産卵圓盤

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가장 큰 産卵圓盤 天體인 에리스 와 에리스의 衛星 디스노미아 .
遠距離 小行星體 의 種類
‡  海王星 바깥 矮行星 은
" 冥王星型 天體 "로 불린다.

産卵圓盤 [1] ( 散 亂 圓 盤 , scattered disc 또는 scattered disk )은 얼음質 太陽系 小天體 로 이루어진 太陽系 의 별周圍圓盤 으로, 産卵圓盤 天體( scattered-disc object, SDO )는 海王星 바깥 天體 로 分類되며, 近日點 距離가 30 AU 以上이며, 軌道 離心率 이나 警査 가 各各 0.8, 40° 程度로 큰 境遇도 있다. 이러한 極端的인 軌道는 목成形 行星 의 攝動 으로 인하여 天體들이 " 産卵 되어" 形成된 것으로 여겨진다.

가까운 産卵圓盤 天體의 近日點은 30 ~ 35 AU지만, 遠日點은 100 AU 以上이 될 수도 있어, 太陽系 天體 中 가장 멀고 차가운 便에 屬한다. [2] 産卵圓盤의 안쪽 境界는 흔히 카이퍼臺 라고 부르는 도넛 模樣 地域과 겹치며, [3] 바깥쪽 境界는 카이퍼代보다 黃道面 위아래로 더 퍼져 있다. [a]

産卵圓盤의 力學的 不安定性을 根據로, 現在 天文學界는 産卵圓盤과 센타우루스群 을 週期 彗星 大部分의 起源으로, 목成形 行星의 攝動이 累積되어 이 地域의 天體가 太陽 쪽으로 움직여 週期 彗星이 된다고 여겨지고 있다. [5] 오르트 구름 에 屬한다고 推定되는 天體 多數는 産卵圓盤 起源으로 推定된다. 分離天體 또한 産卵圓盤 天體와 嚴格한 區分 基準이 있지 않으며, 90377 세드나 같은 天體도 境遇에 따라서는 産卵圓盤으로 보는 境遇가 있다.

發見 [ 編輯 ]

傳統的으로 天體를 찾기 爲해서는 寫眞 필름 을 利用해 寫眞을 撮影한 다음 반짝 非矯正 으로 背景별에 對해 움직이는 點을 찾는 方法이 使用되었다. 1980年代에는 望遠鏡에 電荷結合素子 (CCD)를 使用한 境遇가 많아짐에 따라, 寫眞을 디지털化 하여 디지털 이미지 로 變換하는 것이 可能해졌는데, 寫眞 필름이 들어오는 빛을 10%假量 吸收하는 데 비해 CCD는 90%假量 吸收하여 感度가 좋아졌고, 움직이는 點을 찾는 作業이 컴퓨터에서 便히 이루어질 수 있게 되어, 天體 探索의 效率이 急增하여 새 天體 發見 數가 急激히 늘어났다. 1992 ~ 2006年 사이에 海王星 바깥 天體 千 個 以上이 發見되었다. [6]

産卵圓盤 天體로서 發見된 天體는 1996 TL 66 로, [7] [8] 1996年 發見되었다. 1999年 세 天體, 1999 CV 118 , 1999 CY 118 , 1999 CF 119 가 追加로 發見되었다. [9] 産卵圓盤 天體로 分類된 天體 中 가장 먼저 發見된 天體는 1995 TL 8 로, 1995年 Spacewatch 에서 發見하였다. [10]

2011年 現在 産卵圓盤 天體는 200個가 넘으며, [11] 代表的으로는 그쿤홈디마 , [12] 2002 TC 302 , 에리스 , [13] 세드나 [14] 2004 VN 112 가 있다. [15] 카이퍼代와 産卵圓盤에 屬한 天體는 理論的으로 비슷할 것으로 豫測되나, 産卵圓盤이 더 멀리 있기 때문에 觀測된 수가 카이퍼臺에 비해 훨씬 적다. [16]

海王星 바깥 天體의 下位 分類 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 海王星 바깥 天體 입니다.
産卵圓盤 天體를 軌道 離心率과 警査에 對해 古典的 카이퍼臺 天體 및 5:2 公明 카이퍼臺 天體와 比較한 그림.

海王星 바깥 天體는 크게 카이퍼代와 産卵圓盤으로 나눈다. [17] 세 番째 分類인 오르트 구름 은 理論上 提起되긴 하였지만 直接 觀測은 이루어진 적이 없다. [3] 硏究者 一部는 産卵圓盤과 오르트 구름 內部의 過渡期的 分類로 分離天體 를 使用한다. [18]

카이퍼代와의 比較 [ 編輯 ]

<nowiki />  카이퍼臺 文書를 參考하십시오.

카이퍼臺는 30 ~ 50 AU 支店의, 比較的 두꺼운 토러스 ("도넛") 模樣 領域으로, [19] 所屬된 天體는 크게 海王星이 影響을 미치지 않는 古典的 카이퍼臺 天體 (큐悲願族)와 海王星과 軌道 公明 이 일어나는 公明 카이퍼臺 天體 로 나눈다. 特히, 2:3 共鳴이 일어나는 天體는 가장 큰 天體인 冥王星 을 따 冥王星族 이라 부른다.

카이퍼代와 달리 産卵圓盤은 海王星에 依한 攝動 이 일어난다. [20] 産卵圓盤 天體는 近日點 附近(~30 AU)에서 海王星의 影響을 받지만 遠日點은 이보다 몇 倍 떨어져 있어, [18] 現在 進行 中인 硏究에 따르면 [21] 木星과 海王星 사이 小行星체인 센타우루스群 이 單純히 海王星의 影響으로 散亂圓盤 天體가 海王星 안쪽으로 옮겨간 것으로 보인다. [22] 1999 TD 10 처럼 둘 사이에 걸쳐 있는 天體도 있다. [23]

公式的으로 海王星 바깥 天體를 記錄하는 小行星體 센터 는 센타우루스軍과 産卵圓盤 天體를 함께 記錄하고 있는데, [11] 카이퍼代와 産卵圓盤 間 軌道의 安定性을 基準으로 嚴格하게 카이퍼代와 産卵圓盤을 區分하고 있다. [11] 하지만 카이퍼代와 産卵圓盤 사이의 境界는 嚴格하지 않으며, 天文學者 多數는 産卵圓盤을 카이퍼代의 바깥 部分으로 보기도 한다. 이 觀點에서는 産卵圓盤 天體를 産卵 카이퍼臺 天體( scattered Kuiper-belt object, SKBO )로 稱한다. [24]

모비델리와 브라운은 카이퍼代와 産卵圓盤 天體 사이의 差異를, 産卵圓盤 天體는 "海王星과의 接近으로 인해 軌道 긴半지름이 變化하는" 天體로 보았는데, [17] 이 觀點은 天體가 海王星과 軌道 共鳴으로 잡혀 있더라도 産卵이 되었다가 아니었다가 하는, "왔다 갔다 하는" 時期가 있어 天體가 카이퍼代와 産卵圓盤을 넘나들 수 있기 때문으로, 太陽系의 나이가 오래 될수록 不適切해지는 短點이 있다. [17] 이에 모비델리와 브라운은 個別的인 天體 代身 領域으로서 카이퍼代와 産卵圓盤을 定義했는데, 産卵圓盤을 海王星의 힐 卷 內部로 進入하는 天體가 닿을 수 있는 地域으로, 카이퍼臺를 軌道 긴半지름이 30 AU 以上인 天體가 存在하는 地域으로 定義했다. [17]

分離天體 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 分離天體 입니다.
<nowiki />  세드나족 文書를 參考하십시오.

小行星體 센터에서는 90377 세드나 를 産卵圓盤 天體로 分類하는데, 發見者 마이클 E. 브라운 은 近日點 距離가 76 AU나 되는 만큼 機體 行星의 重力적 影響을 받지 못하므로, 産卵圓盤보다는 內部 오르트 구름 天體로 分類하자고 主張하였다. [25] 이 主張에 따르면, 近日點이 40 AU 以上이면 産卵圓盤 바깥의 天體로 볼 수 있다. [26]

세드나 以外에 (148209) 2000 CR 105 나 2004 VN 112 도 海王星 의 影響을 받기에 너무 멀리 있기 때문에, 論議를 통해 새 小行星體 部類인 擴張 産卵圓盤 天體( E-SDO )가 생겨났다. [27] (148209) 2000 CR 105 는 內部 오르트 구름 天體나, 産卵圓盤과 內部 오르트 구름의 境界에 있는 天體로 여기기도 한다. 最近에는 이러한 天體를 太陽系 안쪽과 "分離"되었다는 뜻에서 分離天體나, [28] 遠距離 分離天體( DDO )로 부르기도 한다. [29]

産卵圓盤과 分離天體 地域 사이의 境界는 明確히 定해지지 않았다. [26] 一部에서는 産卵圓盤 天體를 "離心率이 크고, 近日點이 海王星 바깥이며, 軌道 긴半지름이 1:2 軌道 公明 支店보다 바깥"으로 定義하는데, 이에 따르면 모든 分離天體는 産卵圓盤 天體가 된다. [18] 分離天體의 軌道는 海王星의 影響으로 만들어진 것이 아니므로, 다른 可能性이 提起되고 있는데, 代表的으로는 지나가는 별의 影響이라는 說이나 [30] [31] 바깥쪽의 行星 크기 天體 의 影響이라는 說이 있으며, [29] 옆을 지나가던 별에서 捕獲된 것이라는 理論도 있다. [32]

2005年 深遠黃道探査 에서는 産卵 近方 天體(一般的인 産卵圓盤 天體)와 産卵 擴張 天體(分離天體)라는 用語를 提案하였는데, [33] 具體的으로 産卵 近方 天體는 共鳴이 없고, 行星 軌道를 橫斷하지 않으며, 海王星에 對한 티稅랑 變數 가 3 以下인 天體로 定義하였다. [33] 反對로, 産卵 擴張 天體는 티稅랑 變數가 3 以上이고, 平均 軌道 離心率이 0.2 以上인 天體로 定義하였다. [33]

2007年 브레트 글래드맨과 브라이언 魔스덴이 提案한 分類 方法에서는 티稅랑 變數 代身 1000萬 年 間 일어나는 軌道 統合을 基準으로 하였다. [34] 天體는 共鳴이 일어나지 않고, 軌道 긴半지름이 2000 AU 以下이며, 軌道 統合이 일어나는 途中 긴半지름이 1.5 AU 以上 移動하면 産卵圓盤 天體로 分類한다. [34] 産卵圓盤이라는 用語 또한 "散亂하는 圓盤의 天體"( scattering disk object )로, 現在 進行形임을 强調하였다. [34] 萬若 위의 正義에 따라 天體가 産卵圓盤에 屬하지 않지만 離心率이 0.240 以上이면 分離 海王星 바깥 天體( detached TNO )로, 離心率이 그 아래이면 古典的 카이퍼臺 天體 로 定義한다. [34] 이 定義에 따르면 産卵圓盤은 2000 AU까지 이어지며, 그 以後부터는 內部 오르트 구름에 屬한다.

軌道 [ 編輯 ]

가로軸을 軌道 긴半지름, 세로軸을 軌道 傾斜로 하여 나타낸 海王星 바깥 天體의 分布. 産卵圓盤 天體는 灰色, 海王星과 共鳴이 일어나는 天體는 빨간色, 古典的 카이퍼臺 天體는 파란色, 세드나족은 노란色으로 나타나 있다.

産卵圓盤은 疫學的으로 매우 活潑한 地域이다. [16] 産卵圓盤 天體는 아직 海王星의 攝動을 받을 수 있기 때문에, 바깥쪽으로 보내져 오르트 구름으로 가거나 안쪽으로 끌어당겨져 센타우루스郡이나 木星族 彗星이 될 수 있다. [16] 이것이 一部에서 産卵圓盤을 "散亂하는 圓盤"으로 부르는 까닭이다. [34] 카이퍼臺 天體와 달리 産卵圓盤 天體의 軌道는 黃道面 에서 40°까지 떨어져 있기도 하다. [35]

産卵圓盤 天體는 通常 軌道 긴半지름 이 50 AU 以上이고 軌道 傾斜와 離心率이 높으며 近日點이 海王星의 影響을 받을 만큼 낮은 天體로 分類한다. [36] 海王星이 影響을 끼칠 수 있는 範圍는 通商 30 AU까지로 본다. [9]

古典的 카이퍼臺 天體 (큐悲願族)는 産卵圓盤 天體와 많은 差異가 난다. 큐비원족의 30%假量은 軌道 傾斜가 거의 0인 圓 軌道를 돌며, 離心率度 0.25街 平均이다. [37] 큐비원족의 離心率 分布는 0.2 ~ 0.8이다. 産卵圓盤 天體의 軌道 警査는 極端的인 카이퍼臺 天體와 비슷하지만, 카이퍼臺 天體처럼 黃道面에 軌道가 가깝지는 않다. [16]

産卵圓盤 天體의 移動 方向은 無作爲이지만, 일정한 方向性은 가지고 있어, 海王星과 臨時로 共鳴을 이루기도 한다. 産卵圓盤 天體가 이룰 수 있는 公明으로는 1:3, 2:7, 3:11, 5:22, 4:79 等이 있다. [18]

形成 [ 編輯 ]

<nowiki />  太陽系의 形成과 進化 , 니스 模型 및 行星 移動 文書를 參考하십시오.
外行星과 微行星代를 보여주는 시뮬레이션으로, a) 木星과 土星이 2:1 共鳴에 이르기 前의 設定, b) 海王星(짙은 파랑)과 天王星(옅은 파랑)의 軌道 移動 以後 내太陽系에서의 미행성 産卵, c) 行星에 依한 微行星의 放出 以後를 보여주고 있다.

産卵圓盤의 形成 過程은 아직 不明이며, 카이퍼代의 形成 理論 中 어떠한 것도 現在 産卵圓盤의 모습을 제대로 說明하지 못한다. [17]

現代 理論에서는 카이퍼臺 天體가 海王星 과 다른 목成形 行星 과 重力적 相互作用을 겪으며 軌道 離心率 과 警査 가 더 큰 軌道로 "産卵"되며 形成되었다고 본다. [38] 散亂이 일어나는 期間은 不確實한데, 一部에서는 太陽系의 나이와 같다고 보며, [39] 또 一部에서는 海王星이 初期에 移動 한 期間에 빠르게 일어났다고 본다. [40]

太陽系의 持續的인 形成을 다루는 模型에서는 5:7이나 8:1 等 弱한 共鳴이나, 强한 公明 地域 可變附議 天體는 數百萬 年 程度 時間이 흐르면 軌道가 不安定해진다는 結果가 産出되었는데, 카이퍼臺 天體가 목成形 行星의 影響이나 衝突 等으로 不安定한 軌道에 들어가면 옆 軌道로 퍼져, 漸進的으로 産卵圓盤이 形成된다. [18] 컴퓨터 模型에서는 産卵圓盤이 더 急激하게 形成되는 方法으로, 天王星이나 海王星의 現在 位置에는 物質이 너무 적기 때문에 두 行星이 土星 안쪽에서 形成된 다음 바깥쪽으로 움직였다면, 行星과 小行星體 間 角運動量 交換이 일어났을 可能性을 提起하였다. [41] 木星과 土星이 2:1 軌道 共鳴이 일어나게 되면 그 影響으로 海王星이 遠視 카이퍼臺 속으로 進入해, [40] 海王星이 움직임에 따라 小行星體 多數가 離心率과 警査가 더 큰 軌道로 튕겨나가게 되었다는 것이다. [38] [42] 이 模型에서는 産卵圓盤의 天體 90%假量이 海王星이 移動하던 時期 軌道 共鳴으로 現在의 離心率이 큰 軌道로 옮겨갔을 것으로, 豫想보다 産卵圓盤이 덜 散亂되어 있을 可能性을 提起하고 있다. [41]

構成 [ 編輯 ]

冥王星과 에리스의 赤外線 스펙트럼으로, 共通的으로 메테人 吸收線이 있다.

産卵圓盤 天體는 다른 海王星 바깥 天體처럼 密度가 낮고 大部分 물이나 메테人 等 揮發性 物質이 얼어붙은 形態로 이루어져 있다. [43] 카이퍼代와 産卵圓盤 天體를 分光 分析恨 結果 서로 構成 成分이 類似함이 밝혀졌다. 例를 들어, 冥王星과 에리스는 모두 메테人 吸收線이 나타난다. [44]

처음 天文學界에서는 海王星 바깥 天體는 모두 같은 地域에서 形成되어 비슷한 物理的 進化를 거치리라 豫想하였다. 따라서, 表面의 메테人이 톨린 으로 變質되어 파란빛을 吸收하는 過程이 同一하게 일어나 表面이 모두 비슷하게 빨간色일 것으로 豫想하였다. 하지만, 古典的 카이퍼臺 天體 多數는 빨간빛을 보이나, 産卵圓盤 天體는 灰色이나 하얀色을 띈다. [43]

色 差異를 說明하기 위해 提起된 假說로는, 衝突에 依해 表面 밑의 하얀色 層이 露出된다는 것과, 地球型과 목成形 行星에서 보이는 差異처럼 太陽과 距離가 달라 構成 成分이 달라진다는 것이 있다. [43] 에리스의 發見者인 마이클 E. 브라운 은 에리스의 色이 더 옅은 理由는 에리스와 太陽 사이의 距離가 멀어 메테人 大氣가 얼어붙어 表面에 깔려, 밝은 얼음層이 形成되기 때문이라는 설을 提起하며, 冥王星은 溫度가 높아 메테人이 더 차가운 地域에서만 얼어 反射率 이 높은 地形을 만들고, 메테人이 얼지 못하는 地域은 反射率이 낮은 톨린 地域이 된다고 하였다. [44]

彗星 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 短週期 彗星 입니다.
목성족 彗星 人 템펠 1 彗星 .

當初 黃道面과 軌道面이 거의 一致하는 彗星의 發祥地를 카이퍼臺로 推定했지만, 1992年 以後 本格的인 硏究가 進行됨에 따라 카이퍼臺 天體의 軌道는 彗星이 생기기에 너무 安定되어 있어, 軌道가 不安定한 産卵圓盤에서 由來할 것으로 推定이 바뀌었다. [45]

彗星은 크게 短週期와 장주기 彗星으로 나누는데, 장주기 彗星은 오르트 구름에서 오는 것으로 여겨진다. 短週期 彗星은 목성족 彗星 과 핼리型 彗星 으로 나누는데, [16] 핼리型 彗星은 핼리 彗星 처럼 오르트 구름 起源이나 목成形 行星의 攝動으로 軌道가 太陽系 안쪽으로 들어온 境遇이며, [46] 목성족 彗星의 起源은 産卵圓盤으로 여겨지며, [20] 센타우루스群 은 産卵圓盤과 목성족 彗星 사이 段階로 推定된다. [21]

목성족 彗星이 産卵圓盤에서 由來했을 것이라 推定되는 것과 相反되게, 産卵圓盤 天體와 목성족 彗星 間에는 많은 差異가 있다. 또한 센타우루스軍도 色이 붉거나 灰色質로 産卵圓盤 天體와 類似하지만, 彗星 核은 더 푸른빛을 띄어, 둘 사이에 化學的 造成 差異가 있음을 보이고 있다. [46] 이를 說明하기 위해 天體가 太陽에 接近하며 새 物質로 表面이 덮인다는 假說이 提起되어 있다. [46]

같이 보기 [ 編輯 ]

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各州 [ 編輯 ]

內容主
  1. ↑ 文獻에 따라 "産卵圓盤"과 "카이퍼臺"라는 用語가 一貫的으로 使用되지 않는다. 一部에서는 서로 完全히 다른 分類로 보지만, 한便에서는 産卵圓盤을 카이퍼代의 一部로 본다. 一部 文獻에서는 같은 作品 속에서 두 用例가 섞여 使用되기도 한다. [4]
參照週
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