Razpr?eni disk je oddaljeno podro?je Son?evega sistema , kjer se nahaja zelo malo asteroidov . Izraz Razpr?eni disk sta uvedla Duncan in Levison v letu 1977 po odkritju telesa 1996 TL ₆₆ ^[1]

Podro?je razpr?enega diska [ uredi | uredi kodo ]

Telesa, ki se nahajajo na tem podro?ju, spadajo v ?ir?o skupino ?ezneptunskih teles . Notranji del razpr?enega diska se pokriva s Kuiperjevim pasom , sega pa od 35 do okoli 1000 a. e. Telesa v njem imajo zelo velik naklon tirnice (tudi do 55°), tako da se nekatera gibljejo celo pravokotno na ekliptiko . Pluton je na oddaljenosti okoli 32 a. e. od Sonca. V podro?ju pod 35 a. e. ni teles razpr?enega diska. Na tem podro?ju je vpliv Neptuna prevelik, da bi tukaj lahko obstojalo ve?je ?tevilo nebesnih teles. Njihova porazdelitev je precej sferi?na, porazdelitev teles v Kuiperjevem pasu pa je bolj plo??ata (kro?enje v bli?ini ravnine ekliptike). Telesa razpr?enega diska so tako dale? od Sonca, da imajo temperature na povr?ini med 30 in 55 K . ^[2]

Nastanek [ uredi | uredi kodo ]

Nastanek razpr?enega diska ni popolnoma jasen. Nekatere teorije pravijo, da je nastal zaradi razpr?itve Kuiperjevega pasu, ki je nastala zaradi te?nostnih vplivov zunanjih planetov (predvsem Neptuna ). Ti vplivi so telesom dali tirnice z ve?jimi izsrednostmi in ve?jimi nakloni tira . Kuiperjev pas je precej splo??en, razpr?eni disk pa je bolj okrogle oblike, saj nekatera telesa kro?ijo po tirnicah, ki so tudi pravokotne na ekliptiko. Simulacije ka?ejo, da so tirnice razpr?enega diska nestabilne. Telesa iz tega podro?ja se pogosto izvr?ejo v bolj oddaljena podro?ja, na primer v hipoteti?ni Oortov oblak .

Mo?no je tudi, da so kentavri pri?li iz razpr?enega diska. Telesa niso bila izvr?ena navzven (v Oortov oblak), ampak navznoter (v smeri Sonca). Ta telesa lahko imenujemo doneptunska telesa . Sredi??e za male planete (MPC) objavlja preglede kentavrov in teles razpr?enega diska skupaj ^[3] . ?eprav so Sedno opredelili kot telo razpr?enega diska, njen odkritelj Michael E. Brown predlaga, da bi jo imeli za telo notranjega roba Oortovega oblaka . ?e to velja, potem bi lahko zaradi pomanjkanja vpliva zunanjih planetov, nekatera telesa izvzeli iz skupine teles razpr?enega diska. Tako bi zunanja meja bila nekje med Sedno in Erido. ?e je Sedna zunaj razpr?enega diska, ni edina. Pred Sedno so ?e odkrili 2000 CR ₁₀₅ , ki bi tudi lahko bila na notranjem robu Oortovega oblaka. Tak?na telesa bi lahko imeli za odcepljena , ker niso nastala zaradi te?nostnih sil Neptuna. Obstoja pa tudi hipoteza, po kateri bi tak?na telesa nastala med sre?anjem Sonca z neko zvezdo ^[4] ali z nekim drugim telesom velikosti planeta ^[5] .

Porazdelitev teles razpr?enega diska [ uredi | uredi kodo ]

Prvo telo iz razpr?enega diska je bilo opa?eno leta 1996 na Observatoriju Mauna Kea . To je bilo telo z za?asnim imenom (15874)TL ₆₆ . Prvo telo, ki so ga ozna?ili kot telo razpr?enega diska je bilo (48639) TL ₈ . Odkrili so ga s pomo?jo sonde Spacewatch .

Na diagramu na desni strani so prikazane tirnice vseh znanih teles iz razpr?enega diska do razdalje 100 a. e. Na diagramu so tudi telesa iz Kuiperjevega pasu (sivo), resonan?na telesa (zeleno). Izsrednost je prikazana z daljicami skozi telo (od perihelija do apohelija ). Na vertikalni osi so prikazani nakloni tirnice (i).

Tirnice teles razpr?enega diska imajo izsrednosti s srednjimi pa vse do velikih vrednosti. Nikoli ne pridejo bli?e kot do razdalje 35 a. e., kar je zna?ilnost teles razpr?enega diska.

Zna?ilnosti nekaterih teles [ uredi | uredi kodo ]

Telesa v razpr?enem disku imajo izredno velike izsrednosti in naklone tirnic.

• 1999 TD ₁₀ ima izsrednost celo okoli 0,9. Zaradi tega ima prison?je blizu tirnice Saturna . Lahko bi ga ?teli celo med kentavre .
• 2002 XU ₉₃ je telo z najve?jim naklonom tirnice.
• 2004 XR ₁₉₀ ima skoraj kro?no tirnico in je zaradi tega nekaj posebnega.

Resonan?na telesa (na sliki so zelena) ne pripadajo razpr?enemu disku. Mnogo teles bi lahko bilo v ?ibkih vi?jih resonancah (6:11, 4:9, 3:7, 5:12, 3:8, 2:7, 1:4)

Primerjava razpr?enih teles s klasi?nimi telesi (kubevani) [ uredi | uredi kodo ]

Na desni strani je diagram v katerem se primerjajo izsrednosti in nakloni tirnic za telesa razpr?enega diska in kubevanov (klasi?na telesa). Ta primerjava je prikazana v dveh manj?ih diagramih, ki sta sestavna dela celotnega diagrama. Na vertikalni osi je v obeh primerih prikazan naklon tirnice (i) v stopinjah, na horizontalni osi pa je izsrednost (e). Podro?je diagrama je tako razdeljeno na manj?e kvadratke. Vsak kvadratek pokriva dolo?en obseg izsrednosti in naklona. Tirnice, ki so skoraj kro?nice (e< 0,05), so na diagramu v prvem stolpcu, tirnice, ki pripadajo najmanj?im naklonom (i < 5%) so v spodnji vrstici. Kvadrat v spodnjem levem kotu predstavlja skoraj kro?ne tirnice z majhnim naklonom. Relativno ?tevilo teles je podano z barvo (manj?e ?tevilo ? zeleno, ve?je ?tevilo ? rjavo). Sivi kvadrati predstavljajo posamezna telesa. Iz obeh diagramov vidimo, da se kubevani in telesa razpr?enega diska zelo razlikujejo. Ve? kot 30% vseh kubevanov ima nizek naklon tirnice, imajo skoraj kro?no tirnico in izsrednost okoli 0,25. Telesa razpr?enega diska imajo srednje izsrednosti med 0,25 in 0,55. Nekaj ve? jih je v obmo?ju od 0,25 do 0,35 in naklonom tira od 15 do 20° ter pri izsrednosti 0,5 do 0,55 in naklonu pod 10°. Ne poznamo teles razpr?enega diska z izsrednostjo pod 0,3 (razen 2004 XR ₁₉₀ ). Lahko re?emo, da je izsrednost tista lastnost, ki lo?i telesa razpr?enega diska od drugih.

Tirnice teles razpr?enega diska [ uredi | uredi kodo ]

Na diagramu na levi strani je prikazan pogled na tirnice teles razpr?enega diska ^[6] iz dveh smeri. Zgornji pogled je polarni pogled, spodnji pa eklipti?ni pogled. V obeh pogledih so tirnice poravnane v skupno izhodi??e, da je la?ja primerjava. Tirnice teles razpr?enega diska so ?rne barve, resona?nih teles (resonance 2:5) zelene in klasi?nih teles (kubevanov) so modre. Telesa, ki jih do sedaj ?e niso uvrstili nikamor, so ozna?ena s sivo barvo. To so telesa iz podro?ja med 50 in 100 a. e., njhove tirnice so ?e tako nedolo?ene, da jih ni bilo mogo?e uvrstiti v neko skupino. Moder krog na polarnem pogledu vsebuje veliko ?tevilo tirnic klasi?nih teles. Minimalni perihelij je zarisan z rde?o kro?nico. Eklipti?ni pogled je pripravljen z enakimi barvami. Kot ka?e diagram, je zelo te?ko lo?iti med klasi?nimi telesi in telesi razpr?enega diska.

Raz?irjeni razpr?eni disk [ uredi | uredi kodo ]

Po odkritju 2000 CR ₁₀₅ in 2004 CR ₁₁₂ s perihelijema , ki sta predale? od Neptuna, da bi lahko nanju vplival, je postala zanimiva ideja, da obstoja raz?irjeni razpr?eni disk ^[7] ). ?e prej so tak?na telesa ozna?evali kot odcepljena telesa. Predlaga se tudi, da bi lo?ili med bli?njimi razpr?enimi telesi in telesi raz?irjenega razpr?enega diska z uporabo Tisserandovega parametra z vrednostjo 3 ^[8]

Opombe in sklici [ uredi | uredi kodo ]

Zunanje povezave [ uredi | uredi kodo ]

• Seznam teles v razpr?enem disku (angle?ko)