Расеан Диск

Од Википедија — слободната енциклопедија
(Пренасочено од Расеан диск)
Ерида, најголемото познато тело во Расеаниот Диск (центар), и нејзината месечина Дисномија (лево од телото)
Видови на далечни мали тела

Расеан Диск — далечен околуѕвезден диск во Сончевиот Систем не толку густо исполнет со замрзнати мали тела во Сончевиот Систем, кои се всушност подгрупа на сеопфатното семејство на заднептунци. Телата од Расеаниот Диск (ТРД) поседуваат орбитални занесувања кои се движат од 0,8, и наклони сè до 40° и перихели поголеми од 30 астрономска единицаs (4.5×109 kм; 2.8×109 ми). Овие крајности во орбитите се верува дека се должат на гравитациското „расејување“ од страна на гасовитите џинови, и овие тела и понатамошно се под влијание на растројувањата предизивкани од страна на Нептун.

Иако најблиските тела од Расеаниот Диск му се приближуваат на Сонцето на околу 30–35 ае, нивните орбити може да се протегаат и подалеку од 100 ае. Ова пак значи дека телата од Расеаниот Диск се меѓу најладните и најдалечните тела во Сончевиот Систем.[1] Највнатрешниот дел од Расеаниот Диск се преклопува со тороидно обликуваната област на орбитални тела кои традиционално се наречени Кајперов Појас,[2] но надворешните граници се протегаат многу подалеку од Сонцето над и под еклиптиката на Кајперовиот Појас.[б 1]

Поради нестабилната природа, строномите денес гледаат на Расеаниот Диск како место напотекло на повеќето периодични комети во Сончевиот Систем, каде Кентаурите, групација на смрзнати тела меѓу Јупитер и Нептун, кои се всушност посредната фаза во преместувањето на телата од Расеаниот Диск во внатрешниот Сончев Систем.[4] Непосредно, растројувањата од џиновските планети ги насочуваат овие тела кон Сонцето, со што постануваат краткопериодични комети. Многу тела од Ортовиот Облак се верува дека имаат потекло од Расеаниот Диск. Одвоените тела не може непосредно да се разликуваат од телата во разеаниот диск, и некои од нив како Седна понекогаш се сметаат како дел од оваа групација.

Откривање[уреди | уреди извор]

Поврзано: Историја на Кајперовиот Појас

Традиционално, направите како споредувачките трепкачи се користеле во астрономијата за да се забележат телата во Сончевиот Систем, бидејќи овие тела ќе се придвижуваат меѓу две експозиции, што пак вклучувало и потреба од подолги временски периоди за експозиција и развивање на фотографски филмови или плочи, а подоцна луѓето користеле споредувачки трепкач рачно да ги забележат овие тела. Во текот на 1980-ите, употребата на УНВ-камери и телескопи овозможиле директно да се добијат електронски слики кои веднаш можеле да се дигитализираат и претворат во дигитални слики. Бидејќи дека УНВ зафаќале повеќе светлина од филмовите (околу 90% наспроти 10% од упадната светлина) и трепкањето можело сега да се направи од прилагодлив сметачки екран, и на овој начин прегледите обезбедувале повисока исходност. Како резултат на ова имало поплава од нови откритија: биле забележани преку илијада заднептунци во периодот меѓу 1992 и 2006 година.[5]

Првото тело од Расеаниот Диск (ТРД) потврдено како такво тело е 1996 TL66,[6][7] првично забележано во 1996 година од страна на астрономите сместени во Мауна Кеја на Хаваите. Биле забележани уште три од истиот преглед во 1999 година: 1999 CV118, 1999 CY118 и 1999 CF119.[8] Првото тело кое денес се класифицира како ТРД е 1995 TL8, забележано во 1995 година од страна на Спејсвач.[9]

Од 2011 година, препознаени се преку 200 ТРД,[10] меѓу кои се Г'кун-хомдима (забележано од Швамб, Браун и Рабиновиц),[11] 2002 TC302 (БЗАС), Ерида (Браун, Трухиљо и Рабиновиц),[12] Седна (Браун, Трухиљо и Рабиновиц)[13] и 2004 VN112 (Длабок еклиптички преглед).[14] Сепак бројот на тела во Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск се претпоставува дека е грубо еднаков, постои можност поради големите растојанија да се забележани далеку помалку ТРД до ден денес.[15]

Поделба на заднептунскиот простор[уреди | уреди извор]

Главна статија: Заднептунец
Орбиталното занесување и наклон на ТРД во споредба со класичните и и телата во Кајперовиот Појас во резонанса 5:2.

Познатите заднетунци честопати се поделени во две потсемејства: Кајперов Појас и Расеан Диск.[16] Се претпоставува дека постои и трето семејство на заднептунци, Ортовиот Облак, но досега истото не е директно забележано.[2] Некои од уистражувачите предлагаат и постоење на преминувачки простор меѓу Расеаниот Диск и внатрешниот Ортов Облак, населен со „одвоени тела“.[17]

Расеаниот Диск наспроти Кајперовиот Појас[уреди | уреди извор]

Поврзано: Кајперов Појас

Кајперовиот Појас е релативно задебелен поростор во облик на торус (или „крофна“), кој се протега од 30 до 50 ае[18] населен со две главни семејства на тела од Кајперовиот Појас (ТКП) и тоа: класични тела од Кајперовиот Појас (или „кубевани“), кои пак се во орбити надвор од влијанието на Нептун, и резонантните тела од Кајперовиот Појас, односно оние кои Нептун ги заробил во прецизен орбитален однос 2:3 (телото прави две орбити за периодот за кој Нептун ќе направи три орбити) и 1:2 (телото прави една орбита за периодот за кој нептун ќе направи две орбити). Овие односи, наречени орбитални резонанции, им овозможуваат на ТКП да опстојуваат во областите кои Нептуновото гравитациско влијание би ги отстранило со развојот на Сончевиот Систем, бидејќи овие тела никогаш нема да се во близина на Нептун, за да бидат расеани под дејство на неговата гравитација. Оние кои се во резонанција 2:3 се познати под името „плутина“, бидејќи Плутон е најголемиот член на ова семејство, додека пак оние во резонанција 1:2 се познати како „тутина“.

Спротивно на Кајперовиот Појас, телата од Расеаниот Диск може да бидат зафаени и прераспределени од страна на гравитациското влијание на Нептун.[19] Телата од Расеаниот Диск навлегуваат во влијанието на Нептун при нивното најмало растојание, (~30 ае) но нивните најголеми растојанија се неколкукратно поголеми од овие.[17] Тековните истражувања[20] наведуваат дека кентаурите, група на смрзнати планетоиди во орбита меѓу Јупитер и Нептун, можно е да се ТРД, кои биле внесени во внатрешниот Сончев Систем од страна на Нептун, што всушност нив ги прави да бидат „преднептунци“, наместо заднептунци од Расеаниот Диск.[21] Некои тела, како на пример (29981) 1999 TD10, ја заматуваат границата[22] и Центарот за мали планети (ЦМП), кој официјално ги каталогизира заднептунците, во моментот кентаурите и ТРД ги заведува како дел од едно исто семејство.[10]

Сепак ЦМП, прави јасна разлика меѓу Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск, раздвојувајќи ги телата со стабилни орбити (Кајперов Појас) од оние со расеани прбити (Расеаниот Диски и кенатаурите).[10] Секако, разликата меѓу Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск не е јасна, и многу астрономи гледаат на Расеаниот Диск не како посебно семејство на тела туку како на надворешен дел на Кајперовиот Појас. Друга кованица која се користи е „расеано тело од Кајперовиот Појас“ (или РТКП) за тела од Расеаниот Диск.[23]

Морбидели и Браун предлагаат разликата меѓу телата во Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск е во тоа што телата од Расеаниот Диск „се пренесени во големата полуоска преку блиски и далечни средби со Нептун“,[16] додека пак телата од Кајперовиот Појас не биле подложни на блиски средби. Оваа поделба не е соодветна (како што и самите забележуваат) бидејќи во текот на развојот на Сончевиот Систем, телата „заробени во резонанција“ може „да преминат од расеана фаза во нерасеана фаза (и обратно) многупати.“[16] Со други зборови, заднептунците може да се движат меѓу Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск со текот на времето. Од оваа причина, тие се одлучуваат да ги дефинираат областите, наместо самите објекти, дефинирајќи го Расеаниот Диск како „област од орбиталниот простор каде може да се забележат тела кои биле пресретнати од Нептун“ во полупречникот на Хиловата Сфера, и Кајперовиот Појас како негов „содружник ... во областа на растојание > 30 ае“; областа од Сончевиот Систем исполнета со тела чија голема полуоска е поголема од 30 ае.[16]

Одвоени тела[уреди | уреди извор]

Главна статија: Одвоено тело
Поврзано: Седноид

Центарот за мали планети ги класифицира заднептунските тела како на пример 90377 Седна како тело од Расеаниот Диск. Нејзиниот откривач Мајкл Браун дал мислење дека треба да се смета за дел од внатрешниот Ортов Облак наместо како тело од Расеаниот Диск, бидејќи, со перихел од 76 ае, премногу е далеку за да биде под влијание на гравитациското привлекување од надворешните планети.[24] Според оваа дефиниција, тело со перихел поголем од 40 ае може да се класифицира како тело надвор од Расеаниот Диск.[25]

Седна не е единственото вакво тело: (148209) 2000 CR105 (забележано пред Седна) и 2004 VN112 имаат перихел доволно голем за да не бидат под влијание на Нептун. Ова довело да се развие полемика меѓу астрономите за т.н. збир на нови мали планети, наречен Проширен Расеан Диск (ПРД).[26] 2000 CR105 може да се смета за тело на внатрешниот Ортов Облак или (најверојатно) тело во премин меѓу Расеаниот Диск и внатрешниот Ортов Облак. Неодамна, за овие тела се користел поимот „одвоен“,[27] или далечно одвоено тело (ДОТ).[28]

Не постојат јасни граници меѓу Расеаниот Диск и областите со одвоените тела.[25] Гомес и др. ги дефинираат ТРД дека имаат „орбити со големо занесување, перихели зад Нептун и големи полуоски зад резонансата 1:2.“ Според оваа дефиниција, сите далечни тела се ТРД.[17] Бидејќи орбитите на одвоените тела не може да се добијат од расејувањето предизвикано од Нептун, дадени се дополнителни предлози за дополнителни механизми, вклучувајќи и премин на ѕвезда[29][30] или далечно, планетарно тело.[28]. Алтернативно, се дава и мислење дека овие тела се зафатени од ѕвезда во минување.[31]

Шема воведена во извештај од 2005 година од Далечниот еклиптички преглед на Џ. Л. Елиот и др. прави разлика меѓу две категории: близурасеани (т.е. вообичаени ТРД) и продолжнорасеани (т.е. одвоени тела).[32] Близурасеани се оние чии орбити се нерезонантни, не ги пресекуваат орбитите на планетите и имаат Тисеранов параметар (во однос на Нептун) помал од 3.[32] Продолжнорасеаните тела имаат Тисеранов параметар (во однос на Нептун) поголем од 3 и имаат просечна временска занесеност поголема од 0,2.[32]

Воведена е и дополнителна класификација, од страна на Брет Гледман, Брајан Марсден и К. ван Лаерховен во 2007 година, користејќи 10 милионско годишна орбитална интеграцција наместо Тисеранов параметар.[33] Едно тело се класифицира како ТРД доколку орбитата не е резонантна, има голема полуоска не поголема од 2000 ае, и, за време на интеграцијата, невните големи полуоски имаат пречекорување од 1,5 ае или повеќе.[33] Гладман и др. го користат поимот тело од Расеаниот Диск за да ја објаснат денешната подвижност.[33] Ако телото не е ТРД според горе наведената дефиниција, но неговото орбитално занесување е поголемо од 0,240, се класифицира како одвоени заднептунци.[33] (телата со помало орбитално занесување се сметаат за класични.) Во оваа шема, дискот се протега од орбитата на Нептун до 2000 ае, до областа која се смета за внатрешен Ортов Облак.

Орбити[уреди | уреди извор]

Распределбата на заднептунците, при што големите полуоски се на хоризонталната, а наклонот на вертикалната оска. Телата од Расеаниот Диск се прикажани со сива боја,телата кои се во резонанса со Нептун се со црвена боја. Класичните тела од Кајперовиот Појас (кубевани) и седноиди се соодветно со жолта и сина боја.

Расеаниот Диск е многу динамична средина.[15] Бидејќи сè уште постои можноста да дојде до растројувања предизвикани од страна на Нептун, секогаш постои можност да дојде до нарушување на орбитите на ТРД, или ќе бидат упатени кон Ортовиот Облак или кон кентаурите и конечно во групацијата на Јупитерови комети.[15] Од оваа причина Гладман и др. оваа област ја нарекуваат „Расеан Диск“.[33] За разлика од телата во Кајперовиот Појас (ТКП), орбитите на телата од Расеаниот Диск можат да имаат и наклон и до 40° над еклиптиката.[34]

ТРД се тела кои типично се окарактеризирани со орбити со средни и големи орбитални занесувања со голема полуоска поголема од 50 ае, но нивниот перихел ги носи во близина на Нептун и неговото влијание.[35] Перихел од околу 30 ае е една од дефинираните одлики на расеаните тела, бидејќи го овозможува гравитациското влијание на Нептун.[8]

Класичните тела (кубевани) се многу поразлични од расеаните тела: повеќе од 30% од сите кубевани се со мали наклони и со скоро кружни орбити, чии орбитални занесувања не надминуваат 0,25.[36] Класичните тела имаат и орбитално занесување од 0,2 до 0,8. Иако наклоните на расеаните тела се сличнни со крајните ТКП, мал е бројот на расеани тела кои имаат орбити блиски до еклиптиката како што има поголемиот дел од ТКП.[15]

Иако движењата во Расеаниот Диск се случајни, тие имаат тенденција да следат слични насоки, што значи дека ТРД можно е да бидат зафатени во резонанција со Нептун. Примери за можни резонантни орбити во Расеаниот Диск се 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 и 4:79.[17]

Создавање[уреди | уреди извор]

Поврзано: Создавање и развој на Сончевиот Систем
Симулација на која се прикажани надворешните планети и Кајперовиот Појас: a) Пред Јупитер/Сатурн резонанса 2:1 b) Расејување на тела од Кајперовиот Појас во Сончевиот Систем по орбиталната промена на Нептун c) По исврлањетоо на телата од Кајперовиот Појас од страна на Јупитер.

Расеаниот Диск останува мистерија: не е направен ниту еден модел за создавањето на Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск кој ги објаснува нивните набљудувани својства.[16]

Според современите модели, Расеаниот Диск се создал кога телата од Кајперовиот Појас (ТКП) ниле „расеани“ во занесени и наклонети орбити поради гравитациското заемнодејство меѓу Нептун и другите надворешни планети.[37] Потребниот период за да се случат настаните останува непознат. Една претпоставка предвидува период еднаков на целокупната старост на Сончевиот Систем;[38] додека пак друга претпоставка вели дека расејувањето се случило мошне брзо, за време на раното Нептуново поместување.[39]

Моделите за непрекинато создавање низ постоењето на Сончевиот Систем укажуваат на постоење на слаба резонанција во Кајперовиот Појас (како 5:7 или 8:1), или на границите на посилните резонанции, телата стекнуваат слаби орбитални нестабилности во текот на милионите години. Резонанцијата 4:7 има особено голема нестабилност. Исто така е можно и ТКП да бидат поместени во нестабилни орбити при преминот во близина на масивни тела, или при судири. Со текот на времето, Расеаниот Диск ќе се создаде од овие изолирани настани.[17]

Компјутерските симулации исто така наведуваат на побрзо и порано создавање на Расеаниот Диск. Современите теории укажуваат дека ниту Уран ни Нептун не можеле да се создадат на лице место зад Сатурн, бидејќи не постела праисконска материја во доволни количества на тие растојанија за да се создадат тела со толку големи маси. Наместо тоа, овие планети, и Сатурн, можно е да се создадени поблиску до Јупитер, но биле исврлени нанадвое за време на раниот развој на Сончевиот Систем, особено преку размената на аголниот момент со расејаните тела.[40] во моментот кога орбитите на Јупитер и Сатурн се промениле на резонанција 2:1 resonance (две Јупитерови орбити за една на Сатурн), нивното заедничко гравитациско привлекување ги нарушило орбитите на Уран и Нептун, туркајќи го Нептун во привремениот „хаос“ на младиот Кајперов Појас.[39] Како што Нептун се приближувал, расејувал тела во орбити со големо орбитално занесување и наклон.[37][41] Овој моделукажува дека 90% или повеќе од телата во Расеаниот Диск „се најверојатно поместени во занесените орбити од страна на Нептуновата резонанција за време на неговото приидвижување...[па така] Расеаниот Диск и не е толку расеан“.[40]

Состав[уреди | уреди извор]

Инфрацрвениот спектар на Ерида и Плутон, на кој се забележуваат изразените впивни линии на метанот.

Расеаните тела, како и другите заднептунвци, имаат мали густини и се во голема мера составени од замрзнати волатили како вода и метан.[42] Спектралната анализа на избран дел од Кајперовиот Појас и телата од Расеаниот Диск, дале записи за сличен хемиски состав. И Плутон и Ерида, на приме, имаат записи за присуство на метан.[43]

Астрономите првично верувале дека сите заднептунци имаат слична црвена површинска боја, бидејќи се мислело дека потекнуваат од истата област и биле подложни на истите физички процесиСпе.[42] Специфично, за ТРД се очекувало да имаат големи количества на површински метан, хемиски изменет во сложени органски молекули од енергијата на Сонцето.Ова значи дека ќе впиваат сина светлина, што ќе им дава црвеникава обоеност.[42] Поголемиот дел од класичните тела ја имаат оваа боја, но расеаните тела ја немаат, наместо тоа тие се обени со бела или сива боја.[42]

Едно објаснување е, и изложувањето на побелите површини на удари; друго е пак дека расеаните тела поради големото растојание од Сонцето создаваат составен градиент, подеднаков на составниот градиент на земјоликите и џиновските гасовити планети.[42] Мајкл Браун, откривачот на Ерида припадникот на Расеаниот Диск, укажува дека нејзината бледа боја се должи на моменталното растојание од Сонцето, наејзината метанска атмосфера е замрзната над површината, создавајќи обвивка дебела неколку десетиа сантиметри од сјаен бел мраз. Соодветно пак Плутон које поблиску до Сонцето, е доболно топол за метанот да замрзнува само при поладните, области со високо албедо, со што областите со мало албедо се препокриени со толин, без присуство на мраз.[43]

Комети[уреди | уреди извор]

Главна статија: Комета § Краткопериодични
Темпел 1, комета припадник на Јупитеровото семејство комети.

Првично се сметало дека Кајперовиот Појас е изворот на еклиптичките комети во Сончевиот Систем. Сепак, изучувањата на областа од 1992 година покажале дека орбитите во Кајперовиот Појас се релативно стабилни, и дека еклиптичките комети потекнуваат од Расеаниот Диск, каде орбитите се воопшто понестабилни.[44]

Кометите може слободно да се поделат на две категории: краткопериодични и долгопериодични за кои пак се верува дека потекнуваат од Ортовиот Облак. Двете главни категории на краткопериодичните комети се Јупитеровото семејство комети (ЈСК) и Халеевото семејство комети.[15] Кометите од Халеевото семејство, кои се именувани според, Халеевата Комета, се верува дека се со потекло од Ортовиот Облак и биле вовлечени во внатрешниот Сончев Систем од страна на гравитацијата на џиновските планети,[45] додека пак за ЈСК се верува дека имаат потекло од Расеаниот Диск.[19] Кентаурите се мисли дека се динамична средна фаза меѓу Расеаниот Диск и Јупитеровото семејство комети.[20]

Постојат бројни разлики меѓу ТРД и ЈСК, иако голем број од кометите во Јупитеровото семејство се со потекло од Расеаниот Диск. Иако кентаурите делат црвеникава или неутрална обоеност со ТРД, нивните јдра се посини, што укажува на значајна основна хемиска или физичка разлика.[45] Една претпоставка е дека на кометното јадро се таложат нови слоеви како што кометата се приближува кон Сонцето од подповршински слоеви кои ги затрупуваат постарите површински слоеви.[45]

Поврзано[уреди | уреди извор]

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. ↑ The literature is inconsistent in the use of the phrases "scattered disc" and "Kuiper belt". For some, they are distinct populations; for others, the scattered disc is part of the Kuiper belt. Authors may even switch between these two uses in a single publication.[3] In this article, the scattered disc will be considered a separate population from the Kuiper belt.

Наводи[уреди | уреди извор]

  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. ↑ 2,0 2,1 Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256. 
  3. ↑ McFadden, Weissman, & Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System, footnote p. 584
  4. ↑ 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.
  5. ↑ 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. стр. 3–14. ISBN 1-58381-220-2. Архивирано од изворникот (PDF) на 2006-10-12. Посетено на 2008-08-14.
  6. ↑ Luu, Jane X.; Marsden, Brian G.; Jewitt, David C. (5 June 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. Архивирано од изворникот (PDF) на August 12, 2007. Посетено на 2 август 2008.
  7. ↑ Davies, John Keith (2001). Beyond Pluto: Exploring the Outer Limits of the Solar System. Cambridge University Press. стр. 111. ISBN 978-0-521-80019-8. Посетено на 2008-07-02.
  8. ↑ 8,0 8,1 Jewitt, David C. (August 2009). „Scattered Kuiper Belt Objects (SKBOs)“. Institute for Astronomy. Посетено на 2010-01-23.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 IAU: Minor Planet Center (2011-01-03). „List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects“. Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Посетено на 2011-01-03.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ Staff (2007-05-01). „Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets“. Minor Planet Center. Посетено на 2010-10-25.
  13. ↑ „Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (90001)-(95000)“. Minor Planet Center. Посетено на 2010-10-25.
  14. ↑ Marc W. Buie (2007-11-08). „Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112“. SwRI (Space Science Department). Архивирано од изворникот на 2010-08-18. Посетено на 2008-07-17.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 15,4 Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). „Comet Populations and Cometary Dynamics“. Во Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (уред.). Encyclopedia of the Solar System (2. изд.). Amsterdam; Boston: Academic Press. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 Morbidelli, Alessandro; Brown, Michael E. (2004-11-01). „The Kuiper Belt and the Primordial Evolution of the Solar System“ (PDF). Во M. C. Festou; H. U. Keller; H. A. Weaver (уред.). Comets II. Tucson (AZ): University of Arizona Press. стр. 175–91. ISBN 978-0-8165-2450-1. OCLC 56755773. Посетено на 2008-07-27.
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 17,3 17,4 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. Посетено на 2008-08-10.
  18. ↑ 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.
  19. ↑ 19,0 19,1 Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2007). „Kuiper Belt Dynamics“. Во Lucy-Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (уред.). Encyclopedia of the Solar System (2. изд.). Amsterdam; Boston: Academic Press. стр. 589–604. ISBN 978-0-12-088589-3.
  20. ↑ 20,0 20,1 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.
  21. ↑ 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)
  22. ↑ Silber, Kenneth (1999). „New Object in Solar System Defies Categories“. space.com. Архивирано од изворникот на September 21, 2005. Посетено на 2008-08-12.
  23. ↑ Jewitt, David C. (2008). „The 1000 км Scale KBOs“. Посетено на 2010-01-23.
  24. ↑ 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. Посетено на 2008-07-02.
  25. ↑ 25,0 25,1 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.
  26. ↑ Gladman, Brett J. „Evidence for an Extended Scattered Disk?“. Observatoire de la Cote d'Azur. Посетено на 2 август 2008.
  27. ↑ Jewitt, David C.; Delsanti, A. (2006). „The Solar System Beyond The Planets“. Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences. Springer-Praxis Ed. ISBN 978-3-540-26056-1. (Preprint version (pdf))
  28. ↑ 28,0 28,1 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.
  29. ↑ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (November 2004). „Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR105 и 2003 VB12“. The Astronomical Journal. 128 (5): 2564–2576. arXiv:astro-ph/0403358. Bibcode:2004AJ....128.2564M. doi:10.1086/424617.
  30. ↑ 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. doi:10.3847/1538-4357/aad23c. ISSN 1538-4357.
  31. ↑ Jílková, Lucie; Portegies Zwart, Simon; Pijloo, Tjibaria; Hammer, Michael (2015-11-01). „How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 453 (3): 3158–3163. arXiv:1506.03105. doi:10.1093/mnras/stv1803. ISSN 0035-8711.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Clancy, K. B.; и др. (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.
  33. ↑ 33,0 33,1 33,2 33,3 33,4 Gladman, Brett J.; Marsden, Brian G.; Van Laerhoven, Christa (2008). „Nomenclature in the Outer Solar System“. The Solar System Beyond Neptune. стр. 43. Bibcode:2008ssbn.book...43G. ISBN 978-0-8165-2755-7.
  34. ↑ 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.
  35. ↑ 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. Архивирано од изворникот (PDF) на August 12, 2007. Посетено на 2008-07-02.
  36. ↑ 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 (journal). 426 (6965): 419–421. Bibcode:2003Natur.426..419L. doi:10.1038/nature02120. PMID 14647375.
  37. ↑ 37,0 37,1 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.
  38. ↑ 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.
  39. ↑ 39,0 39,1 Hansen, Kathryn (2005-06-07). „Orbital shuffle for early solar system“. Geotimes. Посетено на 2007-08-26.
  40. ↑ 40,0 40,1 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.
  41. ↑ 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.
  42. ↑ 42,0 42,1 42,2 42,3 42,4 Tegler, Stephen C. (2007). „Kuiper Belt Objects: Physical Studies“. Во Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (уред.). Encyclopedia of the Solar System (2. изд.). Amsterdam; Boston: Academic Press. стр. 605–620. ISBN 978-0-12-088589-3.
  43. ↑ 43,0 43,1 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.
  44. ↑ 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.
  45. ↑ 45,0 45,1 45,2 Jewitt, David C. (2001). „From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter“. The Astronomical Journal. 123 (2): 1039–1049. Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Астероиден појас
МАС

Кентаури
Можни
Плутина
МАС
Можни
Тутина
Можни
Кубевана
МАС
Можни
Расеан Диск
МАС
Можни
Одвоени тела
Можни
Седноиди
Можни
Други / непознати
резонанци
МАС
Можни
Мали планети
Астероиди
Далечни астероиди
Комети
Метеороиди
Списоци / категории
Планети
Прстени
Месечини
Истражување
(преглед)
Претпоставени
тела
Списоци
Мали
тела во
Сончевиот
Систем
Настанок
и
развој
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Расеан_Диск&oldid=5178167“