Raspršeni disk

S Wikipedije, slobodne enciklopedije
Erida, najveći poznati objekat raspršenog diska (u sredini) i njegov mjesec Dysnomia (lijevo od objekta)

Raspršeni disk ili rasuti disk (engleski: scattered-disc objects, SDO) jest udaljeni disk oko zvijezde u Sunčevom sistemu koji je rijetko naseljen ledenim malim tijelima Sunčevog sistema, koja su podskup šire porodice transneptunskih objekata. Objekti rasutih diskova imaju orbitalne ekscentricitete u rasponu od 0,8, nagiba do 40° i perihelije veće od 30 astronomskih jedinica (4,5×109 km; 2,8×109 milja). Smatra se da su ove ekstremne orbite rezultat gravitacionog "rasipanja" plinovitih divova, a objekti su i dalje podložni perturbaciji planete Neptuna.

Iako se najbliži objekti raspršenog diska približavaju Suncu na oko 30-35 AJ, njihove orbite mogu se protezati i dalje od 100 AJ. Ovo čini rasute objekte među najhladnijim i najudaljenijim objektima u Sunčevom sistemu.[1] Unutrašnji dio raspršenog diska preklapa se s područjem orbitalnih objekata u obliku torusa koji se tradicionalno naziva Kuiperov pojas,[2] ali njegove vanjske granice sežu mnogo dalje od Sunca i dalje iznad i ispod ekliptike od samog Kuiperovog pojasa.

Zbog njegove nestabilne prirode, astronomi sada smatraju da je rasuti disk mjesto nastanka većine periodičnih kometa u Sunčevom sistemu, pri čemu su kentauri, populacija ledenih tijela između Jupitera i Neptuna, međufaza u migraciji objekta iz raspršenog diska u unutrašnji Sunčev sistem.[3] Na kraju, perturbacije sa divovskih planeta šalju takve objekte prema Suncu, pretvarajući ih u periodične komete. Smatra se da su mnogi objekti predloženog Oortovog oblaka nastali u rasutom disku. Odvojeni objekti se ne razlikuju znacajno od rasutih diskova, a neki se, kao što je Sedna, ponekad smatraju uključenima u ovu grupu.

Otkriće[uredi | uredi izvor]

Tradicionalno, uređaji poput komparatora treptaja korišteni su u astronomiji za otkrivanje objekata u Sunčevom sistemu, jer bi se ovi objekti kretali između dvije ekspozicije - to je uključivalo dugotrajne korake poput ekspozicije i razvijanja fotografskih ploča ili filmova, a ljudi su zatim koristili komparator treptanja za ručno otkrivanje potencijalnih objekata. Tokom 1980-ih, upotreba kamera zasnovanih na CCD-u u teleskopima omogućila je direktnu proizvodnju elektronskih slika koje su se zatim mogle lako digitalizirati i prenijeti u digitalne slike. Budući da je CCD hvatao više svjetla od filma (oko 90% naspram 10% ulaznog svjetla) i da se treptanje sada moglo obaviti na podesivom kompjuterskom ekranu, istraživanja su omogućila veću propusnost. Rezultat je bio poplava novih otkrića: preko hiljadu transneptunskih objekata je otkriveno između 1992. i 2006.[4]

Prvi objekat rasutih diskova (SDO) koji je prepoznat kao takav bio je TL66 iz 1996.[5][6] koji su prvobitno identifikovali astronomi sa sedištem u Mauna Kei na Havajima 1996. Još tri su identifikovana istim istraživanjem 1999: 1999 CV118, 1999 CY118 i 1999 CF119.[7] Prvi otkriveni objekat koji je trenutno klasifikovan kao SDO bio je TL8 iz 1995, koji je pronašao Spacewatch.[8]

Od 2011, identifikovano je preko 200 SDO-a,[9] uključujući Gǃkúnǁʼhòmdímà (otkrili Schwamb, Brown i Rabinowitz), Gonggong (Schwamb, Brown i Rabinowitz)[10] 2002. TC302 (NEAT, Trujill i Rabinowitz),[11] Sedna (Brown, Trujillo i Rabinowitz)[12] i 474640 Alicanto (Deep Ecliptic Survey).[13] Iako se pretpostavlja da je broj objekata u Kuiperovom pojasu i raspršenom, disku približno jednak, pristranost posmatranja zbog njihove veće udaljenosti znači da je do danas uočeno mnogo manje SDO.[14]

Podjele transneptunskog prostora[uredi | uredi izvor]

Ekscentricitet i nagib populacije Raspršenih diskova u poređenju sa klasičnim i 5:2 rezonantnim objektima Kuiperovog pojasa

Poznati transneptunski objekti se često dijele na dvije subpopulacije: Kuiperov pojas i Raspršeni disk.[15] Pretpostavljena je hipoteza o trećem rezervoaru transneptunskih objekata, Oortovom oblaku, iako nisu izvršena nikakva potvrđena direktna zapažanja Oortovog oblaka.[2] Neki istraživači dalje sugerišu prijelazni prostor između raspršenog diska i unutrašnjeg Oortovog oblaka, naseljen "odvojenim objektima".[16]

Raspršeni disk naspram Kuiperovog pojasa[uredi | uredi izvor]

Kuiperov pojas je relativno debeo torus (ili "krofna") prostora, koji se proteže od oko 30 do 50 AJ[17] koji se sastoji od dvije glavne populacije objekata Kuiperovog pojasa (engleski: Kuiper Belt Objects, KBOs): klasični objekti Kuiperovog pojasa (ili "cubewanos" ), koji leže u orbitama koje Neptun ne dira, i rezonantni objekti Kuiperovog pojasa; one koje je Neptun zaključao u precizan orbitalni omjer kao što je 2:3 (objekat se okreće dvaput za svake tri Neptunove orbite) i 1:2 (objekat se okreće jednom za svake dvije Neptunove orbite). Ovi omjeri, zvani orbitalne rezonanse, omogućavaju KBO-ima da opstanu u regijama koje bi Neptunov gravitacijski uticaj inače rasčistio tokom trajanja Sunčevog sistema, budući da objekti nikada nisu dovoljno blizu Neptuna da bi se raspršili njegovom gravitacijom. Oni u rezonansi 2:3 poznati su kao "plutini", jer je Pluton najveći član njihove grupe, dok su oni u rezonanciji 1:2 poznati kao "twotinos".

Za razliku od Kuiperovog pojasa, populaciju raspršenih diskova može poremetiti Neptun.[18] Objekti raspršenog diska dolaze u gravitacijski domet Neptuna na svom najbližem približavanju (~30 AJ), ali njihove najveće udaljenosti dostižu višestruko više.[16] Tekuća istraživanja[19] sugerišu da kentauri, klasa ledenih planetoida koji kruže između Jupitera i Neptuna, mogu jednostavno biti SDO koje je Neptun bacio u unutrašnje domete Sunčevog sistema, što ih čini "cis-neptunskim" umjesto transneptunskim razbacanim objektima.[20] Neki objekti, poput (29981) 1999 TD10, zamagljuju razliku,[21] a Centar za male planete (MPC), koji službeno katalogizira sve transneptunske objekte, sada zajedno navodi kentaure i SDO.[9]

MPC, međutim, pravi jasnu razliku između Kuiperovog pojasa i Raspršenog diska, odvajajući te objekte u stabilnim orbitama (Kuiperov pojas) od onih u rasutim orbitama (Raspršeni disk i Kentauri).[9] Međutim, razlika između Kuiperovog pojasa i Raspršenog diska nije jasna i mnogi astronomi ne vide rasuti disk kao zasebnu populaciju već kao spoljašnji region Kajperovog pojasa. Drugi termin koji se koristi je "razbacani objekt Kuiperovog pojasa" (ili SKBO) za tijela rasutog diska.[22]

Morbidelli i Brown predlažu da je razlika između objekata u Kuiperovom pojasu i objekata rasutih diskova u tome što se potonja tijela "prenose u velikoj poluosi bliskim i udaljenim susretima s Neptunom",[15] ali prva nisu iskusila tako bliske susreti. Ovo razgraničenje je neadekvatno (kako oni primjećuju) u odnosu na starost Sunčevog sistema, budući da tijela "zarobljena u rezonansama" mogu "preći iz faze raspršenja u fazu ne-raspršenja (i obrnuto) više puta."[15] transneptunski objekti bi mogli da putuju naprijed-nazad između Kuiperovog pojasa i rasutog diska tokom vremena. Stoga su umjesto objekata odabrali da definišu regije, a ne objekte, definirajući rasuti disk kao "područje orbitalnog prostora koje mogu posjetiti tijela koja su naišla na Neptun" unutar radijusa Hill sfere, a Kuiperov pojas kao njegov "komplement ... u a > 30 AU regiji"; region Sunčevog sistema naseljen objektima sa velikim poluosama većim od 30 AJ.[15]

Odvojeni objekti[uredi | uredi izvor]

Centar za male planete klasifikuje transneptunski objekat 90377 Sedna kao objekat raspršenog diska. Njegov pronalazač Michael E. Brown predložio je umjesto toga da ga treba smatrati unutrašnjim objektom Oortovog oblaka, a ne članom raspršenog diska, jer je, s perihelijskom udaljenosti od 76 AJ, previše udaljen da bi bio pod utjecajem gravitacijske privlačnosti. vanjskih planeta.[23] Prema ovoj definiciji, objekat sa perihelom većim od 40 AJ može se klasifikovati kao izvan raspršenog diska.[24]

Sedna nije jedini takav objekt: (148209) 2000 CR105 (otkriven prije Sedne) i 474640 Alicanto imaju perihel koji je previše udaljen od Neptuna da bi na njih mogao utjecati. To je dovelo do rasprave među astronomima o novom skupu malih planeta, nazvanom prošireni rasuti disk (E-SDO).[25] 2000 CR105 može biti i unutrašnji Oortov oblak ili (vjerovatnije) prelazni objekat između raspršenog diska i unutrašnjeg Oortovog oblaka. U skorije vrijeme, ovi objekti su se nazivali "razdvojeni",[26] ili udaljeni odvojeni objekti (engleski: Distant Detached Objects, DDO).[27]

Ne postoje jasne granice između raspršenih i odvojenih regija.[24] Gomes i drugi definišu SDO-ove kao one koji imaju "visoko ekscentrične orbite, perihelije iza Neptuna i polu-velike ose izvan rezonanse 1:2." Prema ovoj definiciji, svi udaljeni odvojeni objekti su SDO.[16] Pošto se orbite odvojenih objekata ne mogu proizvesti rasijavanjem Neptuna, predloženi su alternativni mehanizmi sijanja, uključujući zvijezdu u prolazu[28][29] ili udaljeni objekat veličine planete.[28] Alternativno, sugerisano je da su ovi objekti uhvaćeni sa zvijezde u prolazu.[27]

Šema koju je uveo izvještaj iz 2005. iz Deep Ecliptic Survey J. L. Elliott i drugi razlikuje dvije kategorije: raspršeni-blizu (tj. tipični SDO) i raspršeni-prošireni (tj. odvojeni objekti).[30] Objekti u blizini raspršenih su oni čije su orbite nerezonantne, ne-planetarne orbite koje se ukrštaju i imaju Tisserandov parametar (u odnosu na Neptun) manji od 3.[30] Objekti raspršenog proširenja imaju Tisserandov parametar (u odnosu na Neptun) veći od 3 i imaju vremenski prosječni ekscentricitet veći od 0,2.[30]

Alternativna klasifikacija, koju su uveli B. J. Gladman, B. G. Marsden i C. Van Laerhoven 2007, koristi integraciju orbite od 10 miliona godina umjesto Tisserandovog parametra.[31] Objekat se kvalifikuje kao SDO ako njegova orbita nije rezonantna, ima veliku poluosu ne veću od 2000 AJ, i, tokom integracije, njegova velika poluosa pokazuje ekskurziju od 1,5 AJ ili više.[31] Gladman i drugi predlažu termin raspršujući disk objekt da bi se naglasila ova današnja mobilnost.[31] Ako objekt nije SDO prema gornjoj definiciji, ali je ekscentricitet njegove orbite veći od 0,240, on se klasifikuje kao odvojeni TNO.[31] (Objekti sa manjim ekscentricitetom smatraju se klasičnim.) U ovoj šemi, disk se proteže od orbite Neptuna do 2000 AJ, regije koji se naziva unutrašnji Oortov oblak.

Orbite[uredi | uredi izvor]

Distribucija transneptunskih objekata, sa velikom poluosom na horizontalnoj i nagibom na vertikalnoj osi. Objekti Raspršenog diska su prikazani sivom bojom, objekti koji su u rezonansi sa Neptunom crvenom bojom. Klasični objekt Kuiperovog pojasa (cubewanos) i sednoidi su plavi, odnosno žuti..

Raspršeni disk je vrlo dinamično okruženje.[14] Budući da ih Neptun još uvijek može poremetiti, orbite SDO-a su uvijek u opasnosti od poremećaja; bilo da bude poslani van u Oortov oblak ili unutra u populaciju kentaura i na kraju u Jupiterovu porodicu kometa.[14] Iz tog razloga Gladman i drugi radije nazivaju regiju diskom za raspršivanje, a ne raspršenim.[31] Za razliku od objekata Kuiperovog pojasa (KBO), orbite objekata raspršenih diskova mogu biti nagnuti do 40° od ekliptike.[32]

SDO su tipično okarakterizirane orbitama sa srednjim i visokim ekscentricitetima sa velikom poluosom većom od 50 AJ, ali njihova perihelija ih dovodi pod utjecaj Neptuna.[33] Imati perihel od otprilike 30 AJ je jedna od definišnih karakteristika raspršenih objekata, jer omogućava Neptunu da izvrši svoj gravitacijski uticaj.[7]

Klasični objekti (cubewano) se veoma razlikuju od raspršenih objekata: više od 30% svih cubewano je na niskim nagibima, skoro kružnim orbitama čiji ekscentriciteti dostižu maksimum od 0,25.[34] Klasični predmeti posjeduju ekscentricitete u rasponu od 0,2 do 0,8. Iako su nagibi raspršenih objekata slični ekstremnijim KBO-ovima, vrlo mali broj rasutih objekata ima orbite tako bliže ekliptici kao i većina KBO populacije.[14]

Iako su kretanja u rasutom disku nasumična, oni imaju tendenciju da slijede slične smjerove, što znači da SDO mogu postati zarobljeni u privremenim rezonancijama s Neptunom. Primjeri mogućih rezonantnih orbita unutar raspršenog diska uključuju 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 i 4:79.[16]

Formiranje[uredi | uredi izvor]

Simulacija koja prikazuje vanjske planete i Kuiperov pojas: a) Prije rezonanse Jupiter/Saturn 2:1 b) Rasipanje objekata Kuiperovog pojasa u Sunčev sistem nakon orbitalnog pomaka Neptuna c) Nakon izbacivanja tijela Kuiperovog pojasa od strane Jupitera

Raspršeni disk je još uvijek slabo shvaćen: još uvijek nije predložen model formiranja Kuiperovog pojasa i raspršenog diska koji bi objasnio sva njihova uočena svojstva.[15]

Prema savremenim modelima, raspršeni disk je nastao kada su objekti iz Kuiperovog pojasa (KBO) bili "raspršeni" u ekscentrične i nagnute orbite gravitacionom interakcijom sa Neptunom i drugim vanjskim planetama.[35] Količina vremena za ovaj proces ostaje neizvjesna. Jedna hipoteza procjenjuje period jednak cijeloj starosti Sunčevog sistema;[36] druga pretpostavlja da se raspršivanje dogodilo relativno brzo, tokom Neptunove rane epohe migracije.[37]

Modeli za kontinuirano formiranje kroz doba Sunčevog sistema ilustriraju da pri slabim rezonansama unutar Kuiperovog pojasa (kao što je 5:7 ili 8:1), ili na granicama jačih rezonansi, objekti mogu razviti slabe orbitalne nestabilnosti tokom miliona godina. Rezonansa 4:7 posebno ima veliku nestabilnost. KBO se također mogu pomjeriti u nestabilne orbite bliskim prolaskom masivnih objekata ili sudarima. Tokom vremena, raspršeni disk bi se postepeno formirao od ovih izolovanih događaja.[16]

Računarske simulacije su također sugerisale brže i ranije formiranje raspršenog diska. Moderne teorije pokazuju da se ni Uran ni Neptun nisu mogli formirati in situ izvan Saturna, jer je na tom rasponu postojalo premalo primordijalne materije da bi proizvela objekte tako velike mase. Umjesto toga, ove planete i Saturn su se možda formirali bliže Jupiteru, ali su odbačeni vani tokom rane evolucije Sunčevog sistema, možda kroz razmjenu ugaonog momenta sa raspršenim objektima.[38] Jednom kada su se orbite Jupitera i Saturna pomaknule u rezonansu 2:1 (dvije orbite Jupitera za svaku orbitu Saturna), njihova kombinovana gravitacijska sila poremetila je orbite Urana i Neptuna, šaljući Neptun u privremeni "haos" proto-Kuipera pojasa.[37] Kako je Neptun putovao prema van, raspršio je mnoge transneptunske objekte u više i ekscentrične orbite.[35][39] Ovaj model navodi da je 90% ili više objekata u raspršenom disku možda "promovisano u ove ekscentrične orbite Neptunovim rezonansama tokom epohe migracije... [zbog toga] raspršeni disk možda nije toliko raspršen."[38]

Sasr+tav[uredi | uredi izvor]

Infracrveni spektri Eride i Plutona, naglašavajući njihove zajedničke linije apsorpcije metana

Raštrkani objekti, kao i drugi transneptunski objekti, imaju malu gustoću i uglavnom se sastoje od smrznutih isparljivih materija kao što su voda i metan.[40] Spektralna analiza odabranog Kuiperovog pojasa i raspršenih objekata otkrila je znakove sličnih spojeva. I Pluton i Erida, na primjer, pokazuju tragove metana.[41]

Astronomi su prvobitno pretpostavili da će čitava transneptunska populacija pokazati sličnu crvenu boju površine, jer se mislilo da potječu iz istog područja i da su podvrgnuti istim fizičkim procesima.[40] Konkretno, očekivalo se da će SDO imati velike količine površinskog metana, hemijski promijenjenog u toline sunčevom svjetlošću. Ovo bi apsorbiralo plavo svjetlo, stvarajući crvenkastu nijansu.[40] Većina klasičnih objekata prikazuje ovu boju, ali raspršeni objekti ne; umjesto toga, imaju bijeli ili sivkasti izgled.[40]

Jedno od objašnjenja je izloženost bijelih podzemnih slojeva udarima; drugi je da veća udaljenost raspršenih objekata od Sunca stvara gradijent kompozicije, analogan gradijentu sastava zemaljskih i plinovitih divovskih planeta.[40] Michael E. Brown, otkrivač raspršenog objekta Erida, sugeriše da bi njegova bljeđa boja mogla biti zato što je, na trenutnoj udaljenosti od Sunca, njegova atmosfera metana zaleđena na cijeloj površini, stvarajući sloj sjajnog bijelog leda debljine nekoliko centimetara. S druge strane, Pluton bi, budući da je bliži Suncu, bio dovoljno topao da bi se metan zaledio samo na hladnije regije s visokim albedom, ostavljajući regije sa niskim albedom prekrivene tolinom bez leda.[41]

Komete[uredi | uredi izvor]

Tempel 1, kometa porodice Jupiter

U početku se smatralo da je Kuiperov pojas izvor kometa ekliptike Sunčevog sistema. Međutim, studije regije od 1992. pokazale su da su orbite unutar Kuiperovog pojasa relativno stabilne i da ekliptičke komete potiču iz raspršenog diska, gdje su orbite općenito manje stabilne.[42]

Komete se mogu slobodno podijeliti u dvije kategorije: kratkoperiodične i dugoperiodične – za koje se smatra da potječu iz Oortovog oblaka. Dvije glavne kategorije kratkoperiodičnih kometa su komete Jupiterove porodice (JFC) i komete Halleyjevog tipa.[14] Smatra se da su komete Halley tipa, koje su nazvane po svom prototipu, Halleyjeva kometa, nastale u Oortovom oblaku, ali da su uvučene u unutrašnji Sunčev sistem gravitacijom Divovskih planeta,[43] dok se smatra da su JFC da je nastao u raspršenom disku.[18] Smatra se da su kentauri dinamički posredni stepen između raspršenog diska i porodice Jupiter.[19]

Postoje mnoge razlike između SDO-a i JFC-a, iako su mnoge komete iz porodice Jupiter možda nastale u raspršenom disku. Iako kentauri dijele crvenkastu ili neutralnu boju s mnogim SDO, njihova jezgra su plava, što ukazuje na fundamentalnu hemijsku ili fizičku razliku.[43] Jedna hipoteza je da se jezgra kometa ponovo pojavljuju na površini kako se približavaju Suncu pomoću podzemnih materijala koji naknadno zatrpavaju stariji materijal.[43]

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ Maggie Masetti. (2007). Cosmic Distance Scales – The Solar System. Website of NASA's High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. Retrieved 2008 07-12.
  2. ^ a b Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256.
  3. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E. (2004). "Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 798. arXiv:astro-ph/0407400. Bibcode:2004MNRAS.354..798H. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. S2CID 16002759.
  4. ^ Sheppard, Scott S. (October 16–18, 2005). "Small Bodies in the Outer Solar System" (PDF). New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium 2005. Austin, Texas: Astronomical Society of the Pacific. str. 3–14. ISBN 1-58381-220-2. Arhivirano s originala (PDF), 12. 10. 2006. Pristupljeno 14. 8. 2008.
  5. ^ Luu, Jane X.; Marsden, Brian G.; Jewitt, David C. (5. 6. 1997). "A new dynamical class of object in the outer Solar System" (PDF). Nature. 387 (6633): 573–575. Bibcode:1997Natur.387..573L. doi:10.1038/42413. S2CID 4370529. Arhivirano s originala (PDF), 12. 8. 2007. Pristupljeno 2. 8. 2008.
  6. ^ Davies, John Keith (2001). Beyond Pluto: Exploring the Outer Limits of the Solar System. Cambridge University Press. str. 111. ISBN 978-0-521-80019-8. Pristupljeno 2. 7. 2008.
  7. ^ a b Jewitt, David C. (August 2009). "Scattered Kuiper Belt Objects (SKBOs)". Institute for Astronomy. Pristupljeno 2010-01-23.
  8. ^ Schmadel, Lutz D. (2003); Dictionary of Minor Planet Names (5th rev. and enlarged ed. edition). Berlin: Springer. Page 925 (Appendix 10). Also see McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul & Johnson, Torrence (1999). Encyclopedia of the Solar System. San Diego: Academic Press. Page 218.
  9. ^ a b c IAU: Minor Planet Center (3. 1. 2011). "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Pristupljeno 3. 1. 2011.
  10. ^ Schwamb, M. E.; Brown, Michael E.; Rabinowitz, Davdi; Marsden, Brian G. (2008). "2007 UK126". Minor Planet Electronic Circ. 2008-D38: 38. Bibcode:2008MPEC....D...38S.
  11. ^ Staff (1. 5. 2007). "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets". Minor Planet Center. Pristupljeno 25. 10. 2010.
  12. ^ "Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (90001)-(95000)". Minor Planet Center. Pristupljeno 25. 10. 2010.
  13. ^ Marc W. Buie (8. 11. 2007). "Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112". SwRI (Space Science Department). Arhivirano s originala, 18. 8. 2010. Pristupljeno 17. 7. 2008.
  14. ^ a b c d e Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). "Comet Populations and Cometary Dynamics". u Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (ured.). Encyclopedia of the Solar System (2nd izd.). Amsterdam; Boston: Academic Press. str. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  15. ^ a b c d e Morbidelli, Alessandro; Brown, Michael E. (2004-11-01). "The Kuiper Belt and the Primordial Evolution of the Solar System" (PDF). u M. C. Festou; H. U. Keller; H. A. Weaver (ured.). Comets II. Tucson (AZ): University of Arizona Press. str. 175–91. ISBN 978-0-8165-2450-1. OCLC 56755773. Arhivirano s originala 2009-06-21. Pristupljeno 2008-07-27.CS1 održavanje: bot: nepoznat status originalnog URL-a (link)
  16. ^ a b c d e Gomes, Rodney S.; Fernandez, Julio A.; Gallardo, Tabare; Brunini, Adrian (2008). "The Scattered Disk: Origins, Dynamics and End States" (PDF). Universidad de la Republica, Uruguay. Pristupljeno 10. 8. 2008.
  17. ^ De Sanctis, M. C.; Capria, M. T.; Coradini, A. (2001). "Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 121 (5): 2792–2799. Bibcode:2001AJ....121.2792D. doi:10.1086/320385.
  18. ^ a b Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2007). "Kuiper Belt Dynamics". u Lucy-Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (ured.). Encyclopedia of the Solar System (2nd izd.). Amsterdam; Boston: Academic Press. str. 589–604. ISBN 978-0-12-088589-3.
  19. ^ a b Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E.; Asher, D. J. (2003). "The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 343 (4): 1057–1066. arXiv:astro-ph/0304319. Bibcode:2003MNRAS.343.1057H. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x. S2CID 2822011.
  20. ^ Remo notes that Cis-Neptunian bodies "include terrestrial and large gaseous planets, planetary moons, asteroids, and main-belt comets within Neptune's orbit." (Remo 2007)
  21. ^ Silber, Kenneth (1999). "New Object in Solar System Defies Categories". space.com. Arhivirano s originala, 21. 9. 2005. Pristupljeno 12. 8. 2008.
  22. ^ Jewitt, David C. (2008). "The 1000 km Scale KBOs". Pristupljeno 23. 1. 2010.
  23. ^ Brown, Michael E. "Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud)". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Pristupljeno 2008-07-02.
  24. ^ a b Lykawka, Patryk Sofia; Mukai, Tadashi (2007). "Dynamical classification of trans-Neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation". Icarus. Kobe. 189 (1): 213–232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001.
  25. ^ Gladman, Brett J. "Evidence for an Extended Scattered Disk?". Observatoire de la Cote d'Azur. Pristupljeno 2008-08-02.
  26. ^ Jewitt, David C.; Delsanti, A. (2006). "The Solar System Beyond The Planets". Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (PDF). Springer-Praxis Ed. ISBN 978-3-540-26056-1.
  27. ^ a b Gomes, Rodney S.; Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (October 2006). "A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects". Icarus. 184 (2): 589–601. Bibcode:2006Icar..184..589G. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026.
  28. ^ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (November 2004). "Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 and 2003 VB12". The Astronomical Journal. 128 (5): 2564–2576. arXiv:astro-ph/0403358. Bibcode:2004AJ....128.2564M. doi:10.1086/424617. S2CID 119486916.
  29. ^ Pfalzner, Susanne; Bhandare, Asmita; Vincke, Kirsten; Lacerda, Pedro (2018-08-09). "Outer Solar System Possibly Shaped by a Stellar Fly-by". The Astrophysical Journal. 863 (1): 45. arXiv:1807.02960. Bibcode:2018ApJ...863...45P. doi:10.3847/1538-4357/aad23c. ISSN 1538-4357. S2CID 119197960.
  30. ^ a b c Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Clancy, K. B.; et al. (2005). "The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population". The Astronomical Journal. 129 (2): 1117–1162. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395. S2CID 19385887.
  31. ^ a b c d e Gladman, Brett J.; Marsden, Brian G.; Van Laerhoven, Christa (2008). "Nomenclature in the Outer Solar System". The Solar System Beyond Neptune. University of Arizona Press. str. 43. Bibcode:2008ssbn.book...43G. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  32. ^ Bertoldi, F.; Altenhoff, W.; Weiss, A.; Menten, K. M.; Thum, C. (2 February 2006). "The trans-Neptunian object UB313 is larger than Pluto". Nature. 439 (7076): 563–564. Bibcode:2006Natur.439..563B. doi:10.1038/nature04494. PMID 16452973. S2CID 4369483.
  33. ^ Trujillo, Chadwick A.; Jewitt, David C.; Luu, Jane X. (2000-02-01). "Population of the Scattered Kuiper Belt" (PDF). The Astrophysical Journal. 529 (2): L103–L106. arXiv:astro-ph/9912428. Bibcode:2000ApJ...529L.103T. doi:10.1086/312467. PMID 10622765. S2CID 8240136. Arhivirano s originala (PDF), August 12, 2007. Pristupljeno 2008-07-02.
  34. ^ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro (2003-11-27). "The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration". Nature. 426 (6965): 419–421. Bibcode:2003Natur.426..419L. doi:10.1038/nature02120. PMID 14647375. S2CID 4395099.
  35. ^ a b Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1997). "A Disk of Scattered Icy Objects and the Origin of Jupiter-Family Comets". Science. 276 (5319): 1670–1672. Bibcode:1997Sci...276.1670D. doi:10.1126/science.276.5319.1670. PMID 9180070.
  36. ^ Levison, Harold F.; Duncan, Martin J. (1997). "From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets". Icarus. 127 (1): 13–32. Bibcode:1997Icar..127...13L. doi:10.1006/icar.1996.5637.
  37. ^ a b Hansen, Kathryn (2005-06-07). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. Pristupljeno 2007-08-26.
  38. ^ a b Hahn, Joseph M.; Malhotra, Renu (13 July 2005). "Neptune's Migration into a Stirred–Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations". Astronomical Journal. 130 (5): 2392–414. arXiv:astro-ph/0507319. Bibcode:2005AJ....130.2392H. doi:10.1086/452638. S2CID 14153557.
  39. ^ Thommes, E. W.; Duncan, M. J.; Levison, H. F. (May 2002). "The Formation of Uranus and Neptune Among Jupiter and Saturn". The Astronomical Journal. 123 (5): 2862–83. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975. S2CID 17510705.
  40. ^ a b c d e Tegler, Stephen C. (2007). "Kuiper Belt Objects: Physical Studies". u Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (ured.). Encyclopedia of the Solar System (2nd izd.). Amsterdam; Boston: Academic Press. str. 605–620. ISBN 978-0-12-088589-3.
  41. ^ a b Brown, Michael E.; Trujillo, Chadwick A.; Rabinowitz, David L. (2005). "Discovery of a Planetary-sized Object in the Scattered Kuiper Belt". The Astrophysical Journal. 635 (1): L97–L100. arXiv:astro-ph/0508633. Bibcode:2005ApJ...635L..97B. doi:10.1086/499336. S2CID 1761936.
  42. ^ Gladman, Brett J. (2005). "The Kuiper Belt and the Solar System's Comet Disk". Science. 307 (5706): 71–75. Bibcode:2005Sci...307...71G. doi:10.1126/science.1100553. PMID 15637267. S2CID 33160822.
  43. ^ a b c Jewitt, David C. (2001). "From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter" (PDF). The Astronomical Journal. 123 (2): 1039–1049. Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692. S2CID 122240711. Arhivirano s originala (PDF), 2020-05-03.
Preuzeto iz "https://bs.wikipedia.org/w/index.php?title=Raspršeni_disk&oldid=3572544"