Рассеянный диск - Scattered disc

Эрис, самый большой из известных объектов в виде рассеянного диска (в центре) и его спутник Дисномия (слева от объекта)
Виды далекие малые планеты

В рассеянный диск (или же рассеянный диск) является далеким околозвездный диск в Солнечная система который малонаселен ледяной небольшие тела солнечной системы, которые являются подмножеством более широкого семейства транснептуновые объекты. Объекты с разбросанным диском (SDO) имеют орбитальные эксцентриситеты в пределах 0,8, наклонности до 40 °, и перигелия более 30 астрономические единицы (4.5×109 км; 2,8×109 миль). Считается, что эти экстремальные орбиты являются результатом гравитационного «рассеяния» газовые гиганты, а объекты продолжают подвергаться возмущение по планете Нептун.

Хотя ближайшие объекты рассеянного диска приближаются к Солнцу примерно на 30–35 а.е., их орбиты могут простираться далеко за пределы 100 а.е. Это делает рассеянные объекты одними из самых холодных и самых далеких объектов Солнечной системы.[1] Самая внутренняя часть рассеянного диска перекрывается тор -образная область орбитальных объектов, традиционно называемая Пояс Койпера,[2] но его внешние границы простираются намного дальше от Солнца и выше и ниже эклиптика чем собственно пояс Койпера.[а]

Из-за его нестабильной природы астрономы теперь считают рассеянный диск местом происхождения большинства периодические кометы в Солнечной системе с кентавры, популяция ледяных тел между Юпитером и Нептуном, являющаяся промежуточной стадией миграции объекта с диска во внутренние области Солнечной системы.[4] В конце концов, возмущения от планет-гигантов направляют такие объекты к Солнцу, превращая их в периодические кометы. Многие объекты предлагаемых Облако Оорта также считается, что они произошли от рассеянного диска. Отдельные объекты не сильно отличаются от рассеянных дисковых объектов, а некоторые, например, Седна иногда считались включенными в эту группу.

Открытие

Смотрите также: История пояса Койпера

Традиционно такие устройства, как мигающий компаратор использовались в астрономии для обнаружения объектов в Солнечной системе, потому что эти объекты могли перемещаться между двумя экспозициями - это требовало трудоемких шагов, таких как экспонирование и проявление. фотопластинки или пленки, а затем люди, использующие моргающий компаратор, вручную обнаруживают предполагаемые объекты. В 1980-х годах использование CCD камеры на базе телескопы дало возможность напрямую создавать электронные изображения, которые затем можно было легко оцифрованный и передан цифровые изображения. Поскольку ПЗС-матрица улавливала больше света, чем пленка (около 90% против 10% падающего света), и теперь мигание можно было производить на регулируемом экране компьютера, исследования позволили повысить производительность. Результатом стал поток новых открытий: с 1992 по 2006 год было обнаружено более тысячи транснептуновых объектов.[5]

Первым объектом рассеянного диска (SDO), который был распознан как таковой, был 1996 TL66,[6][7] первоначально идентифицировано в 1996 г. астрономы основанный на Мауна-Кеа на Гавайях. Еще три были выявлены в ходе того же опроса в 1999 году: Резюме 1999 г.118, 1999 CY118, и 1999 CF119.[8] Первым объектом, который в настоящее время классифицируется как SDO, был обнаружен 1995 TL8, основанная в 1995 г. Spacewatch.[9]

По состоянию на 2011 год было выявлено более 200 ОРС,[10] включая Gǃkúnǁʼhòmdímà (открыт Швамбом, Брауном и Рабиновицем),[11] 2002 TC302 (АККУРАТНЫЙ ), Эрис (Браун, Трухильо и Рабинович),[12] Седна (Браун, Трухильо и Рабинович)[13] и 2004 ВН112 (Глубокая эклиптическая съемка ).[14] Хотя количество объектов в поясе Койпера и рассеянном диске предполагается примерно одинаковым, систематическая ошибка наблюдений из-за их большего расстояния означает, что на сегодняшний день наблюдалось гораздо меньше SDO.[15]

Подразделения транснептунового пространства

Основная статья: Транснептуновый объект
Эксцентриситет и наклон населения рассеянного диска по сравнению с классическим и 5: 2 резонансный Объекты пояса Койпера

Известные транснептуновые объекты часто делятся на две субпопуляции: пояс Койпера и рассеянный диск.[16] Третий резервуар транснептуновых объектов, Облако Оорта, была выдвинута гипотеза, хотя никаких подтвержденных прямых наблюдений за облаком Оорта сделано не было.[2] Некоторые исследователи также предполагают переходное пространство между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта, заполненное "отдельные объекты ".[17]

Рассеянный диск против пояса Койпера

Смотрите также: Пояс Койпера

Пояс Койпера - относительно толстый тор (или "бублик") пространства, простирающееся примерно от 30 до 50 а.е.[18] состоящий из двух основных популяций Объекты пояса Койпера (КБО): классические объекты пояса Койпера (или "кубевано"), которые лежат на орбитах, не тронутых Нептуном, и резонансные объекты пояса Койпера; те, которые Нептун зафиксировал в точном орбитальном соотношении, таком как 2: 3 (объект обращается дважды на каждые три орбиты Нептуна) и 1: 2 (объект обращается один раз на каждые две орбиты Нептуна). Эти соотношения, называемые орбитальные резонансы, позволяют КБО существовать в регионах, которые гравитационное влияние Нептуна в противном случае исчезло бы за время существования Солнечной системы, поскольку объекты никогда не оказываются достаточно близко к Нептуну, чтобы их могло рассеять его гравитация. Те, что находятся в резонансе 2: 3, известны как "Plutinos ", потому что Плутон является самым большим членом их группы, тогда как те, кто находится в резонансах 1: 2, известны как "двое ".

В отличие от пояса Койпера, популяция рассеянного диска может быть нарушена Нептуном.[19] Объекты с рассеянным диском попадают в гравитационный диапазон Нептуна при ближайшем приближении (~ 30 а.е.), но их самые дальние расстояния достигают во много раз больше.[17] Текущее исследование[20] предполагает, что кентавры, класс ледяной планетоиды Эта орбита между Юпитером и Нептуном может быть просто SDO, брошенным Нептуном во внутренние пределы Солнечной системы, что делает их «цис-нептуновыми», а не транснептуновыми рассеянными объектами.[21] Некоторые объекты, например (29981) 1999 TD10, размыть различие[22] и Центр малых планет (MPC), который официально каталогизирует все транснептуновые объекты, теперь объединяет кентавров и SDO.[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 SKBO) для тел рассеянного диска.[23]

Морбиделли и Браун предполагают, что разница между объектами в поясе Койпера и объектами рассеянного диска состоит в том, что последние тела «перемещаются по большой полуоси при близких и удаленных столкновениях с Нептуном»,[16] но у первого не было таких близких встреч. Это разграничение неадекватно (как они отмечают) относительно возраста Солнечной системы, поскольку тела, «захваченные резонансами», могут «переходить из фазы рассеяния в фазу без рассеяния (и наоборот) много раз».[16] То есть транснептуновые объекты могут перемещаться между поясом Койпера и рассеянным диском с течением времени. Поэтому они решили вместо этого определять регионы, а не объекты, определяя рассеянный диск как «область орбитального пространства, которую могут посетить тела, встретившие Нептун» в радиусе Сфера холма, а пояс Койпера как его «дополнение ... в а > 30 а.е. региона "; регион Солнечной системы, населенный объектами с большой полуосью более 30 а.е.[16]

Отдельные объекты

Основная статья: Отдельный объект
Смотрите также: Седноид

Центр малых планет классифицирует транснептуновый объект 90377 Седна как объект с рассеянным диском. Его первооткрыватель Майкл Э. Браун вместо этого предположил, что его следует рассматривать как внутренний объект облака Оорта, а не как член рассеянного диска, потому что с перигелий расстояние 76 а.е., это слишком далеко, чтобы на него могло повлиять гравитационное притяжение внешних планет.[24] Согласно этому определению объект с перигелием более 40 а.е. можно классифицировать как находящийся за пределами рассеянного диска.[25]

Седна - не единственный такой объект: (148209) 2000 CR105 (обнаружен до Седны) и 2004 ВН112 иметь перигелий слишком далеко от Нептун быть под влиянием этого. Это привело к дискуссии среди астрономов о новом множестве малых планет, названном расширенный рассеивающий диск (E-SDO).[26] 2000 CR105 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 "отдельный",[27] или же далекие обособленные объекты (DDO).[28]

Четких границ между рассеянными и оторванными областями нет.[25] Gomes et al. определяют SDO как имеющие «сильно эксцентричные орбиты, перигелии за Нептуном и большие полуоси за пределами резонанса 1: 2». Согласно этому определению, все удаленные объекты являются SDO.[17] Поскольку орбиты оторвавшихся объектов не могут быть созданы путем рассеяния Нептуна, были предложены альтернативные механизмы рассеяния, включая проходящую звезду.[29][30] или далекий, объект размером с планету.[28]. В качестве альтернативы было высказано предположение, что эти объекты были сняты с проходящей звезды.[31]

Схема, представленная в отчете «Deep Ecliptic Survey» за 2005 г., сделанном Дж. Л. Эллиоттом и др. различает две категории: разбросанный-рядом (т.е. типичные SDO) и рассеянно-расширенный (т.е. отдельные объекты).[32] Рассеянные вблизи объекты - это те, чьи орбиты нерезонансны, не пересекают планетарные орбиты и имеют Параметр Тиссерана (относительно Нептуна) менее 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. Гладман, Б. Г. Марсден и К. Ван Лаерховен в 2007 году вместо параметра Тиссерана использует интеграцию орбиты за 10 миллионов лет.[33] Объект квалифицируется как SDO, если его орбита не является резонансной, его большая полуось не превышает 2000 а.е., а во время интегрирования его большая полуось показывает отклонение на 1,5 а.е. или более.[33] Gladman et al. предложить термин рассеивающий диск чтобы подчеркнуть эту настоящую мобильность.[33] Если объект не является SDO согласно приведенному выше определению, но эксцентриситет его орбиты больше 0,240, он классифицируется как отдельный ТНО.[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 предметы пояса Койпера (кубевано) и седноиды синего и желтого цвета соответственно.

Разбросанный диск - очень динамичная среда.[15] Поскольку они все еще могут быть нарушены 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 диском рассеяния, а не рассеянным.[33] В отличие от объектов пояса Койпера (KBO), орбиты объектов с рассеянным диском могут быть наклонены до 40 ° от эклиптика.[34]

SDO обычно характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом с большая полуось больше 50 а.е., но их перигелия делает их подверженными влиянию Нептуна.[35] Перигелий около 30 а.е. - одна из определяющих характеристик рассеянных объектов, так как позволяет Нептуну оказывать гравитационное влияние.[8]

Классические объекты (Cubewanos ) сильно отличаются от рассеянных объектов: более 30% всех кубевано находятся на мало наклонных, почти круглых орбитах, эксцентриситет которых достигает максимума 0,25.[36] Классические объекты обладают эксцентриситетом от 0,2 до 0,8. Хотя наклоны рассеянных объектов аналогичны наклонам более экстремальных KBO, очень немногие рассеянные объекты имеют орбиты, столь же близкие к эклиптике, как большая часть населения KBO.[15]

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

Формирование

Смотрите также: Формирование и эволюция Солнечной системы
Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: а) перед резонансом 2: 1 Юпитер / Сатурн б) рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после орбитального смещения Нептуна в) после выброса тел пояса Койпера Юпитером

Рассеянный диск еще плохо изучен: еще не предложена модель образования пояса Койпера и рассеянного диска, объясняющая все их наблюдаемые свойства.[16]

Согласно современным моделям, рассеянный диск образовался при Пояс Койпера объекты (КБО) «рассыпались» на эксцентричный и склонный орбиты за счет гравитационного взаимодействия с Нептуном и другим внешние планеты.[37] Время, в течение которого должен произойти этот процесс, остается неопределенным. Одна гипотеза оценивает период, равный всему возрасту Солнечной системы;[38] второй утверждает, что рассеяние произошло относительно быстро, во время раннего миграция эпоха.[39]

Модели непрерывного образования на протяжении всей эпохи Солнечной системы показывают, что при слабых резонансах в пределах пояса Койпера (например, 5: 7 или 8: 1) или на границах более сильных резонансов объекты могут развивать слабую орбитальную нестабильность на протяжении миллионов годы. В частности, резонанс 4: 7 имеет большую нестабильность. KBO также могут быть переведены на нестабильные орбиты из-за близкого прохождения массивных объектов или столкновений. Со временем из этих разрозненных событий постепенно образовался бы рассеянный диск.[17]

Компьютерное моделирование также предложило более быстрое и раннее формирование рассеянного диска. Современные теории показывают, что ни Уран ни Нептун не мог образоваться на месте за пределами Сатурна, поскольку на этом расстоянии существовало слишком мало первичной материи, чтобы производить 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 угловой момент с разбросанными предметами.[40] Как только орбиты Юпитера и Сатурна сместились в резонанс 2: 1 (две орбиты Юпитера для каждой орбиты Сатурна), их объединенное гравитационное притяжение нарушило орбиты Урана и Нептуна, отправив Нептун во временный «хаос» прото-Койпера. пояс.[39] По мере того, как Нептун путешествовал наружу, он разбросал многие транснептуновые объекты на более высокие и эксцентричные орбиты.[37][41] Эта модель утверждает, что 90% или более объектов в рассеянном диске могли быть «продвинуты на эти эксцентрические орбиты резонансами Нептуна во время эпохи миграции ... [поэтому] рассеянный диск мог быть не таким рассеянным».[40]

Сочинение

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

Рассеянные объекты, как и другие транснептуновые объекты, имеют низкую плотность и состоят в основном из замороженных летучие вещества такие как вода и метан.[42] Спектральный анализ отдельных поясов Койпера и рассеянных объектов выявил признаки аналогичных соединений. И Плутон, и Эрида, например, показывают метан.[43]

Первоначально астрономы предполагали, что все транснептуновое население будет иметь такой же красный цвет поверхности, поскольку считалось, что они произошли в одном регионе и подверглись одним и тем же физическим процессам.[42] В частности, ожидалось, что SDO будут иметь большое количество поверхностного метана, химически преобразованного в сложные органические молекулы под действием энергии Солнца. Это поглотит синий свет, создав красноватый оттенок.[42] Большинство классических объектов отображают этот цвет, но рассеянные объекты - нет; вместо этого они имеют белый или сероватый оттенок.[42]

Одно из объяснений - 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 Эрис, предполагает, что его более бледный цвет мог быть вызван тем, что на его текущем расстоянии от Солнца атмосфера метана заморожена по всей его поверхности, создавая слой яркого белого льда толщиной в несколько дюймов. . Плутон, напротив, находясь ближе к Солнцу, будет достаточно теплым, чтобы метан замерзал только на более холодных и высоких температурах.альбедо регионы, оставляя низкое альбедо толин -крытые районы безо льда.[43]

Кометы

Основная статья: Комета § Короткий период
Темпель 1, а Комета семейства Юпитера

Изначально считалось, что пояс Койпера является источником солнечной системы. эклиптические кометы. Однако исследования этого региона с 1992 года показали, что орбиты внутри пояса Койпера относительно стабильны, а эклиптические кометы происходят от рассеянного диска, где орбиты обычно менее стабильны.[44]

Кометы условно можно разделить на две категории: короткопериодические и долгопериодические, причем считается, что последние происходят из облака Оорта. Две основные категории короткопериодических комет: Кометы семейства Юпитера (JFC) и Кометы типа Галлея.[15] Кометы типа Галлея, названные в честь своего прототипа, Комета Галлея, как полагают, возникли в облаке Оорта, но были втянуты внутрь Солнечной системы гравитацией планет-гигантов,[45] в то время как считается, что JFC возникли в рассеянном диске.[19] Кентавры считаются динамически промежуточным звеном между рассеянным диском и семейством Юпитера.[20]

Между SDO и JFC есть много различий, хотя многие кометы семейства Юпитера, возможно, возникли в рассеянном диске. Хотя кентавры имеют красноватую или нейтральную окраску со многими SDO, их ядра более голубые, что указывает на фундаментальные химические или физические различия.[45] Одна из гипотез состоит в том, что ядра комет всплывают на поверхность по мере приближения к Солнцу из подповерхностных материалов, которые впоследствии хоронят более старый материал.[45]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ В литературе существует противоречие в использовании словосочетаний «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 способами использования в одной публикации.[3] В этой статье мы будем рассматривать рассеянный диск как отдельную популяцию от пояса Койпера.

Рекомендации

  1. ^ Мэгги Мазетти. (2007). Шкалы космических расстояний - Солнечная система. Веб-сайт Научно-исследовательского центра астрофизики высоких энергий НАСА. Проверено 12 июля 2008 г.
  2. ^ а б 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 стр. 584
  4. ^ Хорнер, Дж .; Evans, N.W .; Бейли, Марк Э. (2004). "Моделирование популяции кентавров I: массовая статистика". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 354 (3): 798. arXiv:Astro-ph / 0407400. Bibcode:2004МНРАС.354..798Н. 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 в астрономии: симпозиум Фрэнка Н. Баша, 2005 г.. Остин, Техас: Астрономическое общество Тихого океана. С. 3–14. ISBN  1-58381-220-2. Архивировано из оригинал (PDF) на 2006-10-12. Получено 2008-08-14.
  6. ^ Луу, Джейн Икс .; Марсден, Брайан Дж .; Джевитт, Дэвид К. (5 июня 1997 г.). «Новый динамический класс объектов внешней Солнечной системы» (PDF). Природа. 387 (6633): 573–575. Bibcode:1997Натура.387..573л. Дои:10.1038/42413. S2CID  4370529. Архивировано из оригинал (PDF) 12 августа 2007 г.. Получено 2008-08-02.
  7. ^ Дэвис, Джон Кейт (2001). За пределами Плутона: исследование внешних границ Солнечной системы. Издательство Кембриджского университета. п.111. ISBN  978-0-521-80019-8. Получено 2008-07-02.
  8. ^ а б Джевитт, Дэвид С. (Август 2009 г.). «Рассеянные объекты пояса Койпера (СКБО)». Институт астрономии. Получено 2010-01-23.
  9. ^ Шмадель, Лутц Д. (2003); Словарь названий малых планет (5-е изд. И доп. Изд.). Берлин: Springer. Страница 925 (Приложение 10). См. Также Макфадден, Люси-Энн; Вайсман, Пол и Джонсон, Торренс (1999). Энциклопедия Солнечной системы. Сан-Диего: Academic Press. Стр. 218.
  10. ^ а б c IAU: Центр малых планет (03.01.2011). "Список кентавров и объектов рассеянного диска". Центральное бюро астрономических телеграмм, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2011-01-03.
  11. ^ Schwamb, M.E .; Браун, Майкл Э .; Рабинович, Давди; Марсден, Брайан Г. (2008). «2007 UK126». Электронный круг "Малая планета". 2008-D38: 38. Bibcode:2008MPEC .... D ... 38S.
  12. ^ Персонал (2007-05-01). "Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты". Центр малых планет. Получено 2010-10-25.
  13. ^ «Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты (90001) - (95000)». Центр малых планет. Получено 2010-10-25.
  14. ^ Марк В. Буйе (2007-11-08). "Подгонка орбиты и астрометрический рекорд для 04VN112". SwRI (Отделение космических наук). Архивировано из оригинал на 2010-08-18. Получено 2008-07-17.
  15. ^ а б c d е Левисон, Гарольд Ф .; Доннес, Люк (2007). «Популяции комет и динамика комет». В Адамсе Макфаддене, Люси Энн; Вайсман, Пол Роберт; Джонсон, Торренс В. (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Academic Press. стр.575–588. ISBN  978-0-12-088589-3.
  16. ^ а б c d е Морбиделли, Алессандро; Браун, Майкл Э. (2004-11-01). «Пояс Койпера и изначальная эволюция Солнечной системы» (PDF). В М. К. Фестоу; Х. У. Келлер; Х. А. Уивер (ред.). Кометы II. Тусон (Аризона): Университет Аризоны Press. С. 175–91. ISBN  978-0-8165-2450-1. OCLC  56755773. Получено 2008-07-27.
  17. ^ а б c d е Gomes, Rodney S .; Фернандес, Хулио А .; Галлардо, Табаре; Брунини, Адриан (2008). «Рассеянный диск: истоки, динамика и конечные состояния» (PDF). Universidad de la Republica, Уругвай. Получено 2008-08-10.
  18. ^ De Sanctis, M.C .; Capria, M.T .; Корадини, А. (2001). «Тепловая эволюция и дифференциация объектов пояса Эджворта-Койпера». Астрономический журнал. 121 (5): 2792–2799. Bibcode:2001AJ .... 121.2792D. Дои:10.1086/320385.
  19. ^ а б 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: Academic Press. стр.589–604. ISBN  978-0-12-088589-3.
  20. ^ а б Хорнер, Дж .; Evans, N.W .; Бейли, Марк Э .; Ашер, Д. Дж. (2003). «Население кометоподобных тел в Солнечной системе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 343 (4): 1057–1066. arXiv:Astro-ph / 0304319. Bibcode:2003МНРАС.343.1057Н. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06714.x. S2CID  2822011.
  21. ^ Ремо отмечает, что тела Цис-Нептуна «включают планеты земной группы и большие газовые планеты, планетные луны, астероиды и кометы главного пояса в пределах орбиты Нептуна». (Ремо 2007)
  22. ^ Зильбер, Кеннет (1999). «Новый объект в Солнечной системе не поддается категориям». space.com. Архивировано из оригинал 21 сентября 2005 г.. Получено 2008-08-12.
  23. ^ Джевитт, Дэвид С. (2008). «КБО масштаба 1000 км». Получено 2010-01-23.
  24. ^ Браун, Майкл Э. «Седна (самое холодное и самое далекое место в Солнечной системе; возможно, первый объект в облаке Оорта, о котором давно предполагалось)». Калифорнийский технологический институт, Департамент геологических наук. Получено 2008-07-02.
  25. ^ а б Ликавка, Патрик София; Мукаи, Тадаши (2007). «Динамическая классификация транснептуновых объектов: исследование их происхождения, эволюции и взаимосвязи». Икар. Коби. 189 (1): 213–232. Bibcode:2007Icar..189..213L. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.01.001.
  26. ^ Гладман, Бретт Дж. "Доказательства расширенного разбросанного диска?". Обсерватория Лазурного берега. Получено 2008-08-02.
  27. ^ Джевитт, Дэвид С.; Дельсанти, А. (2006). «Солнечная система за пределами планет». Обновление Солнечной системы: актуальные и своевременные обзоры в науках о солнечной системе. Springer-Praxis Ed. ISBN  978-3-540-26056-1. (Версия препринта (pdf) )
  28. ^ а б Gomes, Rodney S .; Матезе, Джон Дж .; Лиссауэр, Джек Дж. (Октябрь 2006 г.). «Далекий спутник Солнца с массой планеты мог произвести далекие оторванные объекты». Икар. 184 (2): 589–601. Bibcode: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 CR105 и 2003 VB12". Астрономический журнал. 128 (5): 2564–2576. arXiv:Astro-ph / 0403358. Bibcode:2004AJ .... 128.2564M. Дои:10.1086/424617. S2CID  119486916.
  30. ^ Пфальцнер, Сюзанна; Бхандаре, Асмита; Винке, Кирстен; Ласерда, Педро (2018-08-09). «Внешняя Солнечная система, возможно, сформированная пролетом звезды». Астрофизический журнал. 863 (1): 45. arXiv:1807.02960. Bibcode:2018ApJ ... 863 ... 45P. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aad23c. ISSN  1538-4357. S2CID  119197960.
  31. ^ Йилкова, Люси; Портеги Цварт, Симон; Пиджлоо, Тжибария; Хаммер, Майкл (01.11.2015). «Как Седна и семья были запечатлены во время близкой встречи с солнечным братом». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 453 (3): 3158–3163. arXiv:1506.03105. Bibcode:2015МНРАС.453.3157J. Дои:10.1093 / мнрас / stv1803. ISSN  0035-8711. S2CID  119188358.
  32. ^ а б c Elliot, J. L .; Kern, S.D .; Clancy, K. B .; и другие. (2005). «Исследование глубокой эклиптики: поиск объектов пояса Койпера и кентавров. II. Динамическая классификация, плоскость пояса Койпера и основная популяция» (PDF). Астрономический журнал. 129 (2): 1117–1162. Bibcode:2005AJ .... 129.1117E. Дои:10.1086/427395. S2CID  19385887.
  33. ^ а б c d е Глэдман, Бретт Дж.; Марсден, Брайан Г.; Ван Лаерховен, Криста (2008). «Номенклатура Внешней Солнечной системы». Солнечная система за пределами Нептуна. п. 43. Bibcode:2008ssbn.book ... 43G. ISBN  978-0-8165-2755-7.
  34. ^ Бертольди, Ф .; Альтенхофф, В .; Weiss, A .; Menten, K. M .; Тум, К. (2 февраля 2006 г.). «Транснептуновый объект UB313 больше Плутона ». Природа. 439 (7076): 563–564. Bibcode:2006Натура.439..563Б. Дои:10.1038 / природа04494. PMID  16452973. S2CID  4369483.
  35. ^ Трухильо, Чедвик А .; Джевитт, Дэвид С.; Луу, Джейн Икс. (2000-02-01). «Население рассеянного пояса Койпера» (PDF). Астрофизический журнал. 529 (2): L103 – L106. arXiv:Astro-ph / 9912428. Bibcode:2000ApJ ... 529L.103T. Дои:10.1086/312467. PMID  10622765. S2CID  8240136. Архивировано из оригинал (PDF) 12 августа 2007 г.. Получено 2008-07-02.
  36. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (27 ноября 2003 г.). «Формирование пояса Койпера путем переноса тел во время миграции Нептуна». Природа. 426 (6965): 419–421. Bibcode:2003Натура 426..419л. Дои:10.1038 / природа02120. PMID  14647375. S2CID  4395099.
  37. ^ а б Дункан, Мартин Дж .; Левисон, Гарольд Ф. (1997). «Диск рассеянных ледяных объектов и происхождение комет семейства Юпитер». Наука. 276 (5319): 1670–1672. Bibcode:1997Sci ... 276.1670D. Дои: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». Икар. 127 (1): 13–32. Bibcode:1997Icar..127 ... 13л. Дои:10.1006 / icar.1996.5637.
  39. ^ а б Хансен, Кэтрин (07.06.2005). "Орбитальная перестановка для ранней солнечной системы". Geotimes. Получено 2007-08-26.
  40. ^ а б Hahn, Joseph M .; 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. Bibcode:2005AJ .... 130.2392H. Дои:10.1086/452638. S2CID  14153557.
  41. ^ Thommes, E.W .; Дункан, М. Дж .; Левисон, Х. Ф. (май 2002 г.). «Образование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал. 123 (5): 2862–83. arXiv:Astro-ph / 0111290. Bibcode:2002AJ .... 123.2862T. Дои:10.1086/339975. S2CID  17510705.
  42. ^ а б c d е 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: Academic Press. стр.605–620. ISBN  978-0-12-088589-3.
  43. ^ а б Браун, Майкл Э.; Трухильо, Чедвик А.; Рабиновиц, Дэвид Л. (2005). «Открытие объекта планетарных размеров в рассеянном поясе Койпера». Астрофизический журнал. 635 (1): L97 – L100. arXiv:Astro-ph / 0508633. Bibcode:2005ApJ ... 635L..97B. Дои:10.1086/499336. S2CID  1761936.
  44. ^ Глэдман, Бретт Дж. (2005). «Пояс Койпера и диск кометы Солнечной системы». Наука. 307 (5706): 71–75. Bibcode:2005Наука ... 307 ... 71G. Дои:10.1126 / science.1100553. PMID  15637267. S2CID  33160822.
  45. ^ а б c Джевитт, Дэвид С. (2001). «От объекта пояса Койпера к ядру кометы: пропавшее ультракрасное вещество» (PDF). Астрономический журнал. 123 (2): 1039–1049. Bibcode:2002AJ .... 123.1039J. Дои:10.1086/338692. S2CID  122240711.