Преглед на кодот на Расеан Диск

Немате дозвола за уредување на оваа страница, од следнава причина:
Вашата IP-адреса се наоѓа во опсег блокиран на сите Викимедиини викија.
Блокот го зададе ‪EPIC‬. Наведената причина гласи Open proxy/Webhost: See the help page if you are affected.
Почнува: 09:48, 2 јули 2024
Истекува: 09:48, 2 јули 2025
Вашата тековна IP-адреса е 206.189.44.186. Блокираниот опсег е 206.189.32.0/20.
Вклучете ги сите горенаведени поединости кога се обраќате. Ако сметате дека сте блокирани по грешка, дополнителни информации и напатствија ќе најдете во глобалното правило Без отворени застапници.
Во спротивно, за да поразговарате за блокот, поднесете барање за разгледување на Мета. Можете и да пишете во VRT-редицата на надзорниците на stewards@wikimedia.org, притоа вклучувајќи ги сите гореспоменати поединости.
Можете да го погледнете и копирате кодот на оваа страница.
[[File:Eris and dysnomia2.jpg|thumb|300px|[[Ерида (џуџеста планета)|Ерида]], најголемото познато тело во Расеаниот Диск (центар), и нејзината месечина [[Дисномија (месечина)|Дисномија]] (лево од телото)]]
{{Далечни мали тела}}

'''Расеан Диск''' — далечен [[околуѕвезден диск]] во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]] не толку густо исполнет со замрзнати [[мало тело во Сончевиот Систем|мали тела во Сончевиот Систем]], кои се всушност подгрупа на сеопфатното семејство на [[заднептунец|заднептунци]]. Телата од Расеаниот Диск (ТРД) поседуваат [[орбитално занесување|орбитални занесувања]] кои се движат од 0,8, и [[наклон]]и сè до 40° и [[перихел]]и поголеми од {{convert|30|AU|km mi|lk=in}}. Овие крајности во орбитите се верува дека се должат на гравитациското  „расејување“ од страна на [[гасовит џин|гасовитите џинови]], и овие тела и понатамошно се под влијание на [[растројување (астрономија)|растројувањата]] предизивкани од страна на [[Нептун]].

Иако најблиските тела од Расеаниот Диск му се приближуваат на Сонцето на околу 30–35&nbsp;ае, нивните орбити може да се протегаат и подалеку од 100&nbsp;ае. Ова пак значи дека телата од Расеаниот Диск се меѓу најладните и најдалечните тела во Сончевиот Систем.<ref>Maggie Masetti. (2007). ''[http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cosmic/solar_system_info.html Cosmic Distance Scales&nbsp;– The Solar System]''. Website of NASA's High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. Retrieved 2008 07-12.</ref> Највнатрешниот дел од Расеаниот Диск се преклопува со [[тороид]]но обликуваната област на орбитални тела кои традиционално се наречени [[Кајперов Појас]],<ref name="Morbidelli2008" /> но надворешните граници се протегаат многу подалеку од Сонцето над и под [[еклиптика]]та на Кајперовиот Појас.{{efn|The literature is inconsistent in the use of the phrases "scattered disc" and "Kuiper belt". For some, they are distinct populations; for others, the scattered disc is part of the Kuiper belt. Authors may even switch between these two uses in a single publication.<ref>McFadden, Weissman, & Johnson (2007). ''Encyclopedia of the Solar System'', footnote p. 584</ref> In this article, the scattered disc will be considered a separate population from the Kuiper belt.}}

Поради нестабилната природа, строномите денес гледаат на Расеа��иот Диск како место напотекло на повеќето [[список на периодични комети|периодични комети]] во Сончевиот Систем, каде [[Кентаур (астероид)|Кентаурите]], групација на смрзнати тела меѓу Јупитер и Нептун, кои се всушност посредната фаза во преместувањето на телата од Расеаниот Диск во внатрешниот Сончев Систем.<ref name="Horner2004a">{{Наведено списание |last=Horner |first= J. |author2=Evans, N. W.|author3=Bailey, Mark E. |title=Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics |date=2004 |arxiv=astro-ph/0407400 |bibcode=2004MNRAS.354..798H |volume=354 |pages=798 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x |issue=3 }}</ref> Непосредно, растројувањата од џиновските планети ги насочуваат овие тела кон Сонцето, со што постануваат краткопериодични комети. Многу тела од [[Ортов Облак|Ортовиот Облак]] се верува дека имаат потекло од Расеаниот Диск. [[Овдвоено тело|Одвоените тела]] не може непосредно да се разликуваат од телата во разеаниот диск, и некои од нив како [[90377 Седна|Седна]] понекогаш се сметаат како дел од оваа групација.

== Откривање ==
{{Поврзано|Кајперов Појас#историја|l1=Историја на Кајперовиот Појас}}

Традиционално, направите како [[споредувачки трепкач|споредувачките трепкачи]] се користеле во астрономијата за да се забележат телата во Сончевиот Систем, бидејќи овие тела ќе се придвижуваат меѓу две експозиции, што пак вклучувало и потреба од подолги временски периоди за експозиција и развивање на [[фотографски филм|фотографски филмови или плочи]], а подоцна луѓето користеле споредувачки трепкач рачно да ги забележат овие тела. Во текот на 1980-ите, употребата на [[уред со набојна врска|УНВ]]-камери и [[телескоп]]и овозможиле директно да се добијат електронски слики кои веднаш можеле да се [[дигитализација|дигитализираат]] и претворат во [[дигитална снимка|дигитални слики]]. Бидејќи дека УНВ зафаќале повеќе светлина од филмовите (околу 90% наспроти 10% од упадната светлина) и трепкањето можело сега да се направи од прилагодлив сметачки екран, и на овој начин прегледите обезбедувале повисока исходност. Како резултат на ова имало поплава од нови откритија: биле забележани преку илијада заднептунци во периодот меѓу 1992 и 2006 година.<ref>{{cite conference | first=Scott S. | last=Sheppard | title=Small Bodies in the Outer Solar System | booktitle=New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium 2005 | publisher=Astronomical Society of the Pacific | pages=3–14 | date=October 16–18, 2005 | location=Austin, Texas | url=http://www.ciw.edu/sheppard/pub/Sheppard06smallbodies.pdf | access-date=2008-08-14 | isbn=1-58381-220-2 | url-status=dead | archive-url=http://webarchive.loc.gov/all/20061012062457/http://www.ciw.edu/sheppard/pub/Sheppard06smallbodies.pdf | archive-date=2006-10-12 | df= }}</ref>

Првото тело од Расеаниот Диск (ТРД) потврдено како такво тело е {{мпв-|15874|1996 TL|66}},<ref>{{Наведено списание |first=Jane X. |last=Luu |first2=Brian G. |last2=Marsden |first3=David C. |last3=Jewitt |date=5 June 1997 |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/TL66_1996/TL66.pdf|title=A new dynamical class of object in the outer Solar System|journal=Nature|volume=387| doi=10.1038/42413|accessdate=2 август 2008|pages=573–575|archiveurl = https://web.archive.org/web/20070812095854/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/TL66_1996/TL66.pdf |archivedate = August 12, 2007|bibcode = 1997Natur.387..573L|issue=6633}}</ref><ref name="Davies1">{{Наведена книга |title=Beyond Pluto: Exploring the Outer Limits of the Solar System |publisher=Cambridge University Press |first=John Keith |last=Davies |date=2001 |url=https://archive.org/details/beyondplutoexplo00davi/page/111 |accessdate=2008-07-02 |isbn=978-0-521-80019-8 |page=[https://archive.org/details/beyondplutoexplo00davi/page/111 111] |url-access=registration }}</ref> првично забележано во 1996 година од страна на [[астрономија|астрономите]] сместени во [[Мауна Кеја]] на Хаваите. Биле забележани уште три од истиот преглед во 1999 година: {{мпв-|181867|1999 CV|118}}, {{мп|1999 CY|118}} и {{мп|1999 CF|119}}.<ref name="jewitt2000" /> Првото тело кое денес се класифицира како ТРД е {{мпв-|48639|1995 TL|8}}, забележано во 1995 година од страна на [[Спејсвач]].<ref>Schmadel, Lutz D. (2003); ''Dictionary of Minor Planet Names'' (5th rev. and enlarged ed. edition). Berlin: Springer. Page 925 (Appendix 10). Also see McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul & Johnson, Torrence (1999). ''Encyclopedia of the Solar System''. San Diego: Academic Press. Page 218.</ref>

Од 2011 година, препознаени се преку 200 ТРД,<ref name="MPC" /> меѓу кои се [[229762 Г'кун-хомдима|Г'кун-хомдима]] (забележано од Швамб, Браун и Рабиновиц),<ref>{{Наведено списание|title=2007 UK126|bibcode=2008MPEC....D...38S|last1=Schwamb|first1=M. E.|last2=Brown |first2=Michael E. |last3=Rabinowitz |first3=Davdi |last4=Marsden |first4=Brian G. |date=2008|pages=38|journal=Minor Planet Electronic Circ.|volume=2008-D38}}</ref> {{мпв-|84522|2002 TC|302}} ([[Близуземско астероидно следење|БЗАС]]), [[Ерида (џуџеста планета)|Ерида]] (Браун, Трухиљо и Рабиновиц),<ref>{{Наведена мрежна страница| author=Staff| date=2007-05-01| url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/NumberedMPs.html| title=Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets| publisher=Minor Planet Center| accessdate=2010-10-25 }}</ref> [[90377 Седна|Седна]] (Браун, Трухиљо и Рабиновиц)<ref>{{Наведена мрежна страница |title=Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (90001)-(95000) |publisher=Minor Planet Center |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/NumberedMPs090001.html |accessdate=2010-10-25}}</ref> и {{мпв|2004 VN|112}} ([[Длабок еклиптички преглед]]).<ref>{{Наведена мрежна страница |author=Marc W. Buie |date=2007-11-08 |title=Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112 |publisher=SwRI (Space Science Department) |url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/04VN112.html |access-date=2008-07-17 |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20100818145946/http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/04VN112.html |archive-date=2010-08-18 |df= }}</ref> Сепак бројот на тела во Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск се претпоставува дека е грубо еднаков, постои можност поради големите растојанија да се забележани далеку помалку ТРД до ден денес.<ref name="dynam">{{Наведена книга |title=Encyclopedia of the Solar System |chapter=Comet Populations and Cometary Dynamics |first=Harold F. |last=Levison |first2=Luke |last2=Donnes |publisher=Academic Press |date=2007 |editor-first1=Lucy Ann |editor-last1=Adams McFadden |editor-first2=Paul Robert |editor-last2=Weissman |editor-first3=Torrence V. |editor-last3=Johnson |edition=2 |location=Amsterdam; Boston |isbn=978-0-12-088589-3 |pages=[https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 575–588] |chapter-url=http://astropolis.pl/index.php?app=core |url-status=dead |df= |url=https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 }}</ref>

== Поделба на заднептунскиот простор ==
{{Главна|Заднептунец}}
[[File:TheKuiperBelt Projections 100AU Classical SDO mk.svg|thumb|210px|Орбиталното занесување и наклон на ТРД во споредба со класичните и и телата во Кајперовиот Појас во резонанса [[резонантен заднептунец|5:2]].]]

Познатите заднетунци честопати се поделени во две потсемејства: Кајперов Појас и Расеан Диск.<ref name= MorbidBrown /> Се претпоставува дека постои и трето семејство на заднептунци, [[Ортов Облак|Ортовиот Облак]], но досега истото не е директно забележано.<ref name= Morbidelli2008>{{cite arXiv |title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs |first=Alessandro |last= Morbidelli |eprint=astro-ph/0512256 |date=2005}}</ref> Некои од уистражувачите предлагаат и постоење на преминувачки простор меѓу Расеаниот Диск и внатрешниот Ортов Облак, населен со „[[одвоено тело|одвоени тела]]“.<ref name= gomes />

=== Расеаниот Диск наспроти Кајперовиот Појас ===
{{Поврзано|Кајперов Појас}}

Кајперовиот Појас е релативно задебелен поростор во облик на [[торус]] (или „крофна“), кој се протега од 30&nbsp;до 50&nbsp;ае<ref>{{Наведено списание |title=Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects|first1=M. C. |last1=De Sanctis|first2=M. T. |last2= Capria|first3=A. |last3= Coradini|journal=The Astronomical Journal| doi= 10.1086/320385 |volume=121 |pages=2792–2799|date=2001 |bibcode=2001AJ....121.2792D |issue=5}}</ref> населен со две главни семејства на тела од [[Тела од Кајперовиот Појас|Кајперовиот Појас]] (ТКП) и тоа: [[класично тело од Кајперовиот Појас|класични тела од Кајперовиот Појас]] (или „кубевани“), кои пак се во орбити надвор од влијанието на Нептун, и [[резонантно заднептунско тело|резонантните тела од Кајперовиот Појас]], односно оние кои Нептун ги заробил во прецизен орбитален однос 2:3 (телото прави две орбити за периодот за кој Нептун ќе направи три орбити) и 1:2 (телото прави една орбита за периодот за кој нептун ќе направи две орбити). Овие односи, наречени [[орбитална резонанција|орбитални резонанции]], им овозможуваат на ТКП да опстојуваат во областите кои Нептуновото гравитациско влијание би ги отстранило со развојот на Сончевиот Систем, бидејќи овие тела никогаш нема да се во близина на Нептун, за да бидат расеани под дејство на неговата гравитација. Оние кои се во резонанција 2:3 се познати под името „[[плутино|плутина]]“, бидејќи [[Плутон]] е најголемиот член на ова семејство, додека пак оние во резонанција 1:2 се познати како „[[резонантно заднептунско тело#резонанција 1:2 („тутина“, период ~330 години)|тутина]]“.

Спротивно на Кајперовиот Појас, телата од Расеаниот Диск може да бидат зафаени и прераспределени од страна на гравитациското влијание на Нептун.<ref name= dynam2 /> Телата од Расеаниот Диск навлегуваат во влијанието на Нептун при нивното најмало растојание, (~30&nbsp;ае) но нивните најголеми растојанија се неколкукратно поголеми од овие.<ref name=gomes>{{Наведена мрежна страница|title=The Scattered Disk: Origins, Dynamics and End States|first=Rodney S. |last=Gomes |first2=Julio A. |last2=Fernandez |first3=Tabare |last3=Gallardo |first4=Adrian |last4=Brunini |work=Universidad de la Republica, Uruguay |url=http://www.fisica.edu.uy/~gallardo/scatdisk.pdf |date= 2008 |accessdate=2008-08-10 }}</ref> Тековните истражувања<ref name=horner2003>{{Наведено списание|title=The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System|last1=Horner|first1=J.|last2=Evans|first2=N. W.|last3=Bailey|first3=Mark E.|last4=Asher|first4=D. J.|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=343|pages=1057–1066|date=2003|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x|arxiv=astro-ph/0304319|bibcode=2003MNRAS.343.1057H|issue=4}}</ref> наведуваат дека [[кентаур (астероид)|кентаурите]], група на смрзнати [[планетоид]]и во орбита меѓу Јупитер и Нептун, можно е да се ТРД, кои биле внесени во внатрешниот Сончев Систем од страна на Нептун, што всушност нив ги прави да бидат „преднептунци“, наместо заднептунци од Расеаниот Диск.<ref>Remo notes that Cis-Neptunian bodies "include terrestrial and large gaseous planets, planetary moons, asteroids, and main-belt comets within Neptune's orbit." (Remo 2007)</ref> Некои тела, како на пример (29981) 1999 TD<sub>10</sub>, ја заматуваат границата<ref>{{Наведена мрежна страница|title=New Object in Solar System Defies Categories |first= Kenneth | last= Silber |work=space.com |date=1999 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/centaur_disc_991111.html |access-date=2008-08-12 |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20050921034710/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/centaur_disc_991111.html |archive-date= September 21, 2005 }}</ref> и [[Центар за мали планети|Центарот за мали ��ланети]] (ЦМП), кој официјално ги каталогизира [[заднептунец|заднептунците]], во моментот кентаурите и ТРД ги заведува како дел од едно исто семејство.<ref name= MPC />

Сепак ЦМП, прави јасна разлика меѓу Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск, раздвојувајќи ги телата со стабилни орбити (Кајперов Појас) од оние со расеани прбити (Расеаниот Диски и кенатаурите).<ref name= MPC>{{Наведена мрежна страница
|url= http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html |title= List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects |publisher= Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|date= 2011-01-03 |author= IAU: Minor Planet Center
|accessdate=2011-01-03}}</ref> Секако, разликата меѓу Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск не е јасна, и многу астрономи гледаат на Расеаниот Диск не како посебно семејство на тела туку како на надворешен дел на Кајперовиот Појас. Друга кованица која се користи е „расеано тело од Кајперовиот Појас“ (или РТКП) за тела од Расеаниот Диск.<ref>{{Наведена мрежна страница
|date=2008 |first=David C. |last=Jewitt |title= The 1000&nbsp;км Scale KBOs |url= http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html|accessdate=2010-01-23}}</ref>

Морбидели и Браун предлагаат разликата меѓу телата во Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск е во тоа што телата од Расеаниот Диск „се пренесени во големата полуоска преку блиски и далечни средби со Нептун“,<ref name= MorbidBrown /> додека пак телата од Кајперовиот Појас не биле подложни на блиски средби. Оваа поделба не е соодветна (како што и самите забележуваат) бидејќи во текот на развојот на Сончевиот Систем, телата „заробени во резонанција“ може „да преминат од расеана фаза во нерасеана фаза (и обратно) многупати.“<ref name= MorbidBrown /> Со други зборови, заднептунците може да се движат меѓу Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск со текот на времето. Од оваа причина, тие се одлучуваат да ги дефинираат областите, наместо самите објекти, дефинирајќи го Расеаниот Диск како „област од орбиталниот простор каде може да се забележат тела кои биле пресретнати од Нептун“ во полупречникот на [[Хилова сфера|Хиловата Сфера]], и Кајперовиот Појас како негов „содружник&nbsp;... во областа на растојание > 30&nbsp;ае“; областа од Сончевиот Систем исполнета со тела чија голема полуоска е поголема од 30&nbsp;ае.<ref name= MorbidBrown />

=== Одвоени тела ===
{{Главна|Одвоено тело}}
{{Поврзано|Седноид}}
Центарот за мали планети ги класифицира заднептунските тела како на пример 90377 Седна како тело од Расеаниот Диск. Нејзиниот откривач [[Мајкл Браун]] дал мислење дека треба да се смета за дел од внатрешниот Ортов Облак наместо како тело од Расеаниот Диск, бидејќи, со [[перихел]] од 76 ае, премногу е далеку за да биде под влијание на гравитациското привлекување од надворешните планети.<ref name="Sedna">{{Наведена мрежна страница|title= Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud) |first= Michael E. |last= Brown |publisher= California Institute of Technology, Department of Geological Sciences |url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/ |accessdate=2008-07-02}}</ref> Според оваа дефиниција, тело со перихел поголем од 40&nbsp;ае може да се класифицира како тело надвор од Расеаниот Диск.<ref name="Kobe">{{Наведено списание|title= Dynamical classification of trans-Neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation |first1 =Patryk Sofia | last1= Lykawka |first2=Tadashi | last2= Mukai|place=Kobe |volume=189 |issue=1|pages=213–232|doi=10.1016/j.icarus.2007.01.001|bibcode=2007Icar..189..213L|date=2007|journal=Icarus}}</ref>

Седна не е единственото вакво тело: {{мпв|(148209) 2000 CR105}} (забележано пред Седна) и {{мпв|2004 VN|112}} имаат перихел доволно голем за да не бидат под влијание на [[Нептун]]. Ова довело да се развие полемика меѓу астрономите за т.н. збир на нови мали планети, наречен ''Проширен Расеан Диск'' ('''ПРД''').<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.obs-nice.fr/gladman/cr105.html|title=Evidence for an Extended Scattered Disk? |work=Observatoire de la Cote d'Azur |first=Brett J. |last=Gladman |accessdate=2 август 2008}}</ref> {{мпв|2000 CR|105}} може да се смета за тело на внатрешниот Ортов Облак или (најверојатно) тело во премин меѓу Расеаниот Диск и внатрешниот Ортов Облак. Неодамна, за овие тела се користел поимот ''„одвоен“'',<ref name= Jewitt2006>{{Наведена книга| first= David C. |last= Jewitt |first2=A. |last2=Delsanti | chapter=The Solar System Beyond The Planets| title=Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences| publisher=Springer-Praxis Ed.| isbn= 978-3-540-26056-1| date=2006}} ([http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2006/DJ06.pdf Preprint version (pdf)])</ref> или ''далечно одвоено тело'' ('''ДОТ''').<ref name="Gomez 2006" />

Не постојат јасни граници меѓу Расеаниот Диск и областите со одвоените тела.<ref name="Kobe" /> Гомес и др. ги дефинираат ТРД дека имаат „орбити со големо занесување, перихели зад Нептун и големи полуоски зад резонансата 1:2.“ Според оваа дефиниција, сите далечни тела се ТРД.<ref name="gomes" /> Бидејќи орбитите на одвоените тела не може да се добијат од расејувањето предизвикано од Нептун, дадени се дополнителни предлози за дополнителни механизми, вклучувајќи и премин на ѕвезда<ref name="Morbidelli2004">{{Наведено списание |journal=The Astronomical Journal |issue=5 |volume=128 |pages=2564–2576 |date=November 2004 |title=Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR<sub>105</sub> и 2003 VB<sub>12</sub> |first=Alessandro |last=Morbidelli |first2=Harold F. |last2=Levison |doi=10.1086/424617 |bibcode=2004AJ....128.2564M |arxiv = astro-ph/0403358 }}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Pfalzner|first=Susanne|last2=Bhandare|first2=Asmita|last3=Vincke|first3=Kirsten|last4=Lacerda|first4=Pedro|date=2018-08-09|title=Outer Solar System Possibly Shaped by a Stellar Fly-by|journal=The Astrophysical Journal|volume=863|issue=1|pages=45|doi=10.3847/1538-4357/aad23c|issn=1538-4357}}</ref> или далечно, [[Планети зад Нептун|планетарно тело]].<ref name="Gomez 2006" >{{Наведено списание|bibcode=2006Icar..184..589G|title=A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects|first=Rodney S. |last=Gomes |first2=John J. |last2=Matese |first3=Jack J. |last3=Lissauer |journal=Icarus |volume=184 |issue=2 |pages=589–601 |date=October 2006 |doi=10.1016/j.icarus.2006.05.026 }}</ref>. Алтернативно, се дава и мислење дека овие тела се зафатени од ѕвезда во минување.<ref>{{Наведено списание|last=Jílková|first=Lucie|last2=Portegies Zwart|first2=Simon|last3=Pijloo|first3=Tjibaria|last4=Hammer|first4=Michael|date=2015-11-01|title=How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=453|issue=3|pages=3158–3163|doi=10.1093/mnras/stv1803|arxiv=1506.03105|issn=0035-8711}}</ref>

Шема воведена во извештај од 2005 година од Далечниот еклиптички преглед на Џ. Л. Елиот и др. прави разлика меѓу две категории: ''близурасеани'' (т.е. вообичаени ТРД) и ''продолжнорасеани'' (т.е. одвоени тела).<ref name="DES_Elliot2006">{{Наведено списание|first1=J. L. |last1= Elliot|first2= S. D. |last2= Kern| first3=K. B. | last3= Clancy|display-authors=etal|title=The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population|journal=The Astronomical Journal|volume=129|date=2005| pages=1117–1162|doi=10.1086/427395|bibcode=2005AJ....129.1117E|issue=2}}</ref> Близурасеани се оние чии орбити се нерезонантни, не ги пресекуваат орбитите на планетите и имаат [[Тисеранов параметар]] (во однос на Нептун) помал од 3.<ref name="DES_Elliot2006" /> Продолжнорасеаните тела имаат Тисеранов параметар (во однос на Нептун) поголем од 3 и имаат просечна временска занесеност поголема од 0,2.<ref name="DES_Elliot2006" />

Воведена е и дополнителна класификација, од страна на [[Брет Гледман]], [[Брајан Марсден]] и <!-- Christa -->К. ван Лаерховен во 2007 година, користејќи 10 милионско годишна орбитална интеграцција наместо Тисеранов параметар.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007">{{Наведена книга |first=Brett J. |last=Gladman |first2=Brian G. |last2=Marsden|first3=Christa |last3=Van Laerhoven |chapter= Nomenclature in the Outer Solar System |title= The Solar System Beyond Neptune| isbn= 978-0-8165-2755-7 |date= 2008 |bibcode=2008ssbn.book...43G |pages=43 }}</ref> Едно тело се класифицира како ТРД доколку орбитата не е резонантна, има голема полуоска не поголема од 2000 ае, и, за време на интеграцијата, невните големи полуоски имаат пречекорување од 1,5 ае или повеќе.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> Гладман и др. го користат поимот ''тело од Расеаниот Диск'' за да ја објаснат денешната подвижност.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> Ако телото не е ТРД според горе наведената дефиниција, но неговото орбитално занесување е поголемо од 0,240, се класифицира како ''одвоени заднептунци''.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> (телата со помало орбитално занесување се сметаат за класични.) Во оваа шема, дискот се протега од орбитата на Нептун до 2000 ае, до областа која се смета за внатрешен Ортов Облак.

== Орбити ==
[[File:KBOs and resonances.png|right|thumb|660px|Распределбата на заднептунците, при што големите полуоски се на хоризонталната, а наклонот на вертикалната оска. Телата од Расеаниот Диск се прикажани со сива боја,телата кои се во резонанса со Нептун се со црвена боја. Класичните тела од Кајперовиот Појас (кубевани) и [[седноид]]и се соодветно со жолта и сина боја.]]

Расеаниот Диск е многу динамична средина.<ref name="dynam" /> Бидејќи сè уште постои можноста да дојде до растројувања предизвикани од страна на Нептун, секогаш постои можност да дојде до нарушување на орбитите на ТРД, или ќе бидат упатени кон Ортовиот Облак или кон кентаурите и конечно во групацијата на Јупитерови комети.<ref name="dynam" /> Од оваа причина Гладман и др. оваа област ја нарекуваат „Расеан Диск“.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> За разлика од телата во Кајперовиот Појас (ТКП), орбитите на телата од Расеаниот Диск можат да имаат и наклон и до 40° над [[еклиптика]]та.<ref name="Bertoldi Altenhoff et al. 2006">{{Наведено списание| doi = 10.1038/nature04494| last1 = Bertoldi | first1 = F.| last2 = Altenhoff | first2 = W.| last3 = Weiss | first3 = A.| last4 = Menten | first4 = K. M.| last5 = Thum | first5 = C.| date = 2 February 2006| title = The trans-Neptunian object {{мп|UB|313}} is larger than Pluto| journal = Nature| volume = 439| issue = 7076| pages = 563–564| pmid = 16452973| pmc = | bibcode = 2006Natur.439..563B| ref = {{sfnRef|Bertoldi Altenhoff et al.|2006}}
}}</ref>

ТРД се тела кои типично се окарактеризирани со орбити со средни и големи орбитални занесувања со [[голема полуоска]] поголема од 50&nbsp;ае, но нивниот перихел ги носи во близина на Нептун и неговото влијание.<ref name="tjl2000">{{Наведено списание |first=Chadwick A. |last=Trujillo |first2=David C. |last2=Jewitt |first3=Jane X. |last3=Luu |title=Population of the Scattered Kuiper Belt |journal=The Astrophysical Journal |volume=529 |pages=L103–L106 |date=2000-02-01 |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/SKBO/tjl2000.pdf  |accessdate=2008-07-02 |doi=10.1086/312467 |pmid= 10622765 |issue= 2 |archiveurl = https://web.archive.org/web/20070812095910/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/SKBO/tjl2000.pdf |archivedate = August 12, 2007 |bibcode=2000ApJ...529L.103T|arxiv = astro-ph/9912428 }}</ref> Перихел од околу 30&nbsp;ае е една од дефинираните одлики на расеаните тела, бидејќи го овозможува гравитациското влијание на Нептун.<ref name="jewitt2000">{{Наведена мрежна страница |date=August 2009 |title=Scattered Kuiper Belt Objects (SKBOs) |publisher=Institute for Astronomy |first=David C. |last=Jewitt |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-scattered.html |accessdate=2010-01-23 }}</ref>

Класичните тела ([[кубеван]]и) се многу поразлични од расеаните тела: повеќе од 30% од сите кубевани се со мали наклони и со скоро кружни орбити, чии орбитални занесувања не надминуваат 0,25.<ref name="Levison2003">{{Наведено списание
 | last1 = Levison | first1 = Harold F. | last2 = Morbidelli | first2 = Alessandro 
 | title = The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration
 | journal = Nature (journal)
 | volume = 426 | issue = 6965 | pages = 419–421
 | date = 2003-11-27 | language =
 | doi = 10.1038/nature02120 | pmid = 14647375
 |bibcode = 2003Natur.426..419L }}</ref> Класичните тела имаат и орбитално занесување од 0,2 до 0,8. Иако наклоните на расеаните тела се сличнни со крајните ТКП, мал е бројот на расеани тела кои имаат орбити блиски до еклиптиката како што има поголемиот дел од ТКП.<ref name="dynam" />

Иако движењата во Расеаниот Диск се случајни, тие имаат тенденција да следат слични насоки, што значи дека ТРД можно е да бидат зафатени во резонанција со Нептун. Примери за можни резонантни орбити во Расеаниот Диск се 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 и 4:79.<ref name="gomes" />

== Создавање ==
{{Поврзано|Создавање и развој на Сончевиот Систем}}
[[File:Lhborbits.png|thumb|400px|Симулација на која се прикажани надворешните планети и Кајперовиот Појас: a)&nbsp;Пред Јупитер/Сатурн резонанса 2:1  b)&nbsp;Расејување на тела од Кајперовиот Појас во Сончевиот Систем  по орбиталната промена на Нептун c)&nbsp;По исврлањетоо на телата од Кајперовиот Појас од страна на Јупитер.]]

Расеаниот Диск останува мистерија: не е направен ниту еден модел за создавањето на Кајперовиот Појас и Расеаниот Диск кој ги објаснува нивните набљудувани својства.<ref name="MorbidBrown">{{Наведена книга |first=Alessandro |last=Morbidelli |first2=Michael E. |last2=Brown |title=Comets II|editor= M. C. Festou|editor2= H. U. Keller|editor3= H. A. Weaver |publisher=University of Arizona Press |location=Tucson (AZ) |date=2004-11-01 |pages=175–91 |chapter=The Kuiper Belt and the Primordial Evolution of the Solar System |isbn=978-0-8165-2450-1 |oclc=56755773 |chapter-url=http://www.lpi.usra.edu/books/CometsII/7004.pdf |accessdate=2008-07-27 }}</ref>

Според современите модели, Расеаниот Диск се создал кога телата од [[Кајперов Појас|Кајперовиот Појас]] (ТКП) ниле „расеани“ во [[орбитално занесување|занесени]] и [[наклон (орбита)|наклонети]] орбити поради гравитациското заемодејство меѓу Нептун и другите [[Сончев Систем|надворешни планети]].<ref name="Duncan Levison 1997">{{Наведено списание | first1 = Martin J. | last1 = Duncan | first2 = Harold F. | last2 = Levison  | title = A Disk of Scattered Icy Objects and the Origin of Jupiter-Family Comets | journal = Science | volume = 276 | issue = 5319 | pages = 1670–1672 | date = 1997 | doi = 10.1126/science.276.5319.1670 | pmid = 9180070 | bibcode = 1997Sci...276.1670D }}</ref> Потребниот период за да се случат настаните останува непознат. Една претпоставка предвидува период еднаков на целокупната старост на Сончевиот Систем;<ref>{{Наведено списание|title=From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets|first1= Harold F. |last1= Levison| first2= Martin J. |last2= Duncan|journal=Icarus|issue=1|date=1997|pages=13–32|doi=10.1006/icar.1996.5637 |volume=127|bibcode=1997Icar..127...13L}}</ref> додека пак друга претпоставка вели дека расејувањето се случило мошне брзо, за време на раното Нептуново [[Нептун#Создавање и поместување|поместување]].<ref name="shuffle" />

Моделите за непрекинато создавање низ постоењето на Сончевиот Систем укажуваат на постоење на слаба резонанција во Кајперовиот Појас (како 5:7 или 8:1), или на границите на посилните резонанции, телата стекнуваат слаби орбитални нестабилности во текот на милионите години. Резонанцијата 4:7 има особено голема нестабилност. Исто така е можно и ТКП да бидат поместени во нестабилни орбити при преминот во близина на масивни тела, или при судири. Со текот на времето, Расеаниот Диск ќе се создаде од овие изолирани настани.<ref name="gomes" />

Компјутерските симулации исто така наведуваат на побрзо и порано создавање на Расеаниот Диск. Современите теории укажуваат дека ниту [[Уран]] ни Нептун не можеле да се создадат на лице место зад Сатурн, бидејќи не постела праисконска материја во доволни количества на тие растојанија за да се создадат тела со толку големи маси. Наместо тоа, овие планети, и Сатурн, можно е да се создадени поблиску до Јупитер, но биле исврлени нанадвое за време на раниот развој на Сончевиот Систем, особено преку размената на [[аголен момент|аголниот момент]] со расејаните тела.<ref name=migration>{{Наведено списание| title= Neptune's Migration into a Stirred–Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations|first1= Joseph M. |last1= Hahn| first2= Renu |last2= Malhotra|journal=Astronomical Journal|arxiv=astro-ph/0507319|date=13 July 2005|bibcode = 2005AJ....130.2392H |doi = 10.1086/452638|volume=130|issue=5|pages=2392–414 }}</ref> во моментот кога орбитите на Јупитер и Сатурн се промениле на резонанција 2:1 resonance (две Јупитерови орбити за една на Сатурн), нивното заедничко гравитациско привлекување ги нарушило орбитите на Уран и Нептун, туркајќи го Нептун во привремениот „хаос“ на младиот Кајперов Појас.<ref name="shuffle">{{Наведена мрежна страница|title=Orbital shuffle for early solar system| first= Kathryn |last= Hansen|work=Geotimes|url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html|date= 2005-06-07|accessdate=2007-08-26}}</ref> Како што Нептун се приближувал, расејувал тела во орбити со големо орбитално занесување и наклон.<ref name="Duncan Levison 1997" /><ref>{{Наведено списание|title=The Formation of Uranus and Neptune Among Jupiter and Saturn|first1= E. W. |last1= Thommes| first2= M. J. |last2= Duncan| first3= H. F. |last3= Levison|doi=10.1086/339975|journal=The Astronomical Journal|volume=123|date=May 2002|pages=2862–83| bibcode= 2002AJ....123.2862T|arxiv = astro-ph/0111290|issue=5 }}</ref> Овој моделукажува дека 90% или повеќе од телата во Расеаниот Диск „се најверојатно поместени во занесените орбити од страна на Нептуновата резонанција за време на неговото приидвижување...[па така] Расеаниот Диск и не е толку расеан“.<ref name=migration />

== Состав ==
[[File:2003 UB313 near-infrared spectrum.png|thumb|200px|Инфрацрвениот спектар на Ерида и Плутон, на кој се забележуваат изразените впивни линии на метанот.]]

Расеаните тела, како и другите заднептунвци, имаат мали густини и се во голема мера составени од замрзнати [[волатил]]и како вода и [[метан]].<ref name="dynam3" /> Спектралната анализа на избран дел од Кајперовиот Појас и телата од Расеаниот Диск, дале записи за сличен хемиски состав. И Плутон и Ерида, на приме, имаат записи за присуство на метан.<ref name="methane" />

Астрономите првично верувале дека сите заднептунци имаат слична црвена површинска боја, бидејќи се мислело дека потекнуваат од истата област и биле подложни на истите физички процесиСпе.<ref name="dynam3">{{Наведена книга | title = Encyclopedia of the Solar System | chapter = Kuiper Belt Objects: Physical Studies | first = Stephen C. | last = Tegler | publisher = Academic Press | date = 2007 | editor-first1 = Lucy Ann | editor-last1 = Adams McFadden | editor-first2 = Paul Robert | editor-last2 = Weissman | editor-first3 = Torrence V. | editor-last3 = Johnson | edition=2 | location = Amsterdam; Boston | isbn = 978-0-12-088589-3 | pages = [https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/605 605–620] | chapter-url = https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/605 }}</ref> Специфично, за ТРД  се очекувало да имаат големи количества на површински метан, хемиски изменет во сложени органски молекули од енергијата на Сонцето.Ова значи дека ќе впиваат сина светлина, што ќе им дава црвеникава обоеност.<ref name="dynam3" /> Поголемиот дел од класичните тела ја имаат оваа боја, но расеаните тела ја немаат, наместо тоа тие се обени со бела или сива боја.<ref name="dynam3" />

Едно објаснување е, и изложувањето на побелите површини на удари; друго е пак дека расеаните тела поради големото растојание од Сонцето создаваат составен градиент, подеднаков на составниот градиент на земјоликите и џиновските гасовити планети.<ref name="dynam3" /> Мајкл Браун, откривачот на Ерида припадникот на Расеаниот Диск, укажува дека нејзината бледа боја се должи на моменталното растојание од Сонцето, наејзината метанска атмосфера е замрзната над површината, создавајќи обвивка дебела неколку десетиа сантиметри од сјаен бел мраз. Соодветно пак Плутон које поблиску до Сонцето, е доболно топол за метанот да замрзнува само при поладните, области со високо [[албедо]], со што областите со мало албедо се препокриени со [[толин]], без присуство на мраз.<ref name="methane">{{Наведено списание | title = Discovery of a Planetary-sized Object in the Scattered Kuiper Belt| first=Michael E. |last=Brown |first2=Chadwick A. |last2=Trujillo|first3=David L. |last3=Rabinowitz |journal=The Astrophysical Journal |date=2005 |volume=635 |issue=1 |pages=L97–L100 |doi=10.1086/499336 |arxiv=astro-ph/0508633 |bibcode=2005ApJ...635L..97B }}</ref>

== Комети ==
{{Главна|Комета#Краткопериодични}}
[[File:Tempel 1 (PIA02127).jpg|thumb|[[Темпел 1]], комета припадник на [[Јупитерово семејство комети|Јупитеровото семејство комети]].]]

Првично се сметало дека Кајперовиот Појас е изворот на [[еклиптичка комета|еклиптичките комети]] во Сончевиот Систем. Сепак, изучувањата на областа од 1992 година покажале дека орбитите во Кајперовиот Појас се релативно стабилни, и дека еклиптичките комети потекнуваат од Расеаниот Диск, каде орбитите се воопшто понестабилни.<ref>{{Наведено списание |title=The Kuiper Belt and the Solar System's Comet Disk |last=Gladman |first=Brett J. |date=2005 |journal=Science |volume=307 |issue=5706 |pages=71–75 |doi=10.1126/science.1100553 |pmid=15637267 |bibcode=2005Sci...307...71G }}</ref>

Кометите може слободно да се поделат на две категории: краткопериодични и долгопериодични за кои пак се верува дека потекнуваат од Ортовиот Облак. Двете главни категории на краткопериодичните комети се [[Јупитерово семејство комети|Јупитеровото семејство комети]] (ЈСК) и [[Халеево семејство комети|Халеевото семејство комети]].<ref name="dynam" /> Кометите од Халеевото семејство, кои се именувани според, [[Халеева Комета|Халеевата Комета]], се вер��ва дека се со потекло од Ортовиот Облак и биле вовлечени во внатрешниот Сончев Систем од страна на гравитацијата на џиновските планети,<ref name="matter" /> додека пак за ЈСК се верува дека имаат потекло од Расеаниот Диск.<ref name="dynam2">{{Наведена книга | title = Encyclopedia of the Solar System | chapter = Kuiper Belt Dynamics | first = Alessandro | last = Morbidelli | first2 = Harold F. | last2 = Levison | publisher = Academic Press | date = 2007 | editor = Lucy-Ann Adams McFadden | editor2 = Paul Robert Weissman | editor3 = Torrence V. Johnson | edition=2 | location = Amsterdam; Boston | isbn = 978-0-12-088589-3 | pages = [https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/589 589–604] | chapter-url = https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/589 }}</ref> Кентаурите се мисли дека се динамична средна фаза меѓу Расеаниот Диск и Јупитеровото семејство комети.<ref name="horner2003" />

Постојат бројни разлики меѓу ТРД и ЈСК, иако голем број од кометите во Јупитеровото семејство се со потекло од Расеаниот Диск. Иако кентаурите делат црвеникава или неутрална обоеност со ТРД, нивните јдра се посини, што укажува на значајна основна хемиска или физичка разлика.<ref name="matter" /> Една претпоставка е дека на кометното јадро се таложат нови слоеви како што кометата се приближува кон Сонцето од подповршински слоеви кои ги затрупуваат постарите површински слоеви.<ref name="matter">{{Наведено списание|title=From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter|first=David C. |last=Jewitt |volume=123 |pages=1039–1049 |date=2001 |journal=The Astronomical Journal |doi=10.1086/338692 |bibcode=2002AJ....123.1039J |issue=2 }}</ref>

== Поврзано ==
* [[Список на можни џуџести планети]]
* [[Список на заднептунци]]

== Белешки ==
{{notes}}

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==
{{Dwarf planets}}
{{Мали тела во Сончевиот Систем}}
{{Solar System}}

{{DEFAULTSORT:Расеан Диск}}
[[Категорија:Расеан Диск| ]]
[[Категорија:Заднептунска област]]
[[Категорија:Астрономски тела откриени во 1996 година|10091996]]
Предлошки на страницава:
Назад на Расеан Диск.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/wiki/Расеан_Диск“