแบบเซดนา⁷⁸ การศึกษาของมอร์บีเดลลี และเลวิสันเสนอว่าคำอธิบายที่เป็นไปได้มากที่สุดเกี่ยวกับวงโคจรของเซดนา คือ ดาวฤกษ์อีกดวงหนึ่งต้องเคยรบกวนเซตนาจากในระยะใกล้ (ประมาณ 800 AU) ใน 100 ร้อยล้านปีแรกหรือมากกว่านั้นจากตอนที่ระบบสุริยะกำเนิดขึ้น⁷⁹⁸⁰

สมมติฐานวัตถุพ้นดาวเนปจูนนั้นก้าวหน้าไปในหลากหลายรูปแบบโดยนักดาราศาสตร์จำนวนหนึ่ง รวมทั้ง รอดนีย์ โกเมส และปาทรึก ลือกาวกา สมมติฐานรูปแบบหนึ่งมีการรบกวนของวงโคจรเซดนาโดยวัตถุสมมติขนาดเท่าดาวเคราะห์ในเมฆฮิลล์เข้ามาเกี่ยวข้อง แบบจำลองล่าสุดแสดงให้เห็นว่าลักษณะการโคจรของเซดนาสามารถอธิบายด้วยการรบกวนจากวัตถุมวลเท่าดาวเนปจูน ณ ตำแหน่ง 2,000 AU หรือน้อยกว่า วัตถุมวลเท่าดาวพฤหัสบดี ณ ตำแหน่ง 5,000 AU หรือแม้กระทั่งวัตถุมวลเท่าโลก ณ ตำแหน่ง 1,000 AU⁸¹⁸² แบบจำลองคอมพิวเตอร์โดยปาทรึก ลือกาวกา เสนอว่าวงโคจรของเซดนาอาจเป็นผลมาจากวัตถุขนาดประมาณใกล้เคียงกับโลกที่ถูกเหวี่ยงออกมาข้างนอกโดยดาวเนปจูนในช่วงเริ่มแรกของระบบสุริยะ และขณะนี้ก็อยู่ในวงโคจรที่ยืดออกไปในช่วงระหว่าง 80 และ 170 AU จากดวงอาทิตย์⁸³ การสำรวจท้องฟ้าหลายครั้งของไมก์ บราวน์ตรวจไม่พบวัตถุขนาดเท่าโลกใด ๆ ในช่วงระยะทางถึงประมาณ 100 AU เป็นไปได้ว่าวัตถุนั้นอาจหลุดออกไปนอกระบบสุริยะหลังจากการก่อตัวของเมฆออร์ตชั้นใน⁸⁴

คอนสแตนติน บาตีกิน นักวิจัยจากสถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย และไมก์ บราวน์ตั้งสมมติฐานไว้เกี่ยวกับการมีตัวตนของดาวเคราะห์ยักษ์ในระบบสุริยะชั้นนอก พวกเขาให้ชื่อเล่นว่า ดาวเคราะห์เก้า ดาวเคราะห์ดวงนี้อาจมีมวลมากกว่าโลก 10 เท่า มีวงโคจรที่เยื้องมาก ๆ และมีระยะทางเฉลี่ยจากดวงอาทิตย์ประมาณ 20 เท่าของดาวเนปจูน (ซึ่งโคจรที่ระยะทางเฉลี่ยที่ 30.1 AU (4.50 × 10⁹ กิโลเมตร)) คาบการโคจรอาจอยู่ที่ 10,000 ถึง 20,000 ปี การมีตัวตนของดาวเคราะห์ดวงนี้สมมติขึ้นจากแบบจำลองทางคณิตศาสตร์และแบบจำลองคอมพิวเตอร์แต่ยังไม่เคยสังเกตโดยตรง ดาวเคราะห์ดวงนี้อาจอธิบายลักษณะวงโคจรของกลุ่มของวัตถุที่รวมไปถึงเซดนา⁸⁵⁸⁶

มีการเสนอว่าวงโคจรของเซดนานั้นเป็นผลมาจากอิทธิพลของดาวคู่ขนาดใหญ่ของดวงอาทิตย์ที่อยู่ห่างออกไปหลายพันหน่วยดาราศาสตร์ ดาวคู่สมมติหนึ่ง คือ เนเมซิส ดาวคู่มืดของดวงอาทิตย์ที่เชื่อกันว่ามีส่วนเกี่ยวข้องกับคาบการเกิดการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่บนโลกอันเกิดมาจากการพุ่งชนของดาวหาง ร่องรอยการพุ่งชนบนดวงจันทร์ และองค์ประกอบวงโคจรที่คล้าย ๆ กันของดาวหางคาบยาวจำนวนมาก⁸⁷⁸⁸ ไม่มีหลักฐานโดยตรงเกี่ยวกับเนเมซิสเลย และหลักฐานหลายอย่าง เช่น จำนวนหลุมอุกกาบาต ทำให้การมีตัวตนของดาวดวงนั้นกลายเป็นข้อกังขา⁸⁹⁹⁰ จอห์น เจ. มัลทีส และดาเนียล พี. วิทไมร์ ผู้ที่เสนอความเป็นไปได้ของดาวคู่ดวงอาทิตย์มาอย่างยาวนาน เสนอว่าวัตถุมวล 5 เท่าของดาวพฤหัสบดีที่อยู่ออกไปประมาณ 7,850 AU จากดวงอาทิตย์ อาจทำให้วัตถุหนึ่งมีวงโคจรแบบเซดนา⁹¹

มอร์บีเดลลี และเคนยอนยังเสนออีกว่าเซดนาอาจไม่ได้กำเนิดในระบบสุริยะ แต่มาจากระบบดาวเคราะห์อื่นที่โคจรผ่านมาแล้วโดนดวงอาทิตย์จับไว้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในระบบของดาวแคระน้ำตาลที่มีมวล 1/20 เท่าของดวงอาทิตย์^92939495

ประชากร

[thumb|แนวคิดเกี่ยวกับผิวดาวเซดนาของศิลปิน มีทางช้างเผือก แอนทาเรส ดวงอาทิตย์ และสไปกาอยู่ด้านบน](ไฟล์:Artist's_concept_of_the_Solar_System_as_viewed_from_Sedna.jpg "wikilink")

วงโคจรที่เยื้องอย่างมากของเซดนาหมายความว่า มีโอกาสตรวจพบเพียงแค่ 1 ใน 80 ซึ่งแสดงให้เห็นว่าอาจมีวัตถุขนาดเท่าเซดนา 40–120 ชิ้นอยู่ในบริเวณเดียวกัน เว้นเสียแต่ว่าการค้นพบเซดนาเป็นเรื่องบังเอิญ⁹⁶⁹⁷ วัตถุอีกชิ้นหนึ่งมีวงโคจรที่คล้ายกันกับเซดนาแต่เยื้องน้อยกว่า โดยมีจุดที่ใกล้ที่สุดอยู่ที่ 44.3 AU จุดไกลที่สุดอยู่ที่ 394 AU และมีระยะเวลาการโคจรอยู่ที่ 3,240 ปี ซึ่งอาจจะได้รับผลกระทบในแบบเดียวกันกับเซดนา⁹⁸

แต่ละกลไกที่เสนอมาสำหรับวงโคจรสุดขั้วของเซดนานี้อาจทิ้งร่องรอยที่แตกต่างกันบนโครงสร้างและพลวัตของกลุ่มประชากรใด ๆ ที่กว้างกว่า ถ้าวัตถุพ้นดาวเนปจูนมีส่วนเกี่ยวข้อง วัตถุเหล่านี้ควรมีจุดที่ใกล้ที่สุดในบริเวณเดียวกัน (ประมาณ 80 AU) ถ้าระบบดาวเคราะห์อื่นที่หมุนรอบในทิศทางเดียวกันกับระบบสุริยะจับเซดนาได้ ประชากรทั้งหมดก็จะต้องมีวงโคจรที่เอียงน้อย และมีกึ่งแกนเอกอยู่ในช่วง 100–500 AU ถ้าดาวหมุนรอบในทิศทางตรงข้าม ประชากรสองกลุ่มจะเกิดขึ้น ได้แก่กลุ่มที่วงโคจรเอียงน้อยและเอียงมาก การรบกวนจากดาวฤกษ์ที่โคจรผ่านมาอาจทำให้เกิดความหลากหลายในทั้งจุดที่ใกล้ที่สุดและความเอียงของวงโคจร ขึ้นอยู่กับจำนวนครั้งและมุมที่ดาวดวงนั้นเข้ามา⁹⁹

การได้รับตัวอย่างที่ใหญ่กว่าของวัตถุเหล่านี้อาจช่วยให้ตัดสินใจว่าสถานการณ์แบบใดที่เป็นไปได้มากที่สุด¹⁰⁰ "ผมเรียกเซดนาว่าเป็นฟอสซิลแห่งระบบสุริยะยุคแรกเริ่ม" กล่าวโดยบราวน์ในปี พ.ศ. 2549 "ในที่สุด เมื่อค้นพบฟอสซิลอื่น ๆ เซดนาช่วยบอกถึงวิธีการเกิดของดวงอาทิตย์และจำนวนดาวที่อยู่ใกล้กับดวงอาทิตย์ครั้งตอนเกิด"¹⁰¹ การสำรวจโดยบราวน์ ราบิโนวิตซ์ และเมแกน ชวามบ์ในปี พ.ศ. 2550–2551 พยายามที่จะระบุตำแหน่งของวัตถุกลุ่มสมมติของเซดนาชิ้นอื่น ๆ แม้ว่าการสำรวจนั้นจะจับได้ถึงการเคลื่อนที่ที่ห่างออกไปถึง 1,000 AU และค้นพบดาวเคราะห์แคระที่เป็นไปได้อย่าง แต่ก็ไม่พบวัตถุเซดนอยด์ใหม่เลย¹⁰² แบบจำลองต่อมาที่รวบรวมข้อมูลใหม่ ๆ เข้าด้วยแล้วเสนอว่าอาจมีวัตถุขนาดเท่าเซดนาอยู่ประมาณ 40 ชิ้นในบริเวณนั้น โดยวัตถุที่มีความส่องสว่างที่สุดอาจประมาณความส่องสว่างของอีริส (–1.0)¹⁰³

ในปี พ.ศ. 2557 นักดาราศาสตร์ประกาศการค้นพบ ¹⁰⁴ วัตถุขนาดประมาณครึ่งหนึ่งของเซดนาในวงโคจรกว่า 4,200 ปีคล้ายกับวงโคจรของเซดนา และมีจุดที่ใกล้ที่สุดอยู่ภายในระยะของเซดนาที่ประมาณ 80 AU¹⁰⁵ ซึ่งทำให้มีการคาดการณ์ว่าวัตถุนี้อาจเป็นหลักฐานของดาวเคราะห์พ้นดาวเนปจูน¹⁰⁶

การจัดระบบ

thumb|500px|เซดนาเมื่อเทียบกับวัตถุโคจรระยะไกลอื่น ๆ

ศูนย์ดาวเคราะห์น้อยซึ่งเป็นหน่วยงานที่จัดระบบวัตถุต่าง ๆ ในระบบสุริยะ จัดให้เซดนาเป็นวัตถุแถบหินกระจาย¹⁰⁷ การจัดนี้เป็นข้อสงสัยอย่างมาก โดยนักดาราศาสตร์จำนวนมากเสนอว่าเซดนาควรจัดอยู่ในหมวดหมู่ใหม่ของวัตถุไกลโพ้นที่เรียกว่า วัตถุแถบหินกระจายขยาย (Extended scattered disc objects)¹⁰⁸ วัตถุที่ไกลออกไป¹⁰⁹ วัตถุแยกออกระยะไกล¹¹⁰ หรือ วัตถุกระจาย–ขยาย ในการจัดระบบอย่างเป็นทางการโดย Deep Ecliptic Survey¹¹¹

การค้นพบเซดนานั้นรื้อฟื้นคำถามที่ว่าเทห์ฟ้าใดควรหรือไม่ควรเป็นดาวเคราะห์ ในวันที่ 15 มีนาคม พ.ศ. 2547 บทความเกี่ยวกับเซดนาของสำนักพิมพ์ที่มีชื่อเสียงรายงานว่าค้นพบดาวเคราะห์ดวงที่สิบแล้ว คำถามนี้สามารถตอบได้โดยใช้นิยามดาวเคราะห์ของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลที่นำมาใช้ในวันที่ 24 สิงหาคม พ.ศ. 2549 ซึ่งบอกว่าดาวเคราะห์ต้องไม่มีเทห์ฟ้าอื่น ๆ โคจรในบริเวณเดียวกัน เซดนามีค่าสเติร์น–เลวิสันต่ำกว่า 1 โดยประมาณ ดังนั้นจึงไม่จัดว่าเซดนาไร้ซึ่งเทห์ฟ้าโดยรอบ แม้ว่ายังไม่ค้นพบวัตถุอื่นในบริเวณเดียวกัน แต่คาดกันว่าเซดนาน่าจะเป็นดาวเคราะห์แคระ โดยเซดนาต้องอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต เนื่องจากมีความสว่างพอ ดังนั้นดาวจึงมีขนาดใหญ่พอที่จะรักษาความเป็นทรงกลม¹¹² และนักดาราศาสตร์หลายคนก็เรียกเซดนาว่าเป็นดาวเคราะห์แคระแล้ว^{113114115116117}

การสำรวจ

เซดนาจะอยู่ในตำแหน่งที่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดประมาณปี พ.ศ. 2618–2619 การเข้าใกล้ครั้งนี้จะเป็นโอกาสในการสำรวจดาว ซึ่งจะไม่มีโอกาสเช่นนี้อีกจนกระทั่ง 12,000 ปีข้างหน้า ถึงแม้เซดนาจะมีรายชื่อในเว็บไซต์การสำรวจระบบสุริยะของนาซา¹¹⁸ แต่ปัจจุบันยังไม่มีแผนการใด ๆ เพื่อสำรวจเซดนา¹¹⁹ มีการคำนวณออกมาว่าจะใช้เวลา 24.48 ปี ในการเดินทางจากโลกถึงเซดนา โดยใช้แรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดีช่วยเหวี่ยง คาดว่าวันปล่อยยานอาจจะเป็น 6 พฤษภาคม พ.ศ. 2576 หรือ 23 มิถุนายน พ.ศ. 2589 เมื่อยานไปถึงแล้วเซดนาจะอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 77.27 และ 76.43 AU ตามลำดับ¹²⁰

ในเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2561 อีธาน ซีเกล นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ สนับสนุนยานอวกาศสำหรับศึกษาเซดนาที่ตำแหน่งใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอย่างเปิดเผย ซีเกลกล่าวว่าเซดนาเป็นเป้าหมายที่น่าดึงดูด เนื่องจากเป็นไปได้ที่เซดนาจะเป็นวัตถุเมฆออร์ตชั้นใน และด้วยคาบการโคจรอันยาวนานของเซดนาซึ่งอาจเป็นเพียงโอกาสเดียวในหลายสหัสวรรษที่จะได้ศึกษาเซดนาที่ระยะใกล้จากดวงอาทิตย์ขนาดนั้น¹²¹ ภารกิจเช่นนี้สามารถทำให้สะดวกขึ้นได้ด้วยเครื่องพ่นไอออน Dual-Stage 4-Grid ที่สามารถย่นเวลาการเดินทางได้อย่างมาก ถ้าให้พลังงานด้วยบางอย่าง เช่น เตาปฏิกรณ์¹²²

เชิงอรรถ

อ้างอิง

แหล่งข้อมูลอื่น

• "How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling" (9 มิถุนายน 2558)

• NASA's Sedna page (ค้นพบภาพถ่าย)

• Mike Brown's Sedna page

แหล่งที่มาดั้งเดิม: ${vars.title} แบ่งปันกับ ใบอนุญาต Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0

Footnotes

1. ↩
2. ↩
3. ↩
4. ↩
5. ↩
6. ↩
7. ↩
8. ↩
9. ↩
10. ↩
11. ↩
12. ↩
13. ↩
14. ↩
15. ↩

16. U+2BF2 ⯲. David Faulks (2016) 'Eris and Sedna Symbols,' L2/16-173R, Unicode Technical Committee Document Register. ↩

17. ↩
18. ↩
19. ↩

20. ดาวเคราะห์แคระที่เป็นไปได้อย่าง 2014 FE72 มีคาบการโคจรอยู่ที่ ~90,000 ปี และวัตถุระบบสุริยะขนาดเล็ก เช่น , , , , และดาวหางหลายดวง (เช่น ดาวหางใหญ่แห่งปี พ.ศ. 2120) มีวงโคจรที่ใหญ่กว่าเช่นกัน สำหรับประเภทหลัง เฉพาะ , , และ มีจุดใกล้ที่สุดอยู่ไกลกว่าวงโคจรดาวพฤหัสบดี จึงกลายเป็นข้อถกเถียงกันว่าวัตถุเหล่านี้อาจเป็นดาวหางที่ถูกจัดผิดหมวดหมู่ ↩

21. ↩
22. ↩

23. Chang, Kenneth, Ninth Planet May Exist Beyond Pluto, Scientists Report, New York Times, 21 January 2016, page A1 ↩

24. ↩
25. ↩
26. ↩
27. ↩
28. ↩
29. ↩
30. ↩
31. ↩
32. ↩
33. ↩
34. ↩
35. ↩
36. ↩
37. ↩
38. ↩
39. ↩
40. ↩
41. ↩
42. ↩
43. ↩
44. ↩
45. ↩
46. ↩
47. ↩
48. ↩
49. ↩
50. ↩
51. ↩
52. ↩
53. ↩
54. ↩
55. ↩
56. ↩
57. ↩
58. ↩
59. ↩
60. ↩
61. ↩
62. ↩
63. ↩
64. ↩
65. ↩
66. ↩
67. ↩
68. ↩
69. ↩
70. ↩
71. ↩
72. ↩
73. ↩
74. ↩
75. ↩
76. ↩
77. ↩
78. ↩
79. ↩
80. ↩
81. ↩
82. ↩
83. ↩
84. ↩
85. ↩
86. ↩
87. ↩
88. ↩
89. ↩
90. ↩
91. ↩
92. ↩
93. ↩
94. ↩
95. ↩
96. ↩
97. ↩
98. ↩
99. ↩
100. ↩
101. ↩
102. ↩
103. ↩
104. ↩
105. ↩
106. ↩
107. ↩
108. ↩
109. ↩
110. ↩
111. ↩
112. ↩
113. ↩

114. Rabinowitz, Schaefer, Tourtellotte, 2011. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2011AAS...21820401R "SMARTS Studies of the Composition and Structure of Dwarf Planets".] Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 43 ↩

115. Malhotra, 2010. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2009AAS...21423704M "On the Importance of a Few Dwarf Planets".] Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 41 ↩

116. ↩
117. ↩
118. ↩
119. ↩
120. ↩
121. ↩
122. ↩

หมวดหมู่