stringtranslate.com

Рассеянный диск

Эрида , крупнейший из известных объектов в виде рассеянного диска (в центре), и ее спутник Дисномия (слева от объекта)

Рассеянный диск (или рассеянный диск ) — это далекий околозвездный диск в Солнечной системе , редко населенный ледяными небольшими телами Солнечной системы , которые являются подмножеством более широкого семейства транснептуновых объектов . Объекты рассеянного диска (SDO) имеют эксцентриситет орбиты до 0,8, наклон до 40 ° и перигелии более 30 астрономических единиц (4,5 × 10 9  км; 2,8 × 10 9  миль). Считается, что эти крайние орбиты являются результатом гравитационного «рассеяния» газовыми гигантами , а объекты продолжают подвергаться возмущениям со стороны планеты Нептун .

Хотя ближайшие объекты рассеянного диска приближаются к Солнцу на расстоянии около 30–35 а.е., их орбиты могут простираться далеко за пределы 100 а.е. Это делает рассеянные объекты одними из самых холодных и далеких объектов Солнечной системы. [1] Самая внутренняя часть рассеянного диска перекрывается с тороидальной областью вращающихся объектов, традиционно называемой поясом Койпера , [2] но его внешние границы простираются гораздо дальше от Солнца и выше и ниже эклиптики, чем пояс Койпера. ремень правильный. [а]

Из-за его нестабильной природы астрономы теперь считают рассеянный диск местом происхождения большинства периодических комет Солнечной системы, а кентавры , популяция ледяных тел между Юпитером и Нептуном, являются промежуточной стадией миграции объекта из диск во внутреннюю Солнечную систему. [4] В конце концов, возмущения от планет-гигантов направляют такие объекты к Солнцу, превращая их в периодические кометы. Считается , что многие объекты предполагаемого облака Оорта возникли из рассеянного диска. Отдельные объекты не сильно отличаются от рассеянных дисковых объектов, и некоторые из них, такие как Седна , иногда считались включенными в эту группу.

Открытие

Традиционно такие устройства, как мигающий компаратор , использовались в астрономии для обнаружения объектов в Солнечной системе, поскольку эти объекты перемещались между двумя экспозициями — это включало в себя трудоемкие этапы, такие как экспонирование и проявление фотопластинок или пленок , а затем люди использовали мигающий компаратор. для ручного обнаружения перспективных объектов. В 1980-х годах использование камер на основе ПЗС в телескопах позволило напрямую создавать электронные изображения, которые затем можно было легко оцифровать и преобразовать в цифровые изображения . Поскольку ПЗС-матрица улавливала больше света, чем пленка (около 90% против 10% входящего света), а мигание теперь можно было выполнять на регулируемом экране компьютера, исследования позволили повысить пропускную способность. Результатом стал поток новых открытий: в период с 1992 по 2006 год было обнаружено более тысячи транснептуновых объектов. [5]

Первым объектом рассеянного диска (SDO), который был признан таковым, был TL 66 1996 года , [6] [7], первоначально идентифицированный в 1996 году астрономами из Мауна-Кеа на Гавайях. Еще три были выявлены в ходе того же исследования в 1999 году: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 и 1999 CF 119 . [8] Первым обнаруженным объектом, классифицированным в настоящее время как SDO, был TL 8 1995 года , обнаруженный в 1995 году компанией Spacewatch . [9]

По состоянию на 2011 год было идентифицировано более 200 SDO, [10] в том числе G?kúnƁʼhòmdímà (открыт Швамбом, Брауном и Рабиновицем), Gonggong (Швамб, Браун и Рабиновиц) [11] 2002 TC 302 ( NEAT ), Eris (Браун, Трухильо и Рабиновиц), [12] Седна (Браун, Трухильо и Рабиновиц) [13] и 474640 Аликанто ( Глубокая эклиптическая съемка ). [14] Хотя предполагается, что количество объектов в поясе Койпера и рассеянном диске примерно одинаковое, погрешность наблюдений из-за их большего расстояния означает, что на сегодняшний день наблюдалось гораздо меньше SDO. [15]

Подразделения транснептунового пространства

Эксцентриситет и наклон населения рассеянного диска по сравнению с классическими и резонансными объектами пояса Койпера 5:2.

Известные транснептуновые объекты часто делят на две субпопуляции: пояс Койпера и рассеянный диск. [16] Была выдвинута гипотеза о третьем резервуаре транснептуновых объектов, облаке Оорта , хотя подтвержденных прямых наблюдений облака Оорта сделано не было. [2] Некоторые исследователи далее предполагают наличие переходного пространства между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта, населенного « отдельными объектами ». [17]

Рассеянный диск против пояса Койпера

Пояс Койпера представляет собой относительно толстый тор (или «бублик») пространства, простирающийся от 30 до 50 а.е. [18] , включающий две основные популяции объектов пояса Койпера (KBO): классические объекты пояса Койпера (или «кубевано» ), лежащие на нетронутых Нептуном орбитах, и резонансных объектов пояса Койпера ; те, которые Нептун зафиксировал в точном орбитальном соотношении, например 2:3 (объект совершает оборот дважды за каждые три оборота Нептуна) и 1:2 (объект совершает оборот один раз за каждые два оборота Нептуна). Эти отношения, называемые орбитальными резонансами , позволяют ОПК сохраняться в регионах, которые в противном случае гравитационное влияние Нептуна было бы очищено за время существования Солнечной системы, поскольку объекты никогда не оказываются достаточно близко к Нептуну, чтобы быть рассеянными под действием его гравитации. Те, кто находится в резонансе 2:3, известны как « плутино », потому что Плутон является крупнейшим членом их группы, тогда как те, кто находится в резонансе 1:2, известны как « дватино ».

В отличие от пояса Койпера, население рассеянного диска может быть нарушено Нептуном. [19] Объекты рассеянного диска находятся в пределах гравитационного диапазона Нептуна при ближайшем приближении (~ 30 а.е.), но на самом дальнем расстоянии они во много раз превышают его. [17] Продолжающиеся исследования [20] предполагают, что кентавры , класс ледяных планетоидов , вращающихся между Юпитером и Нептуном, могут быть просто SDO, выброшенными во внутренние пределы Солнечной системы Нептуном, что делает их «циснептуновыми», а не «циснептуновыми». транснептуновые рассеянные объекты. [21] Некоторые объекты, такие как (29981) 1999 TD 10 , стирают различие [22] и Центр малых планет (MPC), который официально каталогизирует все транснептуновые объекты , теперь перечисляет кентавров и SDO вместе. [10]

Однако MPC проводит четкое различие между поясом Койпера и рассеянным диском, отделяя объекты на стабильных орбитах (пояс Койпера) от объектов на рассеянных орбитах (рассеянный диск и кентавры). [10] Однако разница между поясом Койпера и рассеянным диском не очевидна, и многие астрономы рассматривают рассеянный диск не как отдельную популяцию, а как внешнюю область пояса Койпера. Другой используемый термин - «рассеянный объект пояса Койпера» (или СКБО) для тел рассеянного диска. [23]

Морбиделли и Браун предполагают, что разница между объектами пояса Койпера и объектами рассеянного диска состоит в том, что последние тела «переносятся по большой полуоси в результате близких и дальних сближений с Нептуном» [16] , но первые не испытывали таких близких столкновений. встречи. Это определение неадекватно (как они отмечают) с учетом возраста Солнечной системы, поскольку тела, «попавшие в ловушку резонансов», могли «переходить из фазы рассеяния в фазу нерассеяния (и наоборот) много раз». [16] То есть транснептуновые объекты могут с течением времени перемещаться туда и обратно между поясом Койпера и рассеянным диском. Поэтому вместо этого они решили определить области, а не объекты, определяя рассеянный диск как «область орбитального пространства, которую могут посещать тела, встретившие Нептун» в пределах радиуса сферы Хилла , а пояс Койпера как его «дополнение... в районе а >30 а.е.»; область Солнечной системы, населенная объектами с большими полуосями более 30 а.е. [16]

Отдельные объекты

Центр малых планет классифицирует транснептуновый объект 90377 Седна как объект рассеянного диска. Его первооткрыватель Майкл Э. Браун предположил, что вместо этого его следует считать внутренним объектом облака Оорта, а не членом рассеянного диска, потому что с расстоянием по перигелию 76 а.е. он слишком удален, чтобы на него воздействовало гравитационное притяжение. внешних планет. [24] Согласно этому определению, объект с перигелием более 40 а.е. может быть классифицирован как находящийся за пределами рассеянного диска. [25]

Седна — не единственный такой объект: (148209) 2000 CR 105 (обнаружен раньше Седны) и 474640 Аликанто имеют перигелий слишком далеко от Нептуна , чтобы на него можно было повлиять. Это привело к дискуссии среди астрономов о новом наборе малых планет, названном расширенным рассеянным диском ( E-SDO ). [26] 2000 CR 105 также может быть внутренним объектом облака Оорта или (что более вероятно) переходным объектом между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта. Совсем недавно эти объекты стали называть «отдельными» [27] или отдаленными обособленными объектами ( DDO ). [28]

Четких границ между разбросанными и обособленными регионами нет. [25] Гомес и др. определяют SDO как имеющие «сильно эксцентричные орбиты, перигелии за пределами Нептуна и большие полуоси за пределами резонанса 1:2». По этому определению все удаленные отдельные объекты являются объектами SDO. [17] Поскольку орбиты отдельных объектов не могут быть созданы рассеянием Нептуна, были предложены альтернативные механизмы рассеяния, в том числе проходящая звезда [29] [30] или далекий объект размером с планету . [28] Альтернативно было высказано предположение, что эти объекты были захвачены проходящей звездой. [31]

Схема, представленная в отчете Дж. Л. Эллиотта и др. по исследованию глубокой эклиптики за 2005 г. различает две категории: рассеянно-близкие (т.е. типичные SDO) и рассеянно-протяженные (т.е. отдельные объекты). [32] Рассеянно-близкие объекты — это те, орбиты которых нерезонансны, не пересекают орбиты планет и имеют параметр Тиссеранда (относительно Нептуна) менее 3. [32] Рассеянно-протяженные объекты имеют параметр Тиссеранда (относительно Нептуна). до Нептуна) больше 3 и имеют средний по времени эксцентриситет больше 0,2. [32]

Альтернативная классификация, представленная Б. Дж. Гладманом , Б. Г. Марсденом и К. Ван Лаерховеном в 2007 году, использует интеграцию орбиты за 10 миллионов лет вместо параметра Тиссеранда. [33] Объект квалифицируется как SDO, если его орбита не является резонансной, имеет большую полуось не более 2000 а.е. и во время интегрирования его большая полуось показывает отклонение 1,5 а.е. или более. [33] Гладман и др. предложите термин « объект диска рассеяния» , чтобы подчеркнуть эту нынешнюю подвижность. [33] Если объект не является SDO согласно приведенному выше определению, но эксцентриситет его орбиты превышает 0,240, он классифицируется как обособленный TNO . [33] (Объекты с меньшим эксцентриситетом считаются классическими.) В этой схеме диск простирается от орбиты Нептуна до 2000 а.е., области, называемой внутренним облаком Оорта.

Орбиты

Распределение транснептуновых объектов с большой полуосью по горизонтали и наклоном по вертикальной оси. Объекты, разбросанные по диску, показаны серым цветом, объекты, находящиеся в резонансе с Нептуном, — красным. Классические объекты пояса Койпера (кубевано) и седноиды имеют синий и желтый цвета соответственно.

Рассеянный диск — очень динамичная среда. [15] Поскольку орбиты SDO все еще могут быть возмущены Нептуном, орбиты SDO всегда находятся под угрозой нарушения; либо быть отправленным наружу, в облако Оорта, либо внутрь, в популяцию кентавров и, в конечном итоге, в семейство комет Юпитера. [15] По этой причине Gladman et al. предпочитают называть эту область рассеивающим диском, а не рассеянным. [33] В отличие от объектов пояса Койпера (KBO), орбиты объектов рассеянного диска могут быть наклонены на 40° от эклиптики . [34]

SDO обычно характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом с большой полуосью более 50 а.е., но их перигелии ставят их под влияние Нептуна. [35] Перигелий примерно в 30 а.е. является одной из определяющих характеристик рассеянных объектов, поскольку он позволяет Нептуну оказывать свое гравитационное влияние. [8]

Классические объекты ( кубевано ) сильно отличаются от рассеянных объектов: более 30% всех кубевано находятся на малонаклоненных, почти круговых орбитах, эксцентриситет которых достигает максимума в 0,25. [36] Классические объекты обладают эксцентриситетом от 0,2 до 0,8. Хотя наклоны рассеянных объектов аналогичны наклонам более экстремальных ОПК, очень немногие рассеянные объекты имеют орбиты так близко к эклиптике, как большая часть популяции ОПК. [15]

Хотя движения в рассеянном диске хаотичны, они имеют тенденцию следовать одинаковым направлениям, а это означает, что SDO могут попасть в ловушку временных резонансов с Нептуном. Примеры возможных резонансных орбит внутри рассеянного диска включают 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 и 4:79. [17]

Формирование

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: а) До резонанса Юпитер/Сатурн 2:1 б) Рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после смещения орбиты Нептуна в) После выброса Юпитером тел пояса Койпера

Рассеянный диск до сих пор мало изучен: до сих пор не предложено ни одной модели формирования пояса Койпера и рассеянного диска, объясняющей все их наблюдаемые свойства. [16]

Согласно современным моделям, рассеянный диск образовался, когда объекты пояса Койпера (КБО) были «разбросаны» на эксцентричные и наклонные орбиты в результате гравитационного взаимодействия с Нептуном и другими внешними планетами . [37] Количество времени, в течение которого этот процесс произойдет, остается неопределенным. Одна гипотеза оценивает период, равный всему возрасту Солнечной системы; [38] вторая утверждает, что рассеяние произошло относительно быстро, в эпоху ранней миграции Нептуна . [39]

Модели непрерывного формирования на протяжении всего возраста Солнечной системы показывают, что при слабых резонансах внутри пояса Койпера (например, 5:7 или 8:1) или на границах более сильных резонансов у объектов могут развиваться слабые орбитальные нестабильности в течение миллионов годы. В частности, резонанс 4:7 обладает большой нестабильностью. ОПК также могут быть переведены на нестабильные орбиты из-за близкого прохождения массивных объектов или столкновений. Со временем из этих изолированных событий постепенно сформировался рассеянный диск. [17]

Компьютерное моделирование также предположило более быстрое и раннее формирование рассеянного диска. Современные теории показывают, что ни Уран , ни Нептун не могли образоваться in situ за пределами Сатурна, поскольку на этом расстоянии существовало слишком мало первичной материи, чтобы создавать объекты такой большой массы. Вместо этого эти планеты и Сатурн, возможно, сформировались ближе к Юпитеру, но были выброшены наружу во время ранней эволюции Солнечной системы, возможно, в результате обмена угловым моментом с рассеянными объектами. [40] Как только орбиты Юпитера и Сатурна сместились к резонансу 2:1 (две орбиты Юпитера на каждую орбиту Сатурна), их совокупное гравитационное притяжение нарушило орбиты Урана и Нептуна, отправив Нептун во временный «хаос» протопояс Койпера. [39] По мере того, как Нептун путешествовал наружу, он разбросал множество транснептуновых объектов на более высокие и более эксцентричные орбиты. [37] [41] Эта модель утверждает, что 90% или более объектов в рассеянном диске могли быть «выдвинуты на эти эксцентричные орбиты резонансами Нептуна в эпоху миграции… [поэтому] рассеянный диск мог быть не таким разбросанный." [40]

Состав

Инфракрасные спектры Эриды и Плутона, подчеркивающие их общие линии поглощения метана.

Рассеянные объекты, как и другие транснептуновые объекты, имеют низкую плотность и состоят в основном из замороженных летучих веществ , таких как вода и метан . [42] Спектральный анализ отдельных пояса Койпера и рассеянных объектов выявил признаки сходных соединений. Например, и Плутон, и Эрида имеют признаки метана. [43]

Первоначально астрономы предполагали, что вся транснептуновая популяция будет иметь одинаковый красный цвет поверхности, поскольку считалось, что они возникли в одном и том же регионе и подверглись одним и тем же физическим процессам. [42] В частности, ожидалось, что SDO будут иметь большое количество поверхностного метана, химически преобразованного в толины под воздействием солнечного света. Это будет поглощать синий свет, создавая красноватый оттенок. [42] Большинство классических объектов имеют этот цвет, но рассеянные объекты — нет; вместо этого они имеют белый или сероватый вид. [42]

Одним из объяснений является обнажение более белых подповерхностных слоев в результате ударов; во-вторых, большее расстояние рассеянных объектов от Солнца создает градиент состава, аналогичный градиенту состава планет земной группы и газовых гигантов. [42] Майкл Э. Браун, первооткрыватель рассеянного объекта Эрида, предполагает, что его более бледный цвет может быть обусловлен тем, что на нынешнем расстоянии от Солнца атмосфера метана замерзла по всей его поверхности, создавая слой толщиной в несколько дюймов. яркий белый лед. Плутон, наоборот, будучи ближе к Солнцу, был бы достаточно теплым, чтобы метан замерзал только в более холодных областях с высоким альбедо , оставляя области с низким альбедо, покрытые толинами , лишенными льда. [43]

Кометы

Темпель 1 — комета семейства Юпитера.

Первоначально считалось, что пояс Койпера является источником эклиптических комет Солнечной системы . Однако исследования региона с 1992 года показали, что орбиты внутри пояса Койпера относительно стабильны и что эклиптические кометы происходят из рассеянного диска, орбиты которого обычно менее стабильны. [44]

Кометы можно условно разделить на две категории: короткопериодические и долгопериодические. Считается, что последние зарождаются в облаке Оорта. Двумя основными категориями короткопериодических комет являются кометы семейства Юпитера (JFC) и кометы типа Галлея . [15] Кометы типа Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , как полагают, возникли в облаке Оорта, но были втянуты во внутреннюю часть Солнечной системы под действием гравитации планет-гигантов, [45] тогда как Считается, что JFC возникли на рассеянном диске. [19] Кентавры считаются динамически промежуточной стадией между рассеянным диском и семейством Юпитера. [20]

Между SDO и JFC есть много различий, хотя многие кометы семейства Юпитера, возможно, возникли из рассеянного диска. Хотя кентавры имеют красноватую или нейтральную окраску со многими SDO, их ядра более синие, что указывает на фундаментальное химическое или физическое различие. [45] Одна из гипотез заключается в том, что ядра комет по мере приближения к Солнцу всплывают на поверхность подповерхностными материалами, которые впоследствии хоронят более старый материал. [45]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ В литературе непоследовательно используются термины «рассеянный диск» и «пояс Койпера». Для некоторых это отдельные группы населения; для других рассеянный диск является частью пояса Койпера. Авторы могут даже переключаться между этими двумя видами использования в одной публикации. [3] В этой статье рассеянный диск будет рассматриваться как отдельная популяция из пояса Койпера.

Рекомендации

  1. ^ Мэгги Масетти. (2007). Космические масштабы расстояний – Солнечная система . Веб-сайт Исследовательского архива научного архива астрофизики высоких энергий НАСА. Проверено 12 июля 2008 г.
  2. ^ Аб Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph/0512256 .
  3. ^ Макфадден, Вайсман и Джонсон (2007). Энциклопедия Солнечной системы , сноска с. 584
  4. ^ Хорнер, Дж.; Эванс, Северо-Запад; Бейли, Марк Э. (2004). «Моделирование популяции кентавров I: основная статистика». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 354 (3): 798. arXiv : astro-ph/0407400 . Бибкод : 2004MNRAS.354..798H. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. S2CID  16002759.
  5. ^ Шеппард, Скотт С. (16–18 октября 2005 г.). «Малые тела во внешней Солнечной системе» (PDF) . Новые горизонты астрономии: Симпозиум Фрэнка Н. Баша, 2005 г. Остин, Техас: Тихоокеанское астрономическое общество. стр. 3–14. ISBN 1-58381-220-2. Архивировано из оригинала (PDF) 12 октября 2006 г. Проверено 14 августа 2008 г.
  6. ^ Луу, Джейн X.; Марсден, Брайан Г.; Джуитт, Дэвид К. (5 июня 1997 г.). «Новый динамический класс объектов во внешней Солнечной системе» (PDF) . Природа . 387 (6633): 573–575. Бибкод : 1997Natur.387..573L. дои : 10.1038/42413. S2CID  4370529. Архивировано из оригинала (PDF) 12 августа 2007 года . Проверено 2 августа 2008 г.
  7. ^ Дэвис, Джон Кейт (2001). За пределами Плутона: исследование внешних пределов Солнечной системы . Издательство Кембриджского университета. п. 111. ИСБН 978-0-521-80019-8. Проверено 2 июля 2008 г.
  8. ^ аб Джуитт, Дэвид К. (август 2009 г.). «Рассеянные объекты пояса Койпера (СКБО)». Институт астрономии . Проверено 23 января 2010 г.
  9. ^ Шмадель, Лутц Д. (2003); Словарь названий малых планет (5-е изд. и дополненное издание). Берлин: Шпрингер. Страница 925 (Приложение 10). См. также Макфадден, Люси-Энн; Вайсман, Пол и Джонсон, Торренс (1999). Энциклопедия Солнечной системы . Сан-Диего: Академическая пресса. Страница 218.
  10. ^ abc IAU: Центр малых планет (3 января 2011 г.). «Список кентавров и объектов рассеянного диска». Центральное бюро астрономических телеграмм Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики . Проверено 3 января 2011 г.
  11. ^ Швамб, Мэн; Браун, Майкл Э.; Рабиновиц, Давди; Марсден, Брайан Г. (2008). «2007 UK126». Электронный цирк Малой планеты . 2008-D38: 38. Бибкод : 2008MPEC....D...38S.
  12. ^ Персонал (01 мая 2007 г.). «Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты». Центр малых планет . Проверено 25 октября 2010 г.
  13. ^ «Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты (90001)-(95000)» . Центр малых планет . Проверено 25 октября 2010 г.
  14. ^ Марк В. Буи (08 ноября 2007 г.). «Подгонка орбиты и астрометрическая запись для 04VN112». SwRI (Департамент космических наук). Архивировано из оригинала 18 августа 2010 г. Проверено 17 июля 2008 г.
  15. ^ Абде Левисон, Гарольд Ф.; Доннес, Люк (2007). «Популяция комет и динамика комет». В Адамсе Макфаддене, Люси Энн; Вайсман, Пол Роберт; Джонсон, Торренс В. (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Академическая пресса. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  16. ^ abcde Морбиделли, Алессандро; Браун, Майкл Э. (1 ноября 2004 г.). «Пояс Койпера и первичная эволюция Солнечной системы» (PDF) . В MC Festou; Х.У. Келлер; Х.А. Уивер (ред.). Кометы II . Тусон (Аризона): Издательство Университета Аризоны. стр. 175–91. ISBN 978-0-8165-2450-1. OCLC  56755773. Архивировано из оригинала 21 июня 2009 г. Проверено 27 июля 2008 г.{{cite book}}: CS1 maint: bot: исходный статус URL неизвестен ( ссылка )
  17. ^ abcde Gomes, Родни С.; Фернандес, Хулио А.; Галлардо, Табаре; Брунини, Адриан (2008). «Рассеянный диск: происхождение, динамика и конечное состояние» (PDF) . Университет Республики, Уругвай . Проверено 10 августа 2008 г.
  18. ^ Де Санктис, MC; Каприя, Монтана; Корадини, А. (2001). «Тепловая эволюция и дифференциация объектов пояса Эджворта-Койпера». Астрономический журнал . 121 (5): 2792–2799. Бибкод : 2001AJ....121.2792D. дои : 10.1086/320385 .
  19. ^ аб Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2007). «Динамика пояса Койпера». В Люси-Энн Адамс Макфадден; Пол Роберт Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Академическая пресса. стр. 589–604. ISBN 978-0-12-088589-3.
  20. ^ Аб Хорнер, Дж.; Эванс, Северо-Запад; Бейли, Марк Э.; Ашер, диджей (2003). «Популяции кометоподобных тел в Солнечной системе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 343 (4): 1057–1066. arXiv : astro-ph/0304319 . Бибкод : 2003MNRAS.343.1057H. дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x. S2CID  2822011.
  21. ↑ Ремо отмечает, что Цис-Нептуновые тела «включают земные и большие газообразные планеты, планетарные спутники, астероиды и кометы главного пояса на орбите Нептуна». (Ремо 2007)
  22. ^ Зильбер, Кеннет (1999). «Новый объект в Солнечной системе не поддается никаким категориям». space.com . Архивировано из оригинала 21 сентября 2005 года . Проверено 12 августа 2008 г.
  23. ^ Джуитт, Дэвид К. (2008). «ОКБ масштаба 1000 км» . Проверено 23 января 2010 г.
  24. ^ Браун, Майкл Э. «Седна (самое холодное и отдаленное место, известное в Солнечной системе; возможно, первый объект в давно предполагаемом облаке Оорта)». Калифорнийский технологический институт, факультет геологических наук . Проверено 2 июля 2008 г.
  25. ^ аб Ликавка, Патрик София; Мукаи, Тадаши (2007). «Динамическая классификация транснептуновых объектов: исследование их происхождения, эволюции и взаимосвязи». Икар . Кобе. 189 (1): 213–232. Бибкод : 2007Icar..189..213L. дои : 10.1016/j.icarus.2007.01.001.
  26. ^ Гладман, Бретт Дж. «Доказательства существования расширенного рассеянного диска?». Обсерватория Лазурного Берега . Проверено 2 августа 2008 г.
  27. ^ Джуитт, Дэвид С .; Дельсанти, А. (2006). «Солнечная система за пределами планет». Обновление Солнечной системы: актуальные и своевременные обзоры наук о Солнечной системе (PDF) . Спрингер-Праксис Эд. ISBN 978-3-540-26056-1.
  28. ^ аб Гомес, Родни С.; Матезе, Джон Дж.; Лиссауэр, Джек Дж. (октябрь 2006 г.). «Отдаленный солнечный спутник планетарной массы мог образовать далекие отдельные объекты». Икар . 184 (2): 589–601. Бибкод : 2006Icar..184..589G. дои : 10.1016/j.icarus.2006.05.026.
  29. ^ Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (ноябрь 2004 г.). «Сценарии происхождения орбит транснептуновых объектов 2000 CR 105 и 2003 VB 12 ». Астрономический журнал . 128 (5): 2564–2576. arXiv : astro-ph/0403358 . Бибкод : 2004AJ....128.2564M. дои : 10.1086/424617. S2CID  119486916.
  30. ^ Пфальцнер, Сюзанна; Бхандаре, Асмита; Винке, Кирстен; Ласерда, Педро (09 августа 2018 г.). «Внешняя Солнечная система, возможно, сформировалась в результате пролета звезды». Астрофизический журнал . 863 (1): 45. arXiv : 1807.02960 . Бибкод : 2018ApJ...863...45P. дои : 10.3847/1538-4357/aad23c . ISSN  1538-4357. S2CID  119197960.
  31. ^ Жилкова, Люси; Портегиес Цварт, Саймон; Пиджлоо, Чибария; Хаммер, Майкл (1 ноября 2015 г.). «Как Седна и семья были запечатлены во время тесной встречи с солнечным братом и сестрой». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (3): 3158–3163. arXiv : 1506.03105 . Бибкод : 2015MNRAS.453.3157J. дои : 10.1093/mnras/stv1803. ISSN  0035-8711. S2CID  119188358.
  32. ^ abc Эллиот, JL; Керн, С.Д.; Клэнси, КБ; и другие. (2005). «Обзор глубокой эклиптики: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция». Астрономический журнал . 129 (2): 1117–1162. Бибкод : 2005AJ....129.1117E. дои : 10.1086/427395 . S2CID  19385887.
  33. ^ abcde Гладман, Бретт Дж .; Марсден, Брайан Г .; Ван Лаерховен, Криста (2008). «Номенклатура во внешней Солнечной системе». Солнечная система за пределами Нептуна . Издательство Университета Аризоны. п. 43. Бибкод : 2008ssbn.book...43G. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  34. ^ Бертольди, Ф.; Альтенхофф, В.; Вайс, А.; Ментен, КМ; Тум, К. (2 февраля 2006 г.). «Транснептуновый объект UB 313 больше Плутона». Природа . 439 (7076): 563–564. Бибкод : 2006Natur.439..563B. дои : 10.1038/nature04494. PMID  16452973. S2CID  4369483.
  35. ^ Трухильо, Чедвик А.; Джуитт, Дэвид С .; Луу, Джейн X. (1 февраля 2000 г.). «Население рассеянного пояса Койпера» (PDF) . Астрофизический журнал . 529 (2): Л103–Л106. arXiv : astro-ph/9912428 . Бибкод : 2000ApJ...529L.103T. дои : 10.1086/312467. PMID  10622765. S2CID  8240136. Архивировано из оригинала (PDF) 12 августа 2007 г. . Проверено 2 июля 2008 г.
  36. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро (27 ноября 2003 г.). «Формирование пояса Койпера в результате переноса тел во время миграции Нептуна». Природа . 426 (6965): 419–421. Бибкод : 2003Natur.426..419L. дои : 10.1038/nature02120. PMID  14647375. S2CID  4395099.
  37. ^ аб Дункан, Мартин Дж.; Левисон, Гарольд Ф. (1997). «Диск разбросанных ледяных объектов и происхождение комет семейства Юпитера». Наука . 276 (5319): 1670–1672. Бибкод : 1997Sci...276.1670D. дои : 10.1126/science.276.5319.1670. ПМИД  9180070.
  38. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Дункан, Мартин Дж. (1997). «От пояса Койпера до комет семейства Юпитера: пространственное распределение эклиптических комет». Икар . 127 (1): 13–32. Бибкод : 1997Icar..127...13L. дои : 10.1006/icar.1996.5637.
  39. ^ Аб Хансен, Кэтрин (7 июня 2005 г.). «Орбитальная перестановка ранней Солнечной системы». Геотаймс . Проверено 26 августа 2007 г.
  40. ^ Аб Хан, Джозеф М.; Малхотра, Рену (13 июля 2005 г.). «Миграция Нептуна в возбужденный пояс Койпера: подробное сравнение моделирования с наблюдениями». Астрономический журнал . 130 (5): 2392–414. arXiv : astro-ph/0507319 . Бибкод : 2005AJ....130.2392H. дои : 10.1086/452638. S2CID  14153557.
  41. ^ Томмес, EW; Дункан, MJ; Левисон, Х.Ф. (май 2002 г.). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал . 123 (5): 2862–83. arXiv : astro-ph/0111290 . Бибкод : 2002AJ....123.2862T. дои : 10.1086/339975. S2CID  17510705.
  42. ^ abcde Теглер, Стивен С. (2007). «Объекты пояса Койпера: физические исследования». В Адамсе Макфаддене, Люси Энн; Вайсман, Пол Роберт; Джонсон, Торренс В. (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Академическая пресса. стр. 605–620. ISBN 978-0-12-088589-3.
  43. ^ Аб Браун, Майкл Э .; Трухильо, Чедвик А .; Рабиновиц, Дэвид Л. (2005). «Открытие объекта размером с планету в рассеянном поясе Койпера». Астрофизический журнал . 635 (1): L97–L100. arXiv : astro-ph/0508633 . Бибкод : 2005ApJ...635L..97B. дои : 10.1086/499336. S2CID  1761936.
  44. ^ Гладман, Бретт Дж. (2005). «Пояс Койпера и кометный диск Солнечной системы». Наука . 307 (5706): 71–75. Бибкод : 2005Sci...307...71G. дои : 10.1126/science.1100553. PMID  15637267. S2CID  33160822.
  45. ^ abc Джуитт, Дэвид К. (2001). «От объекта пояса Койпера до ядра кометы: недостающая ультракрасная материя» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (2): 1039–1049. Бибкод : 2002AJ....123.1039J. дои : 10.1086/338692. S2CID  122240711. Архивировано из оригинала (PDF) 3 мая 2020 г.