Oddělený disk

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Transneptunická tělesa ve vzdálenostech přesahujících 100 AU: objekty rozptýleného disku (šedá) a oddělená tělesa (bílá). Zcela vlevo jsou pro srovnání zobrazena též tělesa Kuiperova pásu: kubewana (modrá) a rezonanční tělesa (červená).

Oddělený disk je vzdálená oblast sluneční soustavy nacházející se za oběžnou dráhou Neptunu. Tzv. oddělená tělesa, která se v ní nacházejí, se ani při svém největším přiblížení Slunci nedostávají do gravitačního vlivu vnějších planet, a jejich dráhy tak zůstávají nerušeny. Jako takové se tedy jeví být ve sluneční soustavě „oddělené“.[1][2] Právě tato vlastnost je nejvíce odlišuje od většiny ostatních známých transneptunických těles (TNO), nacházejících se v nepříliš jasně definovaných skupinách, jejichž dráhy jsou ovlivňovány blízkými setkáními s plynnými obry, zejména s Neptunem. Perihélia oddělených objektů jsou mnohem vzdálenější než perihélia těchto ostatních transneptunických populací, včetně těles nacházejících se v dráhových rezonancích s Neptunem (např. Pluto), klasických těles Kuiperova pásu na nerezonančních dráhách (např. Makemake) a těles rozptýleného disku (např. Eris).

V astronomické literatuře bývají tělesa odděleného disku označována také jako „vzdálená tělesa rozptýleného disku“ (zkr. E-SDO, z anglického extended scattered disc objects[3]), „vzdálená oddělená tělesa“ (zkr. DDO, z anglického distant detached objects[4]) či „vzdálená rozptýlená tělesa“ (scattered-extended objects[5]). Tyto názvy reflektují dynamické rozdíly, které existují mezi parametry oběžných drah populací rozptýleného a odděleného disku. Mezi těmito oblastmi však nejsou zcela pevně dané hranice. Za oddělená tělesa se s jistotou označuje nejméně devět známých objektů, z nich největší a nejznámější je Sedna.[6]

Oběžné dráhy[editovat | editovat zdroj]

Animace srovnání oběžných drah planet s dráhou tělesa odděleného disku (90377) Sedna a předpokládaným Oortovým oblakem

Oddělená tělesa mají perihélia mnohem vzdálenější, než je afélium Neptunu a často se pohybují po velmi eliptických dráhách, jejichž velká poloosa sahá do vzdálenosti až několik stovek astronomických jednotek (1 AU je poloměr oběžné dráhy Země). Na takové oběžné dráhy je nemohl vychýlit žádný z plynných obrů. Proto byla navržena řada jiných vysvětlení, včetně gravitačního vlivu nějaké hvězdy, která snad někdy v minulosti prošla v blízkosti sluneční soustavy[7] nebo nějakého dosud neobjeveného vzdáleného objektu velikosti planety.[4]

Tým spolupracující na projektu Deep Ecliptic Survey navrhl, aby objekty, jež mohl na jejich současné dráhy rozptýlit Neptun, byly označovány jako „blízká rozptýlená tělesa“ (scattered-near), a ty, jejichž Tisserandův parametr vztažený k Neptunu překračuje hodnotu 3 (například Sedna), jako „vzdálená rozptýlená tělesa“ (scattered-extended).[5]

Klasifikace[editovat | editovat zdroj]

Oddělená tělesa jsou jednou ze čtyř zatím známých skupiny transneptunických objektů; zbývající tři jsou klasická tělesa Kuiperova pásu, rezonanční tělesa a tělesa rozptýleného disku. Tělesa odděleného disku mají perihélium ve vzdálenosti větší než 40 astronomických jednotek, v důsledku čehož se nedostávají do interakce s Neptunem, obíhajícím po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti asi 30 AU. Přesto však mezi oblastmi rozptýleného a odděleného disku nelze stanovit žádné jasné hranice a v přechodné oblasti ležící ve vzdálenosti 37–40 AU mohou tělesa obou skupin koexistovat.[6] Jedním z těles odděleného disku, jež se v perihéliu dostává do této přechodné oblasti, je např. (120132) 2003 FY 128 .[8]

Úvahy o existenci populace těles nacházející se někde mezi hypotetickým Oortovým mračnem a rozptýleným diskem se objevily po objevu tělesa (90377) Sedna a několika dalších, jako 2000 CR 105  a 2004 XR 190 .[2] Ačkoliv v Minor Planet Center je Sedna evidována jako těleso rozptýleného disku, její objevitel Michael Brown přišel s myšlenkou, že vzhledem k perihéliu nacházejícím se 76 AU od Slunce, které znamená, že objekt nepodléhá gravitačnímu vlivu Neptunu, by měla být považována spíše za člena vnitřního Oortova oblaku.[9] Současná astronomická literatura ji však řadí do nově ustanovené kategorie oddělených těles.[10]

Velkým problémem při definování této kategorie těles však je, že i v podobně vzdálených oblastech mohou existovat velmi slabé rezonance, které je však velmi obtížné prokázat, a to z důvodu nedostatečné přesnosti při výpočtu oběžných drah těles s velkou poloosou přesahující 50 AU. Tato tělesa mohou mít oběžnou dobu delší než 300 let, přičemž pozorována jsou teprve několik let, během nichž tedy urazila jen velmi krátký úsek. Vzhledem k jejich obrovské vzdálenosti a z ní plynoucímu pomalému vlastnímu pohybu může trvat i několik desetiletí, než se astronomům podaří stanovit jejich oběžné dráhy dostatečně přesně na to, aby mohli případné rezonance potvrdit či vyvrátit. To by jim současně pomohlo i lépe porozumět předpokládané dávné migraci plynných obrů na vzdálenější dráhy a následnému vývoji sluneční soustavy do dnešní podoby. Zatím se však tyto slabé rezonance daří stanovit jen s velkou mírou nejistoty. Poměrně jistí jsou si astronomové jen co se týče tělesa (82075) 2000 YW 134 , které zřejmě obíhá v rezonanci 8:3.[11] Ze studie ruských astronomů V. V. Jemeljaněnka a E. L. Kiseljovové vyplynulo, že toto těleso se v uvedené rezonanci nachází s 84% pravděpodobností. Z jiných objektů se pak např. těleso 2003 QK 91  nachází v rezonanci 10:3 s 38% pravděpodobností a těleso 2000 CR 105  v rezonanci 20:1 s 10% pravděpodobností.[12] Objekt (145480) 2005 TB 190 , který je kandidátem na zařazení mezi trpasličí planety,[13] by se mohl nacházet v rezonanci 4:1 pouze s pravděpodobností 1 %.[12]

Tělesa[editovat | editovat zdroj]

Toto je seznam známých těles, která se nacházejí na dráhách ležících mimo dosah Neptunu. Pravděpodobně se tedy jedná o tělesa odděleného disku. Seznam je řazený sestupně podle vzdálenosti perihélia.

Katalogové
číslo
Jméno či
označení
Průměr
(km)
H Perihélium
(AU)
Afélium
(AU)
Rok
objevu
Objevitel(é) Typ JPL
Database
(90377) Sedna 1200–1600[p 1] 1,6 76,1 975,5 2003 Brown, Trujillo, Rabinowitz oddělené[14] [1]
2004 XR 190  335–850[p 2] 4,5 52,3 61,8 2004 Lynne Jones et al. oddělené[15][16] [2]
2004 VN 112  130–300[p 2] 6,4 47,3 614 2004 Cerro Tololo[17] oddělené[18] [3]
(145480) 2005 TB 190  ~500[p 2] 4,7 46,2 106,5 2005 Becker, A. C. et al. oddělené[19] [4]
(148209) 2000 CR 105  ~250[p 2] 6,1 44,3 397 2000 Lowell Observatory oddělené[15] [5]
2003 UY 291  ~150[p 2] 7,3 41,2 57,1 2003 Pittichova, J. et al. oddělené[20] nebo klasické KBO[21] [6]
(82075) 2000 YW 134  ~500[p 2] 4,7 41,0 73,9 2000 Spacewatch oddělené v rezonanci 8:3[11][22] [7]
(48639) 1995 TL 8  ~350[p 2] 5,2 40,0 64,5 1995 A. Gleason oddělené[23] [8]
2010 KZ 39  440–980[p 2] 3,9 39,1 52,5 2010 A. Udalski et al. oddělené[24] nebo klasické KBO[25] [9]
2003 QK 91  ~180[p 2] 6,9 38,4 98,5 2003 Elliot, J. et al. oddělené[26] [10]
2003 FZ 129  ~150[p 2] 7,3 38,0 85,6 2003 Mauna Kea[17] oddělené[27] [11]
(134210) 2005 PQ 21  ~200[p 2] 6,7 37,6 87,6 2005 Cerro Tololo oddělené[28] [12]
2006 QH 181  ~765[p 2] 3,8 37,6 97,0 2006 Cerro Tololo[17] oddělené nebo KBO v rezonanci 5:1[29] [13]
(120132) 2003 FY 128  ~440[p 2] 4,8 37,0 61,7 2003 NEAT oddělené[30] [14]
2006 HX 122  ~290[p 2] 5,9 36,4 102,6 2006 M. W. Buie[17] oddělené[31] nebo v rezonanci 7:2[32] [15]
2012 VP113 ≈ 500 4,1 80,3 ± 0,8 461 ± 31 2012 Sheppard, Trujillo oddělené [16]

Poznámky[editovat | editovat zdroj]

  1. Hodnota určena na základě pozorování Spitzerova vesmírného dalekohleduinfračerveném oboru spektra.
  2. a b c d e f g h i j k l m n Průměr tělesa byl vypočítán na základě předpokládané hodnoty albeda 4 %.

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Detached object na anglické Wikipedii.

  1. P. S. Lykawka; T. Mukai(2008)."An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture". Astronomical Journal135: 1161. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1161. Bibcode2008AJ....135.1161L. 
  2. a b D. Jewitt, A. Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006) Preprint of the article (pdf)
  3. Evidence for an Extended Scattered Disk?
  4. a b Gomes, Rodney S.(October 2006)."A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects". Icarus184(2): 589–601. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026. Bibcode2006Icar..184..589G. 
  5. a b J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech(2006)."The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population"(PDF). The Astronomical Journal129. doi:10.1086/427395. Bibcode2005AJ....129.1117E. 
  6. a b Lykawka, Patryk Sofia & Mukai, Tadashi(July 2007)."Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation". Icarus189(1): 213–232. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001. Bibcode2007Icar..189..213L. 
  7. Morbidelli, Alessandro(November 2004)."Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR 105  and 2003 VB 12 ". The Astronomical Journal128(5): 2564–2576. doi:10.1086/424617. Bibcode2004AJ....128.2564M. 
  8. JPL Small-Body Database Browser: 120132 (2003 FY128) [online]. Jet Propulsion Laboratory, rev. 2005-11-21, [cit. 2011-12-22]. Dostupné online. (anglicky) 
  9. BROWN, Michael E.. Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud) [online]. California Institute of Technology, Department of Geological Sciences, [cit. 2008-07-02]. Dostupné online. (anglicky) 
  10. D. Jewitt, A. Moro-Martın, P.Lacerda The Kuiper Belt and Other Debris Disks to appear in Astrophysics in the Next Decade, Springer Verlag (2009). Preprint of the article (pdf)
  11. a b MUKAI, Tadashi. Origin of scattered disk resonant TNOs: Evidence for an ancient excited Kuiper belt of 50 AU radius. Icarus [PDF]. , únor 2007, roč. 186, čís. 2 [cit. 2011-12-23], s. 331–341. Dostupné online. ISSN 0019-1035. DOI:0.1016/j.icarus.2006.10.002. Bibcode: 2007Icar..186..331L.  (anglicky) 
  12. a b Emel’yanenko, V. V.(2008)."Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits". Astronomy Letters34: 271–279. doi:10.1134/S1063773708040075. Bibcode2008AstL...34..271E. (subscription required)
  13. BROWN, Michael. How many dwarf planets are there in the outer solar system? [online]. California Institute of Technology, rev. 2011-12-20, [cit. 2011-12-20]. Dostupné online. (anglicky) 
  14. W.M. Grundy, K.S. Noll and D.C. Stephens(July 2005)."Diverse albedos of small trans-Neptunian objects". Icarus176(1): 184–191. Elsevier. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.007. Bibcode2005Icar..176..184G.  (arxiv.org)
  15. a b E. L. Schaller and M. E. Brown(2007)."Volatile loss and retention on Kuiper belt objects". Astrophysical Journal659: I.61–I.64. doi:10.1086/516709. Bibcode2007ApJ...659L..61S.  (PDF)
  16. R. L. Allen, B. Gladman(2006)."Discovery of a low-eccentricity, high-inclination Kuiper Belt object at 58 AU". The Astrophysical Journal640.  Discovery paper. Preprint
  17. a b c d List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects [online]. [cit. 2011-07-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  18. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112 [online]. SwRI (Space Science Department), 2007-11-08, [cit. 2008-07-17]. Dostupné online. (anglicky) 
  19. BUIE, Marc W.. Orbit Fit and Astrometric record for 145480 [online]. Southwest Research Institute, [cit. 2011-12-23]. Dostupné online. (anglicky) 
  20. ELLIOT, J. L.; KERN, S. D.; CLANCY, K. B., et al. 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 [PDF]. , 2 2005, roč. 129, čís. 2 [cit. 2011-12-18], s. 1117–1162. Dostupné online. ISSN 0004-6256. DOI:10.1086/427395. Bibcode: 2005AJ....129.1117E.  (anglicky) 
  21. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 03UY291 [online]. SwRI (Space Science Department), 2005-12-02, [cit. 2009-01-22]. Dostupné online. (anglicky) 
  22. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 82075 [online]. SwRI (Space Science Department), 2004-04-16, [cit. 2008-07-18]. Dostupné online. (anglicky) 
  23. BUIE, Marc W.. Orbit Fit and Astrometric record for 48639 [online]. Southwest Research Institute, [cit. 2011-12-23]. Dostupné online. (anglicky) 
  24. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 10KZ39 [online]. SwRI (Space Science Department), 2010-06-16 using 19 of 19 observations over 0.98 years (356 days), [cit. 2011-08-18]. Dostupné online. (anglicky) 
  25. 2010 KZ39 [online]. IAU Minor Planet Center, [cit. 2011-08-18]. Dostupné online. (anglicky) 
  26. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 03QK91 [online]. SwRI (Space Science Department), 2008-06-07, [cit. 2009-01-27]. Dostupné online. (anglicky) 
  27. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 03FZ129 [online]. SwRI (Space Science Department), 2005-07-10, [cit. 2009-01-27]. Dostupné online. (anglicky) 
  28. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 134210 [online]. SwRI (Space Science Department), 2006-07-30, [cit. 2009-01-24]. Dostupné online. (anglicky) 
  29. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 06QH181 [online]. SwRI (Space Science Department), 2008-03-05, [cit. 2008-07-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  30. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 120132 [online]. SwRI (Space Science Department), 2006-04-02, [cit. 2009-01-22]. Dostupné online. (anglicky) 
  31. Marc W. Buie. Orbit Fit and Astrometric record for 06HX122 [online]. SwRI (Space Science Department), 2007-07-16, [cit. 2009-01-23]. Dostupné online. (anglicky) 
  32. MPEC 2008-K28 : 2006 HX122 [online]. Minor Planet Center, 2008-05-23, [cit. 2011-07-05]. Dostupné online. (anglicky)