ผลต่างระหว่างรุ่นของ "90377 เซดนา"
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
ลไม่มีความย่อการแก้ไข |
|||
บรรทัด 65:
การสังเกตจากกล้องโทรทรรศน์ SMARTS แสดงให้เห็นว่าในระยะแสงที่มองเห็นได้ เซดนาเป็นหนึ่งในวัตถุที่สีแดงที่สุดในระบบสุริยะ ใกล้เคียงกับ[[ดาวอังคาร]]<ref name="mikebrown"/> แชด ทรูคีโย และเพื่อนร่วมงานของเขา ได้เสนอว่าสีแดงเข้มของเซดนานั้น เกิดจากผิวของดาวนั้นปกคลุมไปด้วยตะกอน[[ไฮโดรคาร์บอน]] หรือ[[โทลิน]] ซึ่งเกิดจากสารประกอบอินทรีย์ที่เล็กกว่าที่สัมผัสกับรังสี[[อัลตราไวโอเล็ต]]ยาวนาน<ref name="Trujillo2005"/> ผิวของเซดนาเหมือนกันทั้งสีและสเปกตรัมทั่วทั้งดาว ซึ่งอาจเกิดจากการที่เซดนาไม่ค่อยปะทะกับวัตถุอื่นใด ไม่เหมือนกับวัตถุอื่นๆ ที่ใกล้ดวงอาทิตย์กว่า ที่มักจะปะทะกับวัตถุอื่น ซึ่งยังอธิบายถึงแถบน้ำแข็งสว่างบน [[8405 แอสโบลัส]]<ref name="Trujillo2005"/> เซดนาและวัตถุที่อยู่ไกลมากสองชิ้น คือ {{mpl|2006 SQ|372}} และ {{mpl|(87269) 2000 OO|67}} มีสีเดียวกันกับวัตถุดั้งเดิมในแถบไคเปอร์ชั้นนอก และ[[เซนทอร์ (ดาวเคราะห์น้อย)|เซนทอร์]] [[5145 โฟบัส]] คาดว่าจะเกิดขึ้นในบริเวณเดียวกัน<ref name="Sheppard2010"/>
ทรูคีโลและเพื่อนร่วมงานยังได้วางค่าสูงสุดขององค์ประกอบพื้นผิวของเซดนาอยู่ที่มีเทนแข็ง 60% และน้ำแข็ง 70%<ref name="Trujillo2005"/> การมีอยู่ของมีเทนแข็งยังช่วยสนับสนุนถึงการมีอยู่ของโทลินบนผิวเซดนา โดยเพราะว่ามันเกิดจากการฉายรังสีของมีเทน<ref name="Emery2007"/> บารุชชีและเพื่อนร่วมงานของเขาได้เปรียบเทียบสเปกตรัมของเซดนากับ[[ไทรทัน (ดาวบริวาร)|ไทรทัน]] และตรวจพบแถบดูดซึมอย่างอ่อนของมีเทนและไนโตรเจนแข็ง จากการสังเกตเหล่านี้ พวกเขาจึงได้เสนอองค์ประกอบผิวดาวเป็น 24% โทลินประเภทไทรทัน 7% คาร์บอนอสัณฐาน 10% ไนโตรเจน 26% เมทานอล และ33% มีเทน<ref name="Triton"/> การตรวจพบมีเทนและน้ำแข็งถูกยืนยันในปี พ.ศ. 2549 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์<ref name="Emery2007"/> การมีอยู่ของไนโตรเจนบนผิวดาว ทำให้มีการเสนอว่าในช่วงเวลาสั้นๆ เซดนามีชั้นบรรยากาศบางๆ ในช่วงกว่า 200 ปีใกล้กับจุดปลายวงโคจร อุณหภูมิสูงสุดบนเซดนาควรจะถึง 35.6 เคลวิน (-237.6 องศาเซลเซียส)
แบบจำลองของความร้อนภายในดาวด้วย[[การสลายตัวกัมมันตรังสี]]เสนอว่า เซดนาอาจจะมีน้ำเป็น[[มหาสมุทร]]ใต้ผิวดาว<ref name="Hussman2006"/>
| |||