Разреден диск: Разлика между версии

Произходът на разредения диск все още не е установен с достатъчна точност, но повечето учени смятат, че се е формирал вследствие на гравитационното въздействие на външните планети, главно [[Нептун (планета)|Нептун]], върху тела от [[пояс на Кайпер|пояса на Кайпер]], който са били „разпръснати“разпръснати на орбити с висока [[инклинация]] и [[ексцентрицитет]]. Докато поясът на Кайпер съдържа обекти със сравнително ниска инклинация и екцентрицитет, като [[плутино]] и [[кюбиуано]], разредениято Разреденият диск съдържа обекти с много висока инклинация и силно удължени орбити, като {{мпп|2003 UB|313}} например. Учените считат, че обектите в разреденияРазредения диск не се намират на стабилнинестабилни орбити и множествотомного от тях ще бъдат изхвърлени от ядротосегашното наси местоположение в [[Слънчева система|Слънчевата система]] вкъм [[облак на Оорт|облакаОблака на Оорт]] или дори въобще ще напуснат системата.

След учените вВ последно време сред учените преобладава мнението, че групата на [[кентавърКентавър (планетоид)|кентавритеКентаврите]], намиращи са на орбити между [[Юпитер (планета)|Юпитер]] и Нептун, представляват обекти от пояса на Кайпер, но са попаднали на по-ниска орбита. {{икона|en}} [http://www.zanestein.com/page4_1.htm] За някои обекти, като за {{мпп|(29981) 1999 TD|10}}, е трудно да се определи дали са кентавриКентаври или обекти от поясаПояса на Кайпер. [[Център за малки планети|Центърът за малки планети]] също така съставя общ списък на двата вида обекти. <ref>[http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Centaurs.html ''List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects''] at the ''IAU: Minor Planet Center''</ref>. Някои учени употребяват термина „обекти„Обекти от разредения пояс на Кайпер“, включващ двата вида обекти.

Въпреки, че според Центъра за малки планети [[90377 Седна]] е считан от Центъра за малки планети за обект от разреденияРазредения диск, според откривателя му [[Майкъл Браун (астроном)|Майкъл Браун]] той би трябвало да бъде причислен към вътрешната част на облака на Оорт, тъй като, според Майкъл Браун, поради значителния муси [[перихелий]] (76 [[астрономическа единица|АЕ]]) водещСедна според Майкъл Браун доизпитва незначително гравитационно влияние наот външните планети. <ref>[http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/ ''Sedna''] at ''www.gps.caltech.edu''</ref>. {{мпп|2000 CR|105}} е друг обект, открит преди Седна, който вероятно се намира на границата между разреденияРазредения диск и облакаОблака на Оорт.

Първият идентифициран обект от разреденияРазредения диск е {{мпп|(15874) 1996 TL|66}}, открит през [[1996]] г. от екип астрономи в [[Обсерватория Мауна Кеа]]. Първият открит обект, който впоследствие е класифициран като обект от разредения диск, е {{мпп|(48639) 1995 TL|8}}, открит от [[Spacewatch]].

Диаграмата илюстрира орбитите на известните обекти от разреденияРазредения диск на разстояние от Слънцето до 100 АЕ, заедно с обектите от пояса на Кайпер (в сиво) и плутино (в зелено). [[Ексцентрицитет]]ът на орбитите е представен от отсечки, простиращи се между [[перихелий|перихелия]] и [[афелий|афелия]] по [[абсциса]]та, а инклинацията е [[ордината]]та.

За обектите от разредения диск са типични средните и високите ексцентрицитети, както и перихелии над 35 АЕ, изключващи директно гравитационно въздействие от страна на Нептун. Плутинотата и другите обекти в резонанс с Нептун (сивите и зелените отсечки на илюстрацията) могат да се приближат значително по-близкоблизо до Нептун, поради стабилизиращото влияние на орбиталния резонанс върху тяхната орбита. По този начин границата от 35 АЕ за перихелия е определяща за класифицирането на даден обект като принадлежащ към разредения диск.

* {{мп|1999 TD|10}} – за този обект е характерен ексцентрицитет от около 0,9, като неговият перихелий се намира в близост до орбитата на [[Сатурн (планета)|Сатурн]]. Обектът би могъл да бъде класифициран като [[кентавър (планетоид)|кентавърКентавър]].

Обектите, намиращи се в орбитален резонанс (в зелено), не се причисляват към разреденияРазредения диск. Вероятно е и някои други резонанскирезонансни орбити като 6:11, 4:9, 3:7, 5:12, 3:8, 2:7 и 1:4 да съдържат обекти.

[[Файл:TheKuiperBelt_100AU_SDO_stats.svg|мини|400px|Обектите от разреденияРазредения диск в сравнение с класическите обекти.]]

Диаграмата отдясно дава сравнение между ексцентрицитета и инклинацията на обектите от разредения диск и кюбиуанотата. Всеки осветен квадрат представлява обхват на ексцентрицитета '''е''' и инклинацията '''i'''. ОтносителнияОтносителният брой обекти в квадрата бивае представен в картографски цветове.

Графиката отляво показва полярно и еклиптично представяне на орбитите на някои от обектите от разреденияРазредения диск <ref>За класификация на орбитите е използвана публикацията [http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05X77.html „Distant Minor planets“]. Последните данни могат да бъдат намерени на [http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpec/K06/K06D28.html MPC 2006-D28]. </ref> (в черно) на фона на орбитите на кюбиуано (в синьо) и обекти нас 2:5 орбитален резонанс (в зелено). НекласифицираниНекласифицираните обекти в региона 50 – 100 АЕ са представени в сиво¹.

Дебелият син пръстен представлява насложените орбити на стотици класифицирани обекти от класа кюбиуано. ''МинималнияртМинималният перихелий'' е изобразен с червена окръжност. За разлика от обектите на разреденияРазредения диск, перихелияперихелият на резонантните обекти (в златисто) се намира близко до орбитата на Нептун.

Дъгите изобразени на еклиптичната проекция представляват ''минималния перихелий'' ², равен на 35 АЕ (в червено) и орбитата на Нептун (приблизтелно 30 АЕ, в жълто). На тази проекция е видно, че класическите обекти и обектите от разреденияРазредения диск не могат да бъдат класифицирани на базата на тяхната инклинация, за разлика от техния ексцентрицитета.

¹<small>Орбитите на приблизително 50% от транс-нептуновитетранснептуновите обекти не са известни с достатъчна точност за точна класификация.</small>

[[Файл:TheKuiperBelt_550AU_ESDO.svg|мини|400px|Разпределение на обектите от разреденияРазредения диск и обектите отвъд него.]]

Новооткритите обекти {{мпп|2000 CR|105}}, имащи перихелий твърде отдалечен от Нептун за да бъдат повлияни от планетата, породиха дискусии между астрономите, като беше предложено ново определение – [[Разширен разреден диск]] <ref>{{икона|en}} [http://www.obs-nice.fr/gladman/cr105.html] [http://www.obs-nice.fr]</ref>. Според астронома [[Дейвид Джуит]], този клас обекти (включително [[90377 Седна]]) би трябвало да бъдат наричани ''отдалечени обекти''.

Диаграмата илюстрира всички известни и отдалечени обекти, заедно с най-големите обекти от пояса на Кайпер за сравнение. Голимите ексцентрицитети на Седна и на {{мпп|(87269) 2000 OO|67}} се отбелязани с червените отсечки, простиращи се между перихелия и афелия на техните орбити, извън границите на диаграмата (съответно над 900 АЕ и над 1020 АЕ).

* [[Списък на транснептунови обекти]].