stringtranslate.com

Рассеянный диск

Эрида (в центре), крупнейший известный объект рассеянного диска, и ее спутник Дисномия (слева от объекта)

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

Хотя самые близкие 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 объекты рассеянного диска одними из самых холодных и самых удаленных объектов в Солнечной системе. [1] Самая внутренняя часть рассеянного диска перекрывается с торообразной областью вращающихся объектов, традиционно называемой поясом Койпера , [2] но его внешние границы простираются гораздо дальше от Солнца и дальше выше и ниже эклиптики , чем сам пояс Койпера. [a]

Из-за его нестабильной природы астрономы теперь считают рассеянный диск местом происхождения большинства периодических комет в Солнечной системе, причем кентавры , популяция ледяных тел между Юпитером и Нептуном, являются промежуточной стадией в миграции объекта из диска во внутреннюю часть Солнечной системы. [4] В конечном итоге возмущения от гигантских планет посылают такие объекты к Солнцу, превращая их в периодические кометы. Многие объекты предполагаемого облака Оорта , как полагают, также произошли из рассеянного диска. Отделенные объекты не резко отличаются от объектов рассеянного диска, и некоторые, такие как Седна, иногда считались включенными в эту группу.

Открытие

Традиционно, устройства, такие как блинк-компаратор, использовались в астрономии для обнаружения объектов в Солнечной системе, потому что эти объекты перемещались между двумя экспозициями — это включало трудоемкие шаги, такие как экспонирование и проявка фотопластинок или пленок , и люди затем использовали блинк-компаратор для ручного обнаружения предполагаемых объектов. В 1980-х годах использование камер на основе ПЗС в телескопах сделало возможным непосредственное получение электронных изображений, которые затем можно было легко оцифровать и перевести в цифровые изображения . Поскольку ПЗС захватывала больше света, чем пленка (около 90% против 10% входящего света), и мигание теперь можно было делать на регулируемом экране компьютера, исследования позволили повысить пропускную способность. Результатом стал поток новых открытий: более тысячи транснептуновых объектов были обнаружены в период с 1992 по 2006 год. [5]

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

По состоянию на 2011 год было идентифицировано более 200 объектов SDO, [10] включая Gǃkúnǁʼhòmdímà (открыт Швамбом, Брауном и Рабиновицем), Gonggong (Швамб, Браун и Рабиновицем) [11] 2002 TC 302 ( NEAT ), Eris (Браун, Трухильо и Рабиновицем), [12] Sedna (Браун, Трухильо и Рабиновицем), [13] и 474640 Alicanto ( Deep Ecliptic Survey ). [14] Хотя предполагается, что количество объектов в поясе Койпера и рассеянном диске примерно одинаково, смещение наблюдений из-за их большего расстояния означает, что на сегодняшний день было обнаружено гораздо меньше объектов SDO. [15]

Подразделения транснептунового пространства

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

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

Рассеянный диск против пояса Койпера

Пояс Койпера — это относительно толстый тор (или «бублик») пространства, простирающийся примерно от 30 до 50 а. е. [18], включающий две основные популяции объектов пояса Койпера (KBO): классические объекты пояса Койпера (или «кубевано»), которые лежат на орбитах, не затронутых Нептуном, и резонансные объекты пояса Койпера , те, которые Нептун заблокировал в точном орбитальном соотношении, таком как 2:3 (объект совершает два оборота за каждые три орбиты Нептуна) и 1:2 (объект совершает один оборот за каждые две орбиты Нептуна). Эти соотношения, называемые орбитальными резонансами , позволяют KBO сохраняться в регионах, которые гравитационное влияние Нептуна в противном случае очистило бы за время существования Солнечной системы, поскольку объекты никогда не находятся достаточно близко к Нептуну, чтобы быть рассеянными его гравитацией. Те, что находятся в резонансе 2:3, известны как « плутино », поскольку Плутон является крупнейшим членом их группы, тогда как те, что находятся в резонансе 1:2, известны как « дватино ».

В отличие от пояса Койпера, популяция рассеянного диска может быть нарушена Нептуном. [19] Объекты рассеянного диска попадают в гравитационный диапазон Нептуна при их самых близких сближениях (~30 а.е.), но их самые дальние расстояния достигают во много раз больших расстояний. [17] Текущие исследования [20] показывают, что кентавры , класс ледяных планетоидов , которые вращаются между Юпитером и Нептуном, могут быть просто объектами SDO, заброшенными во внутренние пределы Солнечной системы Нептуном, что делает их «цис-нептуновыми», а не транснептуновыми рассеянными объектами. [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 кентавры и объекты 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 является четкой, и многие астрономы рассматривают рассеянный диск не как отдельную популяцию, а как внешнюю область пояса Койпера. Другой используемый термин — «рассеянный объект пояса Койпера» (или SKBO) для тел рассеянного диска. [23]

Морбиделли и Браун предполагают, что разница между объектами в поясе Койпера и объектами рассеянного диска заключается в том, что последние тела «перемещаются по большой полуоси за счет близких и далеких столкновений с Нептуном» [16] , но первые не испытывали таких близких столкновений. Это разграничение неадекватно (как они отмечают) на протяжении возраста Солнечной системы, поскольку тела, «захваченные резонансами», могли «переходить из фазы рассеяния в фазу без рассеивания (и наоборот) много раз». [16] То есть, транснептуновые объекты могли перемещаться туда и обратно между поясом Койпера и рассеянным диском с течением времени. Поэтому они решили вместо этого определить области, а не объекты, определив рассеянный диск как «область орбитального пространства, которую могут посещать тела, столкнувшиеся с Нептуном» в пределах радиуса сферы Хилла , а пояс Койпера как его «дополнение ... в области a > 30 а.е.»; область Солнечной системы, населенная объектами с большой полуосью более 30 а.е. [16]

Отдельные объекты

Центр малых планет классифицирует транснептуновый объект 90377 Седна как объект рассеянного диска. Его первооткрыватель Майкл Э. Браун предложил вместо этого считать его внутренним объектом облака Оорта, а не членом рассеянного диска, поскольку с перигелийным расстоянием в 76 а. е. он слишком удален, чтобы подвергаться гравитационному притяжению внешних планет. [24] Согласно этому определению, объект с перигелием больше 40 а. е. может быть классифицирован как находящийся вне рассеянного диска. [25]

Седна — не единственный такой объект: (148209) 2000 CR 105 (открыт до Седны) и 474640 Аликанто имеют перигелий, слишком удаленный от Нептуна , чтобы он мог на него повлиять. Это привело к обсуждению среди астрономов нового набора малых планет, называемого 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. В последнее время эти объекты стали называть «отсоединенными» [27] или удаленными отсоединенными объектами ( DDO ). [28]

Нет четких границ между рассеянными и отделенными областями. [25] Гомес и др. определяют SDO как имеющие «высоко эксцентричные орбиты, перигелии за пределами Нептуна и большие полуоси за пределами резонанса 1:2». Согласно этому определению, все удаленные отделенные объекты являются SDO. [17] Поскольку орбиты отделенных объектов не могут быть получены рассеянием Нептуна, были выдвинуты альтернативные механизмы рассеяния, включая пролетающую звезду [29] [30] или удаленный объект размером с планету . [28] В качестве альтернативы было высказано предположение, что эти объекты были захвачены пролетающей звездой. [31]

Схема, представленная в отчете 2005 года Deep Ecliptic Survey Дж. Л. Эллиоттом и др., различает две категории: рассеянные-близкие (т. е. типичные SDO) и рассеянные-протяженные (т. е. отдельные объекты). [32] Рассеянные-близкие объекты — это те, чьи орбиты нерезонансны, не пересекают планетарные орбиты и имеют параметр Тиссерана (относительно Нептуна) меньше 3. [32] Рассеянные-протяженные объекты имеют параметр Тиссерана (относительно Нептуна) больше 3 и имеют усредненный по времени эксцентриситет больше 0,2. [32]

Альтернативная классификация, введенная Б. Дж. Гладманом , Б. Г. Марсденом и К. Ван Лаерховеном в 2007 году, использует интеграцию орбиты за 10 миллионов лет вместо параметра Тиссерана. [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 на 1,5 а. е. или более. [33] Гладман и др. предлагают термин объект рассеивающего диска , чтобы подчеркнуть эту существующую подвижность. [33] Если объект не является SDO согласно приведенному выше определению, но эксцентриситет его орбиты больше 0,240, он классифицируется как отделенный 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. Рассеянные дисковые объекты показаны серым цветом, объекты, находящиеся в резонансе с Нептуном, — красным. Классические объекты пояса Койпера (кубевано) и седноиды — синие и желтые соответственно.

Рассеянный диск — очень динамичная среда. [15] Поскольку они все еще способны подвергаться возмущениям со стороны Нептуна, орбиты объектов рассеянного диска всегда находятся под угрозой нарушения: либо они могут быть отправлены наружу в облако Оорта, либо внутрь в популяцию кентавров и, в конечном счете, в семейство комет Юпитера. [15] По этой причине Гладман и др. предпочитают называть этот регион рассеивающим диском, а не рассеянным. [33] В отличие от объектов пояса Койпера (KBO), орбиты объектов рассеянного диска могут быть наклонены до 40° от эклиптики . [ 34]

SDO обычно характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом с большой полуосью более 50 а.е., но их перигелий ставит их в зону влияния Нептуна. [35] Наличие перигелия примерно в 30 а.е. является одной из определяющих характеристик рассеянных объектов, поскольку позволяет Нептуну оказывать свое гравитационное влияние. [8]

Классические объекты ( кубивано ) сильно отличаются от рассеянных объектов: более 30% всех кубивано находятся на низконаклонных, почти круговых орбитах, эксцентриситеты которых достигают максимума в 0,25. [36] Классические объекты обладают эксцентриситетом в диапазоне от 0,2 до 0,8. Хотя наклоны рассеянных объектов аналогичны более экстремальным объектам пояса Койпера, очень немногие рассеянные объекты имеют орбиты, столь близкие к эклиптике, как большая часть популяции объектов пояса Койпера. [15]

Хотя движения в рассеянном диске случайны, они имеют тенденцию следовать схожим направлениям, что означает, что SDO могут попасть во временные резонансы с Нептуном. Примеры возможных резонансных орбит в рассеянном диске включают 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 и 4:79. [17]

Формирование

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: а) До резонанса Юпитера/Сатурна 2:1 б) Рассеивание объектов пояса Койпера в Солнечную систему после смещения орбиты Нептуна в) После выброса тел пояса Койпера Юпитером

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

Согласно современным моделям, рассеянный диск образовался, когда объекты пояса Койпера (KBO) были «рассеяны» на эксцентричные и наклонные орбиты гравитационным взаимодействием с Нептуном и другими внешними планетами . [37] Количество времени, необходимое для этого процесса, остается неопределенным. Одна гипотеза оценивает период, равный всему возрасту Солнечной системы; [38] вторая утверждает, что рассеяние произошло относительно быстро, в раннюю эпоху миграции Нептуна . [39]

Модели непрерывного формирования на протяжении всей эпохи Солнечной системы иллюстрируют, что при слабых резонансах в пределах пояса Койпера (таких как 5:7 или 8:1) или на границах более сильных резонансов объекты могут развивать слабые орбитальные нестабильности в течение миллионов лет. Резонанс 4:7 в частности имеет большую нестабильность. KBO также могут быть смещены на нестабильные орбиты при близком прохождении массивных объектов или через столкновения. Со временем рассеянный диск постепенно формируется из этих изолированных событий. [17]

Компьютерное моделирование также предполагает более быстрое и раннее формирование рассеянного диска. Современные теории указывают на то, что ни Уран, ни Нептун не могли образоваться in situ за пределами Сатурна, поскольку в этом диапазоне существовало слишком мало изначальной материи для создания объектов 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, посредством 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 объединенное гравитационное притяжение нарушило орбиты Урана и Нептуна, отправив Нептун во временный «хаос» прото-пояса Койпера. [39] По мере того, как Нептун путешествовал наружу, он рассеивал многие транснептуновые объекты на более высокие и более эксцентричные орбиты. [37] [41] Эта модель утверждает, что 90% или более объектов в рассеянном диске могли быть «перемещены на эти эксцентричные орбиты резонансами Нептуна во время эпохи миграции... [следовательно] рассеянный диск мог быть не таким уж рассеянным». [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 выбранных объектов пояса Койпера и рассеянных объектов выявил сигнатуры подобных соединений. Например, и Плутон, и Эрида показывают сигнатуры метана. [43]

Первоначально астрономы предполагали, что вся транснептуновая популяция будет иметь схожий красный цвет поверхности, поскольку считалось, что они возникли в одном и том же регионе и подверглись тем же физическим процессам. [42] В частности, ожидалось, что SDO будут иметь большое количество поверхностного метана, химически измененного 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]

Одно из объяснений заключается в том, что более белые подповерхностные слои были обнажены в результате ударов; другое заключается в том, что большее расстояние рассеянных объектов от Солнца создает градиент состава, аналогичный градиенту состава планет земной и газовых гигантов. [42] Майкл Э. Браун, первооткрыватель рассеянного объекта Эрида, предполагает, что его более бледный цвет может быть вызван тем, что на его текущем расстоянии от Солнца его атмосфера из метана заморожена по всей поверхности, создавая слой ярко-белого льда толщиной в несколько дюймов. Плутон, наоборот, находясь ближе к Солнцу, был бы достаточно теплым, чтобы метан замерзал только в более холодных областях с высоким альбедо , оставляя области, покрытые толином с низким альбедо, голыми ото 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 в пределах пояса Койпера относительно стабильны, а эклиптические кометы происходят из рассеянного диска, где орбиты, как правило, менее стабильны. [44]

Кометы можно условно разделить на две категории: короткопериодические и длиннопериодические — считается, что последние происходят из облака Оорта. Две основные категории короткопериодических комет — это кометы семейства Юпитера (JFC) и кометы типа Галлея . [15] Считается, что кометы типа Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , произошли из облака Оорта, но были втянуты во внутреннюю часть Солнечной системы гравитацией гигантских планет, [45] тогда как JFC, как полагают, произошли из рассеянного диска. [19] Считается, что кентавры являются динамически промежуточной стадией между рассеянным диском и семейством Юпитера. [20]

Существует много различий между SDO и JFC, хотя многие кометы семейства Юпитера могли возникнуть в рассеянном диске. Хотя кентавры разделяют 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 всплывают на поверхность по мере приближения к Солнцу из-за подповерхностных материалов, которые впоследствии хоронят более старый материал. [45]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ В литературе нет единообразия в использовании фраз «рассеянный диск» и «пояс Койпера». Для некоторых это отдельные популяции; для других рассеянный диск является частью пояса Койпера. Авторы могут даже переключаться между этими двумя использованиями в одной публикации. [3] В этой статье рассеянный диск будет считаться отдельной популяцией от пояса Койпера.

Ссылки

  1. ^ Masetti, Maggie (2007). "Cosmic Distance Scales – The Solar System". Веб-сайт Научно-исследовательского центра по астрофизике высоких энергий NASA . Получено 12 июля 2008 г.
  2. ^ ab Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph/0512256 .
  3. ^ Вайсман, Пол Р.; Макфадден, Люси-Энн; Джонсон, Торренс В., ред. (1999). Энциклопедия солнечной системы . Сан-Диего: Academic Press. стр. 584 (сноска). ISBN 978-0-12-226805-2.
  4. ^ Хорнер, Дж.; Эванс, Н.У.; Бейли, М.Э. (2004). «Моделирование популяции кентавров — I. Основная статистика». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 354 (3): 798–810. arXiv : astro-ph/0407400 . Bibcode : 2004MNRAS.354..798H. doi : 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 в астрономии: Симпозиум Фрэнка Н. Баша 2005 г. Остин, Техас: Астрономическое общество Тихого океана. стр. 3–14. ISBN 1-58381-220-2. Архивировано из оригинала (PDF) 2006-10-12 . Получено 2008-08-14 .
  6. ^ Luu, Jane X.; Marsden, Brian G.; Jewitt, David C. (5 июня 1997 г.). "Новый динамический класс объектов во внешней Солнечной системе" (PDF) . Nature . 387 (6633): 573–575. Bibcode :1997Natur.387..573L. doi :10.1038/42413. S2CID  4370529. Архивировано из оригинала (PDF) 12 августа 2007 г. . Получено 2008-08-02 .
  7. ^ Дэвис, Джон Кит (2001). Beyond Pluto: Exploring the Outer Limits of the Solar System . Cambridge University Press. стр. 111. ISBN 978-0-521-80019-8. Получено 2008-07-02 .
  8. ^ ab Jewitt, David C. (август 2009 г.). "Рассеянные объекты пояса Койпера (SKBOs)". Institute for Astronomy . Получено 2010-01-23 .
  9. ^ Шмадель, Лутц Д. (2012). Словарь названий малых планет (Шестое исправленное и дополненное издание). Гейдельберг; Нью-Йорк: Springer. С. 925 (Приложение 10). ISBN 978-3-642-29717-5.См. также Weissman, Paul Robert; McFadden, Lucy-Ann Adams; Johnson, TV, ред. (1999). Энциклопедия солнечной системы . Сан-Диего: Academic Press. стр. 218. ISBN 978-0-12-226805-2.
  10. ^ abc IAU: Minor Planet Center (2011-01-03). "Список кентавров и объектов рассеянного диска". Центральное бюро астрономических телеграмм, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Получено 2011-01-03 .
  11. ^ Швамб, ME; Браун, Майкл Э.; Рабинович, Дэвди; Марсден, Брайан Г. (2008). "2007 UK126". Minor Planet Electronic Circ . 2008-D38: 38. Bibcode : 2008MPEC....D...38S.
  12. ^ "Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты". Minor Planet Center. 2007-05-01 . Получено 2010-10-25 .
  13. ^ "Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты (90001)-(95000)". Minor Planet Center . Получено 25.10.2010 .
  14. ^ Buie, Marc W. (2007-11-08). "Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112". SwRI (Space Science Department). Архивировано из оригинала 2010-08-18 . Получено 2008-07-17 .
  15. ^ abcde Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). «Comet Populations and Cometary Dynamics». В Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (ред.). Encyclopedia of the Solar System (2-е изд.). Amsterdam; Boston: Academic Press. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  16. ^ abcde Морбиделли, Алессандро; Браун, Майкл Э. (2004-11-01). "Пояс Койпера и изначальная эволюция Солнечной системы" (PDF) . В MC Festou; HU Keller; HA Weaver (ред.). Кометы II . Тусон (Аризона): Издательство Университета Аризоны. стр. 175–91. ISBN 978-0-8165-2450-1. OCLC  56755773. Архивировано из оригинала 21.06.2009 . Получено 27.07.2008 .{{cite book}}: CS1 maint: бот: 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. ^ ab Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2007). "Kuiper Belt Dynamics". В Lucy-Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (ред.). Encyclopedia of the Solar System (2-е изд.). Amsterdam; Boston: Academic Press. стр. 589–604. ISBN 978-0-12-088589-3.
  20. ^ ab Хорнер, Дж.; Эванс, Н.У.; Бейли, Марк Э.; Эшер, DJ (2003). «Популяции кометоподобных тел в Солнечной системе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 343 (4): 1057–1066. arXiv : astro-ph/0304319 . Bibcode : 2003MNRAS.343.1057H. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x . S2CID  2822011.
  21. ^ Ремо отмечает, что цис-нептуновые тела «включают в себя земные и крупные газообразные планеты, планетарные спутники, астероиды и кометы главного пояса в пределах орбиты Нептуна». (Ремо 2007)
  22. ^ Силбер, Кеннет (1999). «Новый объект в Солнечной системе бросает вызов категориям». space.com . Архивировано из оригинала 21 сентября 2005 г. Получено 12 августа 2008 г.
  23. ^ Джуитт, Дэвид С. (2008). "Окружающие объекты масштаба 1000 км" . Получено 23.01.2010 .
  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, кафедра геологических наук . Получено 2008-07-02 .
  25. ^ аб Ликавка, Патрик София; Мукаи, Тадаши (2007). «Динамическая классификация транснептуновых объектов: исследование их происхождения, эволюции и взаимосвязи». Икар . 189 (1). Кобе: 213–232. Бибкод : 2007Icar..189..213L. дои : 10.1016/j.icarus.2007.01.001.
  26. ^ Глэдман, Бретт Дж. «Доказательства существования расширенного рассеянного диска?». Observatoire de la Cote d'Azur . Получено 2008-08-02 .
  27. ^ Jewitt, David C. ; Delsanti, A. (2006). "Солнечная система за пределами планет". Solar System Update: актуальные и своевременные обзоры в науках о солнечной системе (PDF) . Springer-Praxis Ed. ISBN 978-3-540-26056-1.
  28. ^ ab Gomes, Rodney S.; Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (октябрь 2006 г.). «Отдалённый солнечный компаньон планетарной массы мог произвести отдалённые отдельные объекты». Icarus . 184 (2): 589–601. Bibcode :2006Icar..184..589G. doi :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 ». The Astronomical Journal . 128 (5): 2564–2576. arXiv : astro-ph/0403358 . Bibcode : 2004AJ....128.2564M. doi : 10.1086/424617. S2CID  119486916.
  30. ^ Пфальцнер, Сюзанна; Бхандаре, Асмита; Винке, Кирстен; Ласерда, Педро (09.08.2018). «Внешняя Солнечная система, возможно, сформирована пролетом звезды». The Astrophysical Journal . 863 (1): 45. arXiv : 1807.02960 . Bibcode :2018ApJ...863...45P. doi : 10.3847/1538-4357/aad23c . ISSN  1538-4357. S2CID  119197960.
  31. ^ Jílková, Lucie; Portegies Zwart, Simon; Pijloo, Tjibaria; Hammer, Michael (2015-11-01). «Как Седна и семья были запечатлены в тесном контакте с солнечным братом». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 453 (3): 3158–3163. arXiv : 1506.03105 . Bibcode : 2015MNRAS.453.3157J. doi : 10.1093/mnras/stv1803 . ISSN  0035-8711. S2CID  119188358.
  32. ^ abc Эллиот, Дж. Л.; Керн, С. Д.; Клэнси, КБ; и др. (2005). «Глубокое эклиптическое исследование: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция». The Astronomical Journal . 129 (2): 1117–1162. Bibcode :2005AJ....129.1117E. doi : 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. стр. 43. Bibcode : 2008ssbn.book...43G. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  34. ^ Бертольди, Ф.; Альтенхофф, В.; Вайс, А.; Ментен, К.М.; Тум, К. (2 февраля 2006 г.). «Транснептуновый объект UB 313 больше Плутона». Nature . 439 (7076): 563–564. Bibcode :2006Natur.439..563B. doi :10.1038/nature04494. PMID  16452973. S2CID  4369483.
  35. ^ Трухильо, Чедвик А.; Джуитт, Дэвид К .; Луу, Джейн 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. Архивировано из оригинала (PDF) 12 августа 2007 г. . Получено 2008-07-02 .
  36. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2003-11-27). «Формирование пояса Койпера внешним переносом тел во время миграции Нептуна». Nature . 426 (6965): 419–421. Bibcode :2003Natur.426..419L. doi :10.1038/nature02120. PMID  14647375. S2CID  4395099.
  37. ^ ab Дункан, Мартин Дж.; Левисон, Гарольд Ф. (1997). «Диск рассеянных ледяных объектов и происхождение комет семейства Юпитера». Science . 276 (5319): 1670–1672. Bibcode :1997Sci...276.1670D. ​​doi :10.1126/science.276.5319.1670. PMID  9180070.
  38. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Дункан, Мартин Дж. (1997). «От пояса Койпера до комет семейства Юпитера: пространственное распределение эклиптических комет». Icarus . 127 (1): 13–32. Bibcode :1997Icar..127...13L. doi :10.1006/icar.1996.5637.
  39. ^ ab Hansen, Kathryn (2005-06-07). "Орбитальная перетасовка для ранней солнечной системы". Geotimes . Получено 2007-08-26 .
  40. ^ ab Hahn, Joseph M.; Malhotra, Renu (13 июля 2005 г.). «Миграция Нептуна в возбужденный пояс Койпера: подробное сравнение моделирования с наблюдениями». Astronomical Journal . 130 (5): 2392–414. arXiv : astro-ph/0507319 . Bibcode :2005AJ....130.2392H. doi :10.1086/452638. S2CID  14153557.
  41. ^ Томмес, Э. У.; Дункан, М. Дж.; Левисон, Х. Ф. (май 2002 г.). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». The Astronomical Journal . 123 (5): 2862–83. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode : 2002AJ....123.2862T. doi : 10.1086/339975. S2CID  17510705.
  42. ^ abcde Теглер, Стивен С. (2007). «Объекты пояса Койпера: физические исследования». В Адамс Макфадден, Люси Энн; Вайсман, Пол Роберт; Джонсон, Торренс В. (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Academic Press. стр. 605–620. ISBN 978-0-12-088589-3.
  43. ^ ab Brown, Michael E. ; Trujillo, Chadwick A. ; Rabinowitz, David L. (2005). «Открытие объекта планетарного размера в рассеянном поясе Койпера». The Astrophysical Journal . 635 (1): L97–L100. arXiv : astro-ph/0508633 . Bibcode :2005ApJ...635L..97B. doi :10.1086/499336. S2CID  1761936.
  44. ^ Глэдман, Бретт Дж. (2005). «Пояс Койпера и кометный диск Солнечной системы». Science . 307 (5706): 71–75. Bibcode :2005Sci...307...71G. doi :10.1126/science.1100553. PMID  15637267. S2CID  33160822.
  45. ^ abc Jewitt, David C. (2001). «От объекта пояса Койпера до ядра кометы: пропавшая ультракрасная материя» (PDF) . The Astronomical Journal . 123 (2): 1039–1049. Bibcode :2002AJ....123.1039J. doi :10.1086/338692. S2CID  122240711. Архивировано из оригинала (PDF) 2020-05-03.