ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ

ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ- ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಕಕ್ಷೆಯಿಂದ (ಸೂರ್ಯನಿಂದ ೩೦ AU) ಸೂರ್ಯನಿಂದ ೫೦ AU ಗಳವರೆಗಿನ ವಲಯ. ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯೊಳಗಿನ ಕಾಯಗಳು ಮತ್ತು ಚದರಿದ ತಟ್ಟೆಯ ಕಾಯಗಳನ್ನು ಒಟ್ಟಾಗಿ ನೆಪ್ಚೂನ್-ಅತೀತ ಕಾಯ ಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ನೆಪ್ಚೂನ್-ಅತೀತ ಕಾಯಗಳಲ್ಲಿ ಹಿಲ್ಸ್ ಮೋಡ ಮತ್ತು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಗಳ ಊಹೆಯಾಧಾರಿತ ಕಾಯಗಳೂ ಸೇರಿವೆ. ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನ ಜೊತೆಯ ಒಡನಾಟದಿಂದ (೨:೧ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನೆ) ೪೮ಖ.ಮಾ.ದಲ್ಲಿ ಗೋಚರ ತುದಿ (ಅಂದರೆ, ಕಾಯಗಳ ಸಾಂದ್ರತೆಯಲ್ಲಿ ಹಠಾತ್ ಬದಲಾವಣೆ; ಕೆಳಗಿನ ಕಕ್ಷೆಗಳ ವಿತರಣೆಯನ್ನು ನೋಡಿ) ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ಯೋಚಿಸಲಾಗಿದೆ. ಆದರೆ, ಪ್ರಸ್ತುತದ ಮಾದರಿಗಳಿಂದ ಈ ವಿಚಿತ್ರ ವಿತರಣೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಇನ್ನೂ ಒಳ್ಳೆಯ ವಿವರಣೆಗಳು ದೊರಕಿಲ್ಲ.

ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯ ಮೇಲೆ ಗುರು ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ ಗ್ರಹಗಳು ಆಳವಾದ ಪ್ರಭಾವವನ್ನು ಬೀರಿವೆ ಎಂದು ಆಧುನಿಕ ಗಣಕಯಂತ್ರ ಛದ್ಮನಗಳಿಂದ ತಿಳಿದು ಬರುತ್ತದೆ.

ಸೌರಮಂಡಲದ ಮುಂಚಿನ ಕಾಲಗಳಲ್ಲಿ, ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನ ಕಕ್ಷೆಯು ಸಣ್ಣ ಕಾಯಗಳ ಜೊತೆ ಒಡನಾಟಗಳಿಂದಾಗಿ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ದೂರಕ್ಕೆ ಚಲಿಸಿತೆಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ಈ ಚಲನೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ, ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಸುಮಾರು ೪೦ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದ ಎಲ್ಲಾ ಕಾಯಗಳನ್ನು ನೆಪ್ಚೂನ್ ಗ್ರಹವು ಸೆಳೆದು ಹೊರಕ್ಕೆಸೆಯಿತು. ಆದರೆ, ೩:೨ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನೆಯಲ್ಲಿದ್ದ ಕಾಯಗಳು ಈ ಎಸೆತದಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಂಡವು. ಈ ಅನುರಣೀಯ ಕಾಯಗಳು ಪ್ಲುಟೀನೊಗಳನ್ನು ರೂಪಿಸಿದವು. ಪ್ರಸ್ತುತದ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಸದಸ್ಯ ಕಾಯಗಳು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಅವುಗಳ ಈಗಿನ ಸ್ಥಾನದಲ್ಲೇ ರೂಪುಗೊಂಡವು ಎಂದು ಯೋಚಿಸಲಾಗಿದೆ. ಆದರೆ, ಗಮನಾರ್ಹ ಸಂಖ್ಯೆಯ ಕಾಯಗಳು ಗುರುಗ್ರಹದ ಬಳಿ ಉದ್ಭವವಾಗಿ, ಗ್ರಹದ ಕಾರಣ, ಸೌರಮಂಡಲದ ಹೊರ ವಲಯಗಳೆಡೆ ಎಸೆಯಲ್ಪಟ್ಟಿದ್ದಿರಬಹುದು.

ಊಹೆ

೧೯೪೩ರಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ಫ್ರೆಡೆರಿಕ್ ಸಿ. ಲಿಯೊನಾರ್ಡ್ ಮತ್ತು ಕೆನೆಥ್ ಎ. ಎಡ್ಜ್‌ವರ್ತ್ ಎಂಬ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಈ ರೀತಿಯ ಒಂದು ಪಟ್ಟಿಯ ಅಸ್ತಿತ್ವವನ್ನು ಸೂಚಿಸಿದರು. ಅಲ್ಪಾವಧಿ ಧೂಮಕೇತುಗಳಿಗೆ (೨೦೦ ವರ್ಷಗಳಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಕಕ್ಷೀಯ ಪರಿಭ್ರಮಣ ಅವಧಿ ಹೊಂದಿರುವ ಧೂಮಕೇತುಗಳು) ಈ ಪಟ್ಟಿಯು ಮೂಲವೆಂದು ೧೯೫೧ರಲ್ಲಿ ಜೆರಾರ್ಡ್ ಕೈಪರ್ನು ಸೂಚಿಸಿದನು.
೧೯೬೨ರಲ್ಲಿ ಆಲ್ ಜಿ. ಡಬ್ಲ್ಯು. ಕ್ಯಾಮೆರಾನ್, ೧೯೬೪ರಲ್ಲಿ ಫ್ರೆಡ್ ಎಲ್. ವಿಪಲ್, ಮತ್ತು ೧೯೮೦ರಲ್ಲಿ ಹುಲಿಯೊ ಫ್ರ್ನಾಂಡೆಸ್ ಅವರುಗಳು ಈ ಪಟ್ಟಿಯ ಬಗ್ಗೆ ಹೆಚ್ಚು ವಿವರವಾದ ಊಹೆಯಾಧಾರಿತ ಅಭಿಪ್ರಾಯಗಳನ್ನು ಮುಂದಿಟ್ಟರು. (15760) 1992 QB₁ ಕಾಯದ ಆವಿಷ್ಕಾರದ ನಂತರ ಈ ಪಟ್ಟಿ ಮತ್ತು ಕಾಯಗಳಿಗೆ ಕೈಪರ್‌ನ ಹೆಸರನ್ನು ಇಡಲಾಯಿತು.

ಹೆಸರು

ಎಡ್ಜ್‌ವರ್ತ್‌ಗೆ ಮನ್ನಣೆ ಕೊಡಲು ಎಡ್ಜ್‌ವರ್ತ್-ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಪದವನ್ನು ಪರ್ಯಾಯವಾಗಿ ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ನೆಪ್ಚೂನ್-ಅತೀತ ಕಾಯ ಪದವು ಬೇರೆಲ್ಲಾ ಪದಗಳಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ವಿವಾದಾತ್ಮಕವಾಗಿರುವುದರಿಂದ, ಹಲವು ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಸಮುದಾಯಗಳು ಈ ಪದವನ್ನು ಶಿಫಾರಸು ಮಾಡುತ್ತವೆ; ಆದರೆ, ಇದು ಸೌರಮಂಡಲದ ಹೊರ ತುದಿಯಲ್ಲಿರುವ ಎಲ್ಲಾ ಕಾಯಗಳನ್ನೂ ಸೇರಿಸುವುದರಿಂದ (ಕೇವಲ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯ ಕಾಯಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರವಲ್ಲದೆ), ಈ ಎರಡು ಪದ ಗುಚ್ಛಗಳು ಸಮಾನಾರ್ಥ ಪದಗಳಲ್ಲ.

೮೦೦ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಗಳನ್ನು ಇದುವರೆಗೂ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. ನೆಪ್ಚೂನ್-ಅತೀತ ಕಾಯಗಳ ಉಪಗಣವಾದ ಬಹುತೇಕ ಎಲ್ಲಾ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳೂ ೧೯೯೨ರಿಂದೀಚೆಗೆ ಕಂಡು ಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ. ಇದಕ್ಕೆ ಮುಖ್ಯ ಕಾರಣವೆಂದರೆ, ಗಣಕ ಯಂತ್ರ ಮಾಹಿತಿ ತಂತ್ರಾಂಶದಲ್ಲಿ ಅಭಿವೃದ್ಧಿ ಮತ್ತು CCD-ಯುಕ್ತ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ದಕ್ಷ ಮತ್ತು ಸ್ವಯಂಚಾಲಿತ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯ ಶೋಧನೆಗೆ ಎಡೆ ಮಾಡಿ ಕೊಟ್ಟದ್ದು. ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳಲ್ಲಿ, ಪ್ಲುಟೊ ಮತ್ತು ಶ್ಯಾರನ್ಗಳು ಸೇರಿವೆ. ಆದರೆ, ೨೦೦೦ರಿಂದೀಚೆಗೆ, ಸುಮಾರು ಇದೇ ಗಾತ್ರದ ಅಥವ ಇನ್ನೂ ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳೂ ಬೆಳಕಿಗೆ ಬಂದಿವೆ.
೨೦೦೨ರಲ್ಲಿ ಕಂಡು ಹಿಡಿಯಲಾದ ೫೦೦೦೦ ಕ್ವಾವಾರ್ ಒಂದು ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯವಾಗಿದ್ದು, ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವಾದ ಸಿರಿಸ್ಗಿಂತ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದ್ದು, ಪ್ಲುಟೊದ ಅರ್ಧ ಗಾತ್ರವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ೨೯ ಜುಲೈ ೨೦೦೫ರಂದು ಘೋಷಿಸಲಾದ (136472) 2005 FY₉ ಮತ್ತು (136108) 2003 EL₆₁ ಇದಕ್ಕಿಂತ ದೊಡ್ಡವು. ೨೦೦೧ರಲ್ಲಿ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾದ 28978 Ixion ಮತ್ತು ೨೦೦೦ದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾದ 20000 Varuna ಕಾಯಗಳು ಕ್ವಾವಾರ್‌ಗಿಂತ ಚಿಕ್ಕವಾಗಿದ್ದರೂ, ಸಾಕಷ್ಟು ದೊಡ್ಡ ಗಾತ್ರದವೇ ಆಗಿವೆ.
ಈ ಕಾಯಗಳು ಬಹುಶಃ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲಿನ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿಗಿಂತ ಗಮನಾರ್ಹವಾಗಿ ಭಿನ್ನವಾಗಿರುವುದರಿಂದ, ಇವುಗಳನ್ನು ಇನ್ನೂ ನಿಖರವಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಲಾಗಿಲ್ಲ. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ಇತ್ತೀಚೆಗೆ ಕಂಡು ಹಿಡಿಯಲಾದ ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಕಾಯ ಎರಿಸ್ ವಾಸ್ತವದಲ್ಲಿ ಪ್ಲುಟೊಗಿಂತ ದೊಡ್ಡದು. ಈ ಆವಿಷ್ಕಾರದ ಕಾರಣವಾಗಿ ಗ್ರಹ - ಪದದ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನವೇ ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಸಮುದಾಯಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರಶ್ನೆಗೀಡಾಯಿತು. ಇದು ಪ್ಲುಟೊಗಿಂತ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದ್ದು, ಹಲವು ಬಾರಿ ಇದನ್ನು ಹತ್ತನೆ ಗ್ರಹವೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತಿತ್ತು.^[1]
ಆಗಸ್ಟ್ ೨೪ ೨೦೦೬ರಂದು ಈ ಆವಿಷ್ಕಾರದ ಕಾರಣ, ಅಂತರರಾಷ್ಟ್ರೀಯ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಸಂಸ್ಥೆಯು ಮೊಟ್ಟ ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ 'ಗ್ರಹ' ಪದದ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನವನ್ನು ಘೋಷಿಸಿತು. ಈ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನದ ಪ್ರಕಾರ, ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯ ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳು ಅಧಿಕೃತವಾಗಿ ಕುಬ್ಜ ಗ್ರಹಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. ಇದರ ನಂತರದ ಕೆಲವು ದಿನಗಳಲ್ಲಿ, ವಿಶ್ವದ ಹಲವೆಡೆಗಳಿಂದ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಈ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನದ ಬಗ್ಗೆ ಬಹಿರಂಗವಾಗಿ ಅಸಮ್ಮತಿಗಳನ್ನು ವ್ಯಕ್ತಪಡಿಸಿದರು. ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನ ಉಪಗ್ರಹವಾದ ಟ್ರಿಟಾನ್ ಒಂದು ಸೆರೆಹಿಡಿಯಲಾದ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯವೆಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ.

ಅನುರಣೀಯ ಮತ್ತು ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಕಾಯಗಳು

ಬಹುತೇಕ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳು (ಅಕ್ಟೋಬರ್ ೨೦೦೫ರ ಹೊತ್ತಿಗೆ > ೬೦೦) ಅನುರಣಿಸುತ್ತಿಲ್ಲದಿದ್ದರೂ, ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳ ಪ್ರಸ್ತುತ ವಿಂಗಡಣೆಗೆ ಮುಖ್ಯ ಕಾರಣ ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನೊಂದಿಗಿರುವ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನೆ. ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳು ಅಥವಾ ಕ್ಯೂಬಿವಾನೊಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುವ ಈ ಕಾಯಗಳು ೨:೩ ಅನುರಣನೆ (ಸುಮಾರು ೩೯.೪ಖ.ಮಾ.ದಲ್ಲಿ) ಮತ್ತು ೧:೨ ಅನುರಣನೆ (ಸುಮಾರು ೪೭.೭ ಖ್.ಮಾ.ದಲ್ಲಿ) ಗಳ ನಡುವೆ ಕಾಣಸಿಗುತ್ತವೆ. ದುರ್ಬಲ ಅನುರಣನೆಗಳು ೩:೪, ೩:೫, ೪:೭ ಮತ್ತು ೨:೫ಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ. ೧:೨ ಅನುರಣನೆಯು ಒಂದು ತುದಿಯೆಂದು ಕಂಡು ಬರುತ್ತದೆ. ಇದು ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಪಟ್ಟಿಯ ಹೊರ ತುದಿಯೋ ಅಥವಾ ಯಾವುದೋ ತೆರವಿನ ಆರಂಭವೋ ಎಂದು ಸರಿಯಾಗಿ ತಿಳಿದು ಬಂದಿಲ್ಲ.

ಮುಂದಿನ ಚಿತ್ರವು ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯ ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ: ಪ್ಲುಟೊ ಮತ್ತು ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಪ್ಲುಟೀನೊಗಳು: ದೊಡ್ಡ ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಕಾಯಗಳಾದ 90482 Orcus ಮತ್ತು 28978 Ixion, ಎರಡು ಚದರಿದ ತಟ್ಟೆ ಕಾಯಗಳು (೧:೨ ಅನುರಣನೆಯ ಆಚೆ), ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ನೆಪ್ಚೂನ್-ಅತೀತ ಕಾಯವೆಂದು ತಿಳಿಯಲಾಗಿರುವ ಎರಿಸ್. ಇದರಲ್ಲಿ ಉತ್ಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಕೆಂಪು ರೇಖಾಖಂಡಗಳಿಂದಲೂ (ಪುರರವಿಯಿಂದ ಅಪರವಿಯವರೆಗೆ ಚಾಚಿರುವ ರೇಖೆಗಳು), ಮತ್ತು ಓರೆಯನ್ನು Y ಅಕ್ಷದಲ್ಲೂ ತೋರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಹಲವು ಅನುರಣೀಯ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳು ತಮ್ಮ ಉತ್ಕೇಂದ್ರೀಯ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಕಾರಣದಿಂದ ಒಮ್ಮೊಮ್ಮೆ ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನ ಕಕ್ಷೆಯ ಒಳಗೆ ಬರುತ್ತವಾದರೂ, ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳು ಹೆಚ್ಚಿನ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿವೆ (ಸಣ್ಣ ಕೆಂಪು ಖಂಡಗಳು, ಕ್ವಾವಾರ್).
ಮೊದಲು, ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಚಪ್ಪಟೆಯಾಗಿ ಮಧ್ಯಮ ಉತ್ಕೇಂದ್ರೀಯತೆ, ಕಡಿಮೆ ಓರೆ ಕಕ್ಷೆಗಳಿರುವ ಒಂದು ಪಟ್ಟಿಯೆಂದು ಯೋಚಿಸಲಾಗಿತ್ತು. ದೊಡ್ಡ ಕ್ಯೂಬಿವಾನೊಗಳ ಆವಿಷ್ಕಾರದ ನಂತರ, ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಒಂದು ದಪ್ಪನಾದ ತಟ್ಟೆ ಆಕಾರವೆಂದು ಭಾವಿಸಲಾಯಿತು. ಈಗ ತಿಳಿದಂತೆ ಕಕ್ಷೀಯ ಓರೆಗಳ ವಿತರಣೆಗಳು ೪ ಮತ್ತು ೩೦-೪೦ ಡಿಗ್ರಿಗಳಲ್ಲಿ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ, ಶೀತ ಮತ್ತು ಉಷ್ಣ ಎಂಬ ಎರಡು ಗುಂಪುಗಳಿಗೆ ಎಡೆ ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತದೆ. ಶೀತ ಗುಂಪು ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನ ಕಕ್ಷೆಯ ಆಚೆ ಹುಟ್ಟಿದ್ದು, ಉಷ್ಣ ಗುಂಪು ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನೊಂದಿಗೆ ಒಡನಾಟಗಳ ಕಾರಣದಿಂದ ಹೊರಕ್ಕೆ ಪಸರಿಸಿದವು. ಈ ಶೀತ/ಉಷ್ಣ ಪದಗಳು ಅನಿಲ ಅಣುಗಳ ಹೋಲಿಕೆಯಿಂದ ಬಂದಿದೆ.
ತಾಪಮಾನವು ಹೆಚ್ಚಾದಂತೆ, ಅನಿಲದ ಅಣುಗಳ ನಡುವಣ ಸಾಪೇಕ್ಷ ವೇಗಗಳೂ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತವೆ. ಆದರೆ, ತಿಳಿದಿರುವ ಕಾಯಗಳ ಪ್ರಸ್ತುತದ ವಿತರಣೆಯು ಅವಲೋಕನಾ ಪಕ್ಷಪಾತದಿಂದ ಆಳವಾಗಿ ಪರಿಣಾಮವನ್ನೆದುರಿಸಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇರುವುದರಿಂದ, ಈ ಗುಂಪುಗಳು ಮರುಪರಿಶೀಲನೆ ಮತ್ತು ತಿದ್ದುಪಡಿಗಳಿಗೆ ಒಳಗಾಗಬಹುದು. ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಬಹುತೇಕ ಅವಲೋಕನೆಗಳು ಕ್ರಾಂತಿವೃತ್ತದ ಬಳಿಯಿರುವ ಕಾಯಗಳ ಮೇಲೆ ಕೇಂದ್ರಿತವಾಗಿವೆ. ಹೆಚ್ಚು ಓರೆಯುಳ್ಳ (ಉದಾ: 2004 XR₁₉₀) ಕಾಯಗಳೂ ವಾಸ್ತವದಲ್ಲಿ ಕ್ರಾಂತಿವೃತ್ತದ ಬಳಿಯೇ ಸಿಕ್ಕಿವೆ. ಇದಲ್ಲದೆ, ಕಾಯಗಳು ಹೆಚ್ಚು ದೂರದಲ್ಲಿರುವಾಗ ಮಂದವಾಗಿ ಕಾಣುವುದರಿಂದ, ಬಹುತೇಕ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳು ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಸಮೀಪಿಸುವಾಗ ಕಂಡು ಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ.

ಕಕ್ಷೆಗಳ ವಿತರಣೆ

ಮೇಲಿನ ಚಿತ್ರವು ತಿಳಿದ ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ಕಾಯಗಳ ವಿತರಣೆಯನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಅನುರಣೀಯ ಕಾಯಗಳು: ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನ ಟ್ರೋಜನ್‌ಗಳು (೧:೧ ಅನುರಣನೆ), ಪ್ಲುಟೀನೊಗಳು (೨:೩), ಟುಟೀನೊಗಳು (೧:೨) ಮತ್ತು ಬೇರೆ ಅನುರಣನೆಗಳಲ್ಲಿರುವ ಕೆಲವು ಇತರ ಕಾಯಗಳನ್ನು ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿ ತೋರಲಾಗಿದೆ. ದೃಢೀಕರಿತ ಪ್ಲುಟೀನೊಗಳನ್ನು ಗಾಢ ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿ ಗುರುತಿಸಲಾಗಿದೆ. ೧:೨ ಅನುರಣನೆಯಿಂದಾಚೆಗೆ ಚದರಿದ ತಟ್ಟೆ ಕಾಯ ಗಳನ್ನು ಸಾಂದರ್ಭಿಕವಾಗಿ ತೋರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕುತೂಹಲಮಯವಾಗಿ, "ಶೀತ" ಕ್ಯೂಬಿವಾನೊಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕಡಿಮೆ ಓರೆಯ ವಲಯಗಳಲ್ಲಿ ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳು ಕಂಡುಬರುವುದಿಲ್ಲ (ಚಿತ್ರವನ್ನು ನೋಡಿ). ಕಂಡು ಬಂದಿರುವ ವಿತರಣೆಯು ಬಹಳ ಜಟಿಲವಾಗಿರುವುದರಿಂದ, ಇದು ಸೌರಮಂಡಲದ ರೂಪುಗೊಳ್ಳುವಿಕೆಯ ಸಮಯದ ಮೂಲ ಸಂಚಯನ ತಟ್ಟೆಯ ಅವಶೇಷವೆಂದು ಸರಳವಾಗಿ ವಿವರಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ.
ಹೀಗಾಗಿ, ಈ ವಿತರಣೆಯು ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿ ರೂಪುಗೊಳ್ಳುವಿಕೆ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳಿಗೆ ಸವಾಲಾಗಿದೆ. ಈಗ ತಯಾರಿಸಲಾಗುತ್ತಿರುವ ಹಲವು ಪೈಪೋಟಿಯ ಮಾದರಿಗಳು ನೆಪ್ಚೂನ್ ವಲಸೆ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುವ ಅಂಶವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಸಣ್ಣ ಕಣಗಳ ಒಂದು ಭಾರಿ ತಟ್ಟೆಯ ನಡುವಣ ಒಡನಾಟವು ಸಣ್ಣ ಕಣಗಳನ್ನು ಚದರಿಸುವುದಲ್ಲದೆ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ದೂರದ ಕಕ್ಷೆಗಳಿಗೆ ತಳ್ಳುತ್ತದೆ (ಸಂವೇಗದ ಹಸ್ತಾಂತರದಿಂದ) ಎಂದು ೮೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಸೂಚಿಸಲಾಯಿತು. ನಾಲ್ಕೂ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳು ಇದರ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು ಎದುರಿಸುವುದಲ್ಲದೆ, ನೆಪ್ಚೂನ್ ಗ್ರಹವು ೫ ಖ.ಮಾ.ದಷ್ಟು ದೂರ ಹೊರಗೆ ಚಲಿಸಿ ಪ್ರಸ್ತುತದ ೩೦ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತಿತ್ತು. ಸಣ್ಣ ಕಾಯಗಳು ೨:೩ ಪ್ಲುಟೀನೊ ಅನುರಣನೆಗಳಲ್ಲಿ ಸೆರೆ ಸಿಕ್ಕುವುದನ್ನು ಇಂಥ ಮಾದರಿಗಳು ವಿವರಿಸಬಲ್ಲವು.
ಆದರೆ, ಈ ವಿತರಣೆಯ ಹಲವು ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ವಿವರಿಸುವಲ್ಲಿ ಪ್ರಸ್ತುತದ ಮಾದರಿಗಳು ಇನ್ನೂ ಸಫಲವಾಗಿಲ್ಲ. ಒಂದು ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಲೇಖನದ ಪ್ರಕಾರ,^[2] ಈ ಸಮಸ್ಯೆಗಳು "ವಿಶ್ಲೇಷಣಾ ತಂತ್ರಜ್ಞಾನಗಳಿಗೆ ಮತ್ತು ಅತಿ ವೇಗವಾದ ಸಂಖ್ಯಾ ಮಾದರಿಗಳಿಗೆ ಸವಾಲು ಹಾಕುತ್ತಲೇ ಇವೆ". ಈ ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಇನ್ನೂ ದೂರದ ಮತ್ತು ಊಹೆಯಾಧಾರಿತ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದ ಜೊತೆ ಗೊಂದಲ ಮಾಡಿಕೊಳ್ಳಬಾರದು.

ಗಾತ್ರದಲ್ಲಿ ವಿತರಣೆ

ಹೆಚ್ಚು ಸಾಮಾನ್ಯದ ಮಂದಕಾಯಗಳಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ, ಕಾಂತಿಯುತ ಕಾಯಗಳು ವಿರಳ. ನಿಗದಿತ ಗಾತ್ರದ ಕೆಲವೇ ಕಾಯಗಳು ಹೆಚ್ಚು ದೊಡ್ಡದಾಗುತ್ತವೆ ಎಂದು ತೋರಿಸುವ ಸಂಚಯನ ಮಾದರಿಗಳೊಂದಿಗೆ ಇದು ಸಮಂಜಸವಾಗಿದೆ. ಈ N(D) ಸಂಬಂಧವು ಕಾಯಗಳ ಸಂಖ್ಯೆ ಯನ್ನು ವ್ಯಾಸದ ಫಲನವಾಗಿ ವ್ಯಕ್ತಪಡಿಸುತ್ತದೆ. ಕಾಂತಿ ಪ್ರವಣತೆ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುವ ಈ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿಂದಲೂ ದೃಢಪಡಿಸಿಕೊಳ್ಳಲಾಗಿದೆ. ಪ್ರವಣತೆಯು^[3] ವ್ಯಾಸದ (D) ಒಂದು ಘಾತಕ್ಕೆ ವಿಲೋಮಾನುಪಾತದಲ್ಲಿದೆ.

{\frac {dN}{dD}}\sim D^{-q}

ಇದ್ದು, ಪ್ರಸ್ತುತ ಅಳತೆಗಳ ಪ್ರಕಾರ^[4] q = 4±0.5.

ಈ ಸಂಬಂಧವನ್ನು q=4 ಸನ್ನಿವೇಶದಲ್ಲಿ ಆಲೇಖದಲ್ಲಿ ತೋರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಅನೌಪಚಾರಿಕವಾಗಿ ಕೇಳುವುದಾದರೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ೨೦೦-೪೦೦ಕಿ.ಮೀ. ವ್ಯಾಪ್ತಿಗಿಂತ ೧೦-೨೦೦ಕಿ.ಮೀ. ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿ ೮ (=೨^೩) ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಕಾಯಗಳಿವೆ. ಅಲ್ಲದೆ, ೧೦೦೦ ಕಿ.ಮೀ. ವ್ಯಾಸದ ಪ್ರತಿ ಕಾಯಕ್ಕೆ ೧೦೦ಕಿ.ಮೀ. ವ್ಯಾಸದ ಸುಮಾರು ೧೦೦೦ (=೧೦^೩) ಕಾಯಗಳಿರಬೇಕು. ಇಲ್ಲಿ ಗಮನಿಸಬೇಕಾದ ಒಂದು ವಿಷಯವೆಂದರೆ, ಗೋಚರ ಪ್ರಮಾಣವೊಂದೇ ತಿಳಿದಿರುವ ಅಂಶ. ಪ್ರತಿಫಲನಾಂಶವನ್ನು ಭಾವಿಸಿಕೊಂಡು ಗಾತ್ರವನ್ನು ತರ್ಕಿಸಬೇಕು (ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳ ಪ್ರತಿಫಲನಾಂಶವನ್ನು ಭಾವಿಸುವುದು ಲೆಕ್ಕಾಚಾರದ ದೃಷ್ಟಿಯಿಂದ ಅಪಾಯಕಾರಿ).

ಕಾಣೆಯಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಸಂದಿಗ್ಧತೆ

ಸೌರಮಂಡಲದ ಉಗಮದ ಮಾದರಿಗಳು, ಗ್ರಹಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳು ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯನ ಹತ್ತಿರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವಿತರಣೆ - ಇವುಗಳಿಂದ, ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ತರ್ಕಿಸಬಹುದು. ಅಂದಾಜುಗಳು ಮಾದರಿಯ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿತವಾಗಿದ್ದರೂ, ಭೂಮಿಯ ಸುಮಾರು ೩೦ ಪಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ನಿರೀಕ್ಷಿಸಬಹುದು. ಆದರೆ, ಆಶ್ಚರ್ಯಕರ ಸಂಗತಿಯೆಂದರೆ, ಅವಲೋಕನಾ ಪಕ್ಷಪಾತವನ್ನು ಗಣನೆಗೆ ತಂದು ಕೊಂಡ ಮೇಲೂ ವಿತರಣೆಯು ಈ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕಿಂತ ಬಹಳ ಕಡಿಮೆಯೆಂದು ಕಂಡು ಬರುತ್ತದೆ. ವಾಸ್ತವದಲ್ಲಿ ಅವಲೋಕಿತ ಸಾಂದ್ರತೆಯು ಮಾದರಿ ಗಳು ಹೇಳುವುದಕ್ಕಿಂತ ಕಡೇ ಪಕ್ಷ ೧೦೦ ಪಟ್ಟು ಕಡಿಮೆಯಿದೆ.^[5]
ನಿರಂತರವಾಗಿ ನಡೆಯುತ್ತಿರುವ ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳ (>೧೦೦ ಕಿ.ಮೀ.) ಸಂಚಯನಕ್ಕೆ ಈ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಅವಶ್ಯಕವಾದ್ದರಿಂದ, ಕಾಣೆಯಾದ ಈ ೯೯% ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಸುಮ್ಮನೆ ನಿರ್ಲಕ್ಷಿಸಲು ಆಗುವುದಿಲ್ಲ. ಪ್ರಸ್ತುತದ ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಸನ್ನಿವೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಕಾಯಗಳು ಹುಟ್ಟುತ್ತಲೇ ಇರಲಿಲ್ಲ. ಅಷ್ಟೇ ಅಲ್ಲದೆ, ಈಗಿನ ಕಾಯಗಳ ಉತ್ಕೇಂದ್ರೀಯತೆ ಮತ್ತು ಓರೆಗಳಿಂದ, ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳು ಘೋರ ರಭಸದಿಂದುಂಟಾಗಿ, ಈ ಕಾಯಗಳಲ್ಲಿ ಸಂಚಯನದ ಬದಲು ನಾಶವೇ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯ ಪ್ರಸ್ತುತದ ವಾಸಿಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿ ಹುಟ್ಟಿದವು ಅಥವಾ ಯಾವುದೋ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯು ಮೂಲ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹರಡಿತೆಂದು ಕಂಡು ಬರುತ್ತದೆ.
ಇಷ್ಟೊಂದು ದೊಡ್ಡ ಚೋಷಣೆಯನ್ನು ನೆಪ್ಚೂನ್‌ನ ಪ್ರಭವಾವೊಂದರಿಂದಲೇ ವಿವರಿಸಲಾಗದು. ಈ ಪ್ರಶ್ನೆಗೆ ಇನ್ನೂ ಒಳ್ಳೆಯ ಉತ್ತರವಿಲ್ಲದಿದ್ದರೂ, ಹಾದುಹೋಗುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ, ಅಪ್ಪಳಿಕೆಗಳಿಂದ ಪುಡಿಯಾಗುತ್ತಿರುವ ಸಣ್ಣ ಕಾಯಗಳು, ಇತ್ಯಾದಿಗಳಂತಹ ಊಹೆ/ಕಲ್ಪನೆಗಳು ಹುಟ್ಟುತ್ತಲೇ ಇವೆ.^[6]

"ಕೈಪರ್ ಪ್ರಪಾತ"

ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯಲ್ಲಿ ದೊಡ್ಡ ಕಾಯಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯು ೫೦ ಖ.ಮಾ.ದಿಂದ ಆಚೆಗೆ ದ್ವಿಗುಣಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆಂದು ಇದರ ಮುಂಚಿನ ಮಾದರಿಗಳು ಸೂಚಿಸಿದ್ದವು;^[7] ಆದರೆ, ಅವಲೋಕನೆಗಳ ಪ್ರಕಾರ, ವಾಸ್ತವದಲ್ಲಿ ೫೦ ಖ.ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿ ಕಾಯಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯು ಥಟ್ಟನೆ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಹಠಾತ್ ಬದಲಾವಣೆಗೆ "ಕೈಪರ್ ಪ್ರಪಾತ"ವೆಂದು ಹೆಸರು. ಈ ಇಳಿತಕ್ಕೆ ಕಾರಣ ಇನ್ನೂ ತಿಳಿದಿಲ್ಲದಿದ್ದರೂ, ಇದು ದೊಡ್ಡದೊಂದು ಗ್ರಹದಂಥ ಕಾಯದಿಂದ ಆಗಿರಬಹುದೆಂದು ಕೆಲವು ಅನುಮಾನಗಳಿವೆ.^[8]
ಕಾಯಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ಕಾಣಬರುವ ಈ ಹಠಾತ್ ಇಳಿತವು ಕೇವಲ ಅವಲೋಕನೆಯ ಪರಿಣಾಮವಲ್ಲದೆ, ವಾಸ್ತವದ ಇಳಿತವೆಂಬುದಕ್ಕೆ ಬರ್ನ್ಸ್‌ಟೀನ್, ಟ್ರಿಲ್ಲಿಂಗ್ ಮತ್ತಿತರರು ಸಾಕ್ಷ್ಯಾಧಾರಗಳನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದ್ದಾರೆ.^[9]