Відмінності між версіями «Розсіяний диск»

нема опису редагування
[[Файл:TheKuiperBelt 100AU SDO.svg|right|thumb|400px|Розсіяний диск і об'єкти [[пояс Койпера|поясу Койпера]].]]
'''Розсі́яний диск''' ({{lang-en|scattered disk/disc}}, термін вжитий Ма́ртіном Да́нканом і Ге́ролдом Ле́вінсоном, 1997<ref>Martin J. Duncan, Harold F. Levison (1997). «A Disk of Scattered Icy Objects and the Origin of Jupiter-Family Comets». Science 276 (5319): 1670—1672. doi:10.1126/science.276.5319.1670. PMID 9180070.</ref>)&nbsp;— віддалений регіон нашої [[Сонячна система|Сонячної системи]], слабко заселений [[мале тіло Сонячної системи|малими тілами]], що складаються здебільшого з [[крига|криги]]. Такі тіла називають '''[[об'єкт розсіяного диска|об'єктами розсіяного дискудиска]]''' (SDO, scattered disk object), вони належать до родини [[транснептуновий об'єкт|транснептунових об'єктів]] (ТНО). Внутрішня область розсіяного дискудиска перекривається з [[пояс Койпера|поясом Койпера]], а його зовнішня межа простягається значно далі від [[Сонце|Сонця]] й набагато вище і нижче [[екліптика|екліптики]], ніж це характерно для інших тіл Сонячної системи.
 
== Формування ==
Походження розсіяного диска залишається досі нез'ясованим, хоча серед астрономів переважає думка, що він сформувався, коли об'єкти поясу Койпера були «розпорошені» за рахунокшляхом гравітаційної взаємодії із зовнішніми планетами, головним чином Нептуном, придбавши великі ексцентриситети і нахили орбіт. У той час як [[пояс Койпера]]&nbsp;— круглий і плоский «бублик», що розташовується на ділянці від 30 до 44 а. о. з своїми об'єктами, що знаходяться на автономних кругових орбітах ([[Класичний об'єкт поясу Койпера|кьюбівано]]) або злегка еліптичних резонансних орбітах (2: 3&nbsp;— плутіно, і 1: 2), розсіяний диск в порівнянні з ним&nbsp;— набагато більш непостійне середовище. Об'єкти розсіяного диска часто можуть, як у випадку з [[Ерида (карликова планета)|Еридою]], подорожувати «по вертикалі» майже на такі ж відстані, як і «по горизонталі». Моделювання показує, що орбіти об'єктів розсіяного диска можуть бути блукаючими ій нестабільними і, що подальша доля цих об'єктів&nbsp;— постійно викидатися з середини Сонячної системи в хмару Оорта або ще далі.
 
В межах Розсіяного дискудиска сформувались [[Відокремлений транснептуновий об'єкт|Відокремлені транснептунові об'єкти]] (Detached SDO), що мають орбіти, які не могли утворитися через вплив Нептуна. Замість цьогоНатомість пропонується велика кількість пояснень, включаючи близький прохід іншої зірки<ref name="Morbidelli 2004">
Alessandro Morbidelli and Harold F. Levison
''Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12''
 
== Орбіти ==
Зазвичай розсіяні об'єкти характеризуються орбітами із середнім і високим [[Ексцентриситет|ексцентриситетом]], але їх перигелій становить не менше 35 а. о., не відчуваючи прямого впливу [[Нептун (планета)|Нептун]]а (червоні відрізки). [[Плутино]] (сірі відрізки для [[Плутон (карликова планета)|Плутона]] і [[90482 Орк|Орка]]) так само, як резонансні об'єкти з резонансом 2:5 (зелені), можуть проходити ближче до [[Нептун (планета)|Нептуна]], оскільки їх орбіти захищені резонансом. Умова перигелій > 35 а. о.&nbsp;— одна з визначальних характеристик об'єктів розсіяного диска. В розсіяному диску екстремальний ексцентриситет і великий нахил орбіти є нормою, а кругові орбіти, навпаки, є винятком. [[Файл:TheKuiperBelt 100AU SDO stats.svg|right|thumb|400px|Об'єкти розсіяного диска в порівнянні з класичними об'єктами.]] Резонансні об'єкти (показані зеленим) не вважаються членами розсіяного дискудиска. Однак, менші резонанси теж заселені і комп'ютерне моделювання показує, що багато об'єктів можуть бути насправді в слабкому резонансі з великим порядком (6:11, 4:9, 3:7, 5:12, 3:8, 2:7, 1:4).
 
=== Графіки орбіт ===
[[Файл:TheKuiperBelt 550AU ESDO.svg|right|thumb|400px|Розподіл розсіяних і відокремлених об'єктів. Розташування на діаграмі представляє велику піввісь орбіти (середня відстань до Сонця), а не поточний стан об'єкта. [[90377 Седна|Седна]] зараз насправді ближче, ніж Ерида.]]
Відкриті об'єкти (148209) 2000 CR 105 і 2004 VN112 з перигелієм, занадто далеким від Нептуна, щоб він міг здійснювати на них вплив, привели до дискусії серед астрономів про нову підмножину малих планет, названу «Розширений розсіяний диск» ({{lang-en|extended scattered disc}}, '''E-SDO''')<ref>[http://www.obs-nice.fr/gladman/cr105.html ''Evidence for an Extended Scattered Disk?''] at ''[http://www.obs-nice.fr Observatoire de la Cote d'Azur]''</ref>. Згодом ці об'єкти стали називати відокремленими об'єктами ({{lang-en|detached objects}}<ref name=Jewitt2006>{{cite book|first=David C.|last=Jewitt|coauthors=A. Delsanti|chapter=The Solar System Beyond The Planets|title=Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences|publisher=Springer-Praxis Ed.|id=ISBN 3-540-26056-0|year=2006}} ([http://web.archive.org/web/20060525051103/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf Preprint version (pdf)])</ref> або distant detached objects, DDO<ref name="Gomez 2006" />).
Класифікація, запропонована командою Deep Ecliptic Survey, вносить формальне розмежування між ближніми розсіяними об'єктами (які були розсіяні за рахунокшляхом взаємодії з Нептуном) і розширеними розсіяними об'єктами (таких, як [[90377 Седна|Седна]]), використовуючи значення [[Тіссеранів параметр|критерію Тіссерана]], рівного 3<ref name="DES_Elliot2006">
J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, Марк В. Буйе, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech
''The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population.''
1770

редагувань