Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эрида , самый большой из известных объектов в виде рассеянного диска (в центре), и его спутник Дисномия (слева от объекта)
Типы далеких малых планет

Рассеянный диск (или рассеянный диск ) является дальней околозвездной диской в Солнечной системе , которая является малонаселенной ледяными малыми телами Солнечной системы , которые являются подмножеством более широкого семейства транснептуновых объектов . Объекты с рассеянным диском (SDO) имеют эксцентриситет орбиты до 0,8, наклон до 40 ° и перигелии более 30 астрономических единиц (4,5 × 10 9  км; 2,8 × 10 9). миль). Считается, что эти экстремальные орбиты являются результатом гравитационного «рассеяния» газовыми гигантами , и объекты продолжают подвергаться возмущениям со стороны планеты 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 областью орбитальных объектов в форме тора, традиционно называемой поясом Койпера , [2] но его внешние границы простираются гораздо дальше от Солнца и выше и ниже эклиптики, чем пояс Койпера. ремень собственноручно. [а]

Из-за его нестабильного характера астрономы теперь считают рассеянный диск местом происхождения большинства периодических комет в Солнечной системе, при этом кентавры , совокупность ледяных тел между Юпитером и Нептуном, являются промежуточной стадией миграции объекта из диск во внутреннюю Солнечную систему. [4] В конце концов, возмущения от планет-гигантов направляют такие объекты к Солнцу, превращая их в периодические кометы. Также считается, что многие объекты предлагаемого облака Оорта возникли из рассеянного диска. Отдельные объекты не сильно отличаются от рассеянных дисковых объектов, а некоторые, например, Sedna иногда считались включенными в эту группу.

Открытие [ править ]

Смотрите также: История пояса Койпера

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

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

По состоянию на 2011 год было идентифицировано более 200 SDO, [10] включая Gǃkúnǁʼhòmdímà (обнаруженный Швамбом, Брауном и Рабиновицем), [11] 2002 TC 302 ( NEAT ), Эрис (Браун, Трухильо и Рабиновиц), [12] Седна (Браун, Трухильо и Рабинович) [13] и 2004 VN 112 ( 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 [ править ]

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

Известные транснептуновые объекты часто делятся на две субпопуляции: пояс Койпера и рассеянный диск. [16] Был выдвинут третий резервуар транснептуновых объектов, облако Оорта , 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 « отдельными объектами ». [17]

Рассеянный диск против пояса Койпера [ править ]

Смотрите также: пояс Койпера

Пояс Койпера представляет собой относительно толстый тор (или «бублик») пространства, простирающийся от 30 до 50 а.е. [18], состоящий из двух основных популяций объектов пояса Койпера (KBO): классических объектов пояса Койпера (или «кубевано»). ), лежащие на нетронутых Нептуном орбитах, 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 отношения, называемые орбитальными резонансами, 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, которые находятся в резонансах 2: 3, известны как « плутино », потому что Плутон является самым большим членом их группы, тогда как те, которые находятся в резонансах 1: 2, известны как « двойники ».

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] Текущие исследования [20] предполагают, что кентавры , класс ледяных планетоидов, которые вращаются между Юпитером и Нептуном, могут быть просто SDO, брошенными Нептуном во внутренние пределы Солнечной системы, что делает их «цис-нептуновыми», а не транснептуновые рассеянные объекты. [21] Некоторые объекты, такие как (29981) 1999 TD 10 , стирают различие [22] и Центр малых планет(MPC), который официально каталогизирует все транснептуновые объекты , теперь 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 далеких столкновениях с Нептуном» [16], но первые не испытывали такого близкого расстояния. встречи. 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 посещать тела, встретившие Нептун» в радиусе сферы Хилла , а пояс Койпера - как его «дополнение ... в районе а > 30 а. е.»; область Солнечной системы, населенная объектами с большой полуосью более 30 а.е. [16]

Отдельные объекты [ править ]

Основная статья: Отдельно стоящий объект
Смотрите также: Седноид

Центр малых планет классифицирует транснептуновый объект 90377 Седна как объект с рассеянным диском. Его первооткрыватель Майкл Э. Браун предложил вместо этого рассматривать его как внутренний объект облака Оорта, а не как часть рассеянного диска, потому что с расстоянием в перигелии 76 а.е. он слишком удален, 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 CR 105 (обнаружено до Седны) и 2004 VN 112 имеют перигелий слишком далеко от Нептуна, чтобы на него влиять. Это привело к дискуссии среди астрономов о новом наборе малых планет, названном расширенным рассеянным диском ( E-SDO ).[26] 2000 CR 105 также может быть внутренним объектом облака Оорта или (что более вероятно) переходным объектом между рассеянным диском и внутренним облаком Оорта. Совсем недавно, эти объекты были переданы как «удаленные» , [27] или удаленные объекты , отдельные ( ПДИ ).[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 рассеянием Нептуна, были предложены альтернативные механизмы рассеяния, включая проходящую звезду [29] [30] или далекий объект размером с планету . [28] Было высказано предположение, что эти объекты были сняты с проходящей звезды. [31]

Схема, представленная в отчете Deep Ecliptic Survey 2005 г., сделанном JL Elliott et al. различает две категории: рассеянные-близкие (т. е. типичные SDO) и рассеянные-расширенные (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 расширенные объекты имеют параметр Тиссерана (относительный к Нептуну) больше 3 и имеют усредненный по времени эксцентриситет больше 0,2. [32]

Альтернативная классификация, представленная Б. Дж. Гладманом , Б. Г. Марсденом и К. Ван Лаерховеном в 2007 г., 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., а во время интегрирования его большая полуось показывает отклонение на 1,5 а.е. или больше. [33] Гладман и др. предложите термин " рассеивающий диск", чтобы подчеркнуть нынешнюю подвижность. [33] Если объект не является SDO в соответствии с приведенным выше определением, но эксцентриситет его орбиты больше 0,240, он классифицируется как отдельный 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 [ править ]

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 имеют синий и желтый цвета соответственно.

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

SDO обычно характеризуются орбитами со средним и высоким эксцентриситетом с большой полуосью, превышающей 50 а.е., но их перигелии делают их подверженными влиянию Нептуна. [35] Перигелий около 30 а.е. - одна из определяющих характеристик рассеянных объектов, так как это позволяет Нептуну проявлять свое гравитационное влияние. [8]

Классические объекты ( кубевано ) 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 [ править ]

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, когда объекты пояса Койпера (KBO) были «разбросаны» по эксцентрическим и наклонным орбитам в результате гравитационного взаимодействия с Нептуном и другими внешними планетами . [37] Продолжительность этого процесса остается неопределенной. Одна гипотеза оценивает период, равный всему возрасту Солнечной системы; [38] второй утверждает, что рассеяние произошло относительно быстро в эпоху ранней миграции Нептуна . [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 путем 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 могли образоваться in situ 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, за счет обмена угловым моментом с рассеянными объектами. [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 разбрасывал 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. разбросанный." [40]

Состав [ править ]

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 летучих веществ, таких 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 Эрида, предполагает, что его более бледный цвет мог быть вызван тем, что на его нынешнем расстоянии от Солнца атмосфера метана заморожена по всей его поверхности, создавая слой толщиной в несколько дюймов. ярко-белый лед. Плутон, напротив, находясь ближе к Солнцу, будет достаточно теплым, чтобы метан замерзал только в более прохладных областях с высоким альбедо , оставляя области, покрытые толином с низким альбедо, голыми. [43]

Кометы [ править ]

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

Первоначально считалось, что пояс Койпера является источником эклиптических комет Солнечной системы . 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 - это кометы семейства Юпитера (JFC) и кометы типа Галлея . [15] Кометы типа Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , предположительно возникли в облаке Оорта, но были втянуты во внутреннюю часть Солнечной системы гравитацией планет-гигантов, [45] тогда как Считается, что JFC возникли из рассеянного диска. [19] Кентавры считаются динамически промежуточной стадией между рассеянным диском и семейством Юпитера. [20]

Между SDO и JFC есть много различий, хотя многие кометы семейства Юпитера, возможно, возникли 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]

См. Также [ править ]

  • Список возможных карликовых планет
  • Список транснептуновых объектов

Примечания [ править ]

  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.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Мэгги Мазетти. (2007). Космические шкалы расстояний - Солнечная система . Веб-сайт Научно-исследовательского центра астрофизики высоких энергий НАСА. Проверено 12 июля 2008 г.
  2. ^ a b Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph / 0512256 .
  3. ^ McFadden, Вайсман, & Johnson (2007). Энциклопедия Солнечной системы , сноска, стр. 584
  4. ^ Хорнер, Дж .; Эванс, Северо-Запад; Бейли, Марк Э. (2004). "Моделирование популяции кентавров I: массовая статистика". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 354 (3): 798. 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 . Остин, Техас: Астрономическое общество Тихого океана. С. 3–14. ISBN  1-58381-220-2. Архивировано из оригинального (PDF) 12 октября 2006 года . Проверено 14 августа 2008 .
  6. ^ Луу, Джейн X .; Марсден, Брайан Дж .; Джевитт, Дэвид К. (5 июня 1997 г.). «Новый динамический класс объектов внешней Солнечной системы» (PDF) . Природа . 387 (6633): 573–575. Bibcode : 1997Natur.387..573L . DOI : 10.1038 / 42413 . S2CID 4370529 . Архивировано из оригинального (PDF) 12 августа 2007 года . Проверено 2 августа 2008 .  
  7. ^ Дэвис, Джон Кейт (2001). За пределами Плутона: исследование внешних границ Солнечной системы . Издательство Кембриджского университета. п. 111 . ISBN 978-0-521-80019-8. Проверено 2 июля 2008 .
  8. ^ a b Джевитт, Дэвид К. (август 2009 г.). «Рассеянные объекты пояса Койпера (СКБО)» . Институт астрономии . Проверено 23 января 2010 .
  9. ^ Шмадель, Лутц Д. (2003); Словарь названий малых планет (5-е изд. И дополненное 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. ^ a b c МАС: Центр малых планет (03.01.2011). "Список кентавров и объектов рассеянного диска" . Центральное бюро астрономических телеграмм, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Проверено 3 января 2011 .
  11. ^ Швамб, Мэн; Браун, Майкл Э .; Рабинович, Давди; Марсден, Брайан Г. (2008). «2007 UK126». Minor Planet Electronic Circ . 2008-D38: 38. Bibcode : 2008MPEC .... D ... 38S .
  12. ^ Персонал (2007-05-01). «Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты» . Центр малых планет . Проверено 25 октября 2010 .
  13. ^ «Обстоятельства открытия: пронумерованные малые планеты (90001) - (95000)» . Центр малых планет . Проверено 25 октября 2010 .
  14. ^ Марк В. Буйе (2007-11-08). «Подгонка орбиты и астрометрический рекорд для 04ВН112» . SwRI (Отделение космических наук). Архивировано из оригинала на 2010-08-18 . Проверено 17 июля 2008 .
  15. ^ a b c d e 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. С.  575–588 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  16. ^ a b c d e 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): Университет Аризоны Press. С. 175–91. ISBN  978-0-8165-2450-1. OCLC  56755773 . Проверено 27 июля 2008 .
  17. ^ a b c d e Gomes, Rodney S .; Фернандес, Хулио А .; Галлардо, Табаре; Брунини, Адриан (2008). «Рассеянный диск: истоки, динамика и конечные состояния» (PDF) . Universidad de la Republica, Уругвай . Проверено 10 августа 2008 .
  18. ^ Де Санктис, MC; Capria, MT; Корадини, А. (2001). "Термическая эволюция и дифференциация объектов пояса Эджворта-Койпера" . Астрономический журнал . 121 (5): 2792–2799. Bibcode : 2001AJ .... 121.2792D . DOI : 10.1086 / 320385 .
  19. ^ a b 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. С.  589–604 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  20. ^ а б Хорнер, Дж .; Эванс, Северо-Запад; Бейли, Марк Э .; Ашер, DJ (2003). «Население 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 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. ^ Silber, Кеннет (1999). «Новый объект в Солнечной системе бросает вызов категориям» . space.com . Архивировано из оригинального 21 сентября 2005 года . Проверено 12 августа 2008 .
  23. ^ Джевитт, Дэвид С. (2008). «КБО масштаба 1000 км» . Проверено 23 января 2010 .
  24. ^ Браун, Майкл Э. «Седна (самое холодное и самое далекое место в Солнечной системе; возможно, первый объект в давно выдвинутом гипотезе облака Оорта)» . Калифорнийский технологический институт, факультет геологических наук . Проверено 2 июля 2008 .
  25. ^ а б Лыкавка, 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 . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.01.001 .
  26. ^ Гладман, Бретт Дж. "Свидетельства о расширенном рассеянном диске?" . Обсерватория Лазурного берега . Проверено 2 августа 2008 .
  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.( Предпечатная версия (pdf) )
  28. ^ a b 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 . 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 ». Астрономический журнал . 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 (2018-08-09). «Внешняя Солнечная система, возможно, сформированная пролетом звезды». Астрофизический журнал . 863 (1): 45. arXiv : 1807.02960 . Bibcode : 2018ApJ ... 863 ... 45P . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aad23c . ISSN 1538-4357 . S2CID 119197960 .  
  31. ^ Jílková, 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 : 2015MNRAS.453.3157J . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv1803 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119188358 .  
  32. ^ а б в Эллиот, JL; Керн, SD; Клэнси, КБ; и другие. (2005). "Глубокая эклиптическая съемка: 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 . DOI : 10.1086 / 427395 . S2CID 19385887 .  
  33. ^ a b c d e 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, KM; Тум, К. (2 февраля 2006 г.). «Транснептуновый объект UB 313 больше Плутона». Природа . 439 (7076): 563–564. Bibcode : 2006Natur.439..563B . DOI : 10,1038 / природа04494 . PMID 16452973 . S2CID 4369483 .  
  35. ^ Трухильо, Чедвик А .; Джевитт, Дэвид К .; Луу, Джейн Икс (01.02.2000). «Население рассеянного пояса Койпера» (PDF) . Астрофизический журнал . 529 (2): L103 – L106. arXiv : astro-ph / 9912428 . Bibcode : 2000ApJ ... 529L.103T . DOI : 10.1086 / 312467 . PMID 10622765 . S2CID 8240136 . Архивировано из оригинального (PDF) 12 августа 2007 года . Проверено 2 июля 2008 .   
  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 : 2003Natur.426..419L . DOI : 10,1038 / природа02120 . PMID 14647375 . S2CID 4395099 .  
  37. ^ a b 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 . 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». Икар . 127 (1): 13–32. Bibcode : 1997Icar..127 ... 13L . DOI : 10.1006 / icar.1996.5637 .
  39. ^ a b Хансен, Кэтрин (07.06.2005). «Орбитальная перестановка для ранней солнечной системы» . Geotimes . Проверено 26 августа 2007 .
  40. ^ a b 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 . DOI : 10.1086 / 452638 . S2CID 14153557 . 
  41. ^ Томмс, EW; Дункан, MJ; 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 . DOI : 10.1086 / 339975 . S2CID 17510705 . 
  42. ^ а б в г д Теглер, Стивен К. (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. С.  605–620 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  43. ^ a b 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 . DOI : 10.1086 / 499336 . S2CID 1761936 . 
  44. ^ Gladman, Бретт J. (2005). «Пояс Койпера и диск кометы Солнечной системы». Наука . 307 (5706): 71–75. Bibcode : 2005Sci ... 307 ... 71G . DOI : 10.1126 / science.1100553 . PMID 15637267 . S2CID 33160822 .  
  45. ^ a b c Джевитт, Дэвид К. (2001). «От объекта пояса Койпера к ядру кометы: пропавшее ультракрасное вещество» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (2): 1039–1049. Bibcode : 2002AJ .... 123.1039J . DOI : 10.1086 / 338692 . S2CID 122240711 .