Dağınık disk

Dağınık disk veya saçılmış disk, geniş Neptün ötesi cisimler ailesinin bir alt kümesi olarak genel itibarıyla buzlu küçük Güneş Sistemi cismi popülasyonuna sahip olan Güneş Sistemi'ndeki uzak bir çöküntü çemberidir. Dağınık disk cisimleri (SDO'lar-Scatterd Disk Objects) 0,8'e kadar değişen yörünge dışmerkezliklerine, 40°'ye kadar yüksek eğimlere ve 30 astronomik birim (4,5×10⁹ km; 2,8×10⁹ mi) daha büyük günberi mesafelerine sahiptir. Bu aşırı yörüngelerin gaz devleri tarafından kütleçekimsel “saçılmanın” bir sonucu olduğu düşünülmektedir ve bu nesneler Neptün tarafından tedirgin edilmeye devam etmektedir.

Eris (ortada),bilinen en büyük dağınık disk nesnesi ve uydusu Dysnomia (solda)

En yakın saçılmış disk nesneleri Güneş'e yaklaşık 30-35 AU mesafeye yaklaşsa da, yörüngeleri 100 AU'nun çok ötesine uzanabilir. Bu da saçılmış cisimleri Güneş Sistemi'ndeki en soğuk ve en uzak cisimler arasına sokar. Dağınık diskin en iç kısmı, geleneksel olarak Kuiper kuşağı olarak adlandırılan yörüngedeki nesnelerin simit biçimli bir bölgesiyle örtüşür, ancak dış sınırları Güneş'ten çok daha uzağa ve ekliptiğin üstünde ve altında Kuiper kuşağından daha uzağa ulaşır.

Kararsız doğası nedeniyle gök bilimciler artık Güneş Sistemi'ndeki periyodik kuyruklu yıldızların çoğunun çıkış yerinin dağınık disk olduğunu, Jüpiter ve Neptün arasındaki buzlu cisimlerden oluşan centaurların ise bir cismin diskten iç Güneş Sistemi'ne göçünde bir ara aşama olduğunu düşünmektedir. Nihayetinde, dev gezegenlerden gelen tedirginlikler bu tür cisimleri Güneş'e doğru göndererek periyodik kuyruklu yıldızlara dönüştürür. Var olduğu iddia edilen Oort bulutundaki birçok nesnenin de dağılmış diskten kaynaklandığı düşünülmektedir. Ayrık cisimler dağınık disk cisimlerinden keskin bir şekilde ayrılmazlar ve Sedna gibi bazılarının bazen bu gruba dahil edilebileceği düşünülmüştür.

Keşfi

Geleneksel olarak Güneş Sistemi'ndeki nesneleri tespit etmek için astronomide ışıldama karşılaştırıcısı gibi cihazlar kullanılmaktaydı, zira bu nesneler iki pozlama arasında hareket ediyor, bu da fotoğraf plakalarının veya filmlerin pozlanması ve banyo edilmesi gibi zaman alıcı adımları gerektiriyordu; ardından insanlar olası nesneleri manuel olarak tespit etmek için ışıldama karşılaştırıcısı kullanmaktaydı. 1980'lerde teleskoplarda CCD tabanlı kameraların kullanılması, daha sonra kolayca dijitalleştirilebilen ve aktarılabilen elektronik görüntülerin doğrudan oluşturulabilmesini mümkün kıldı. CCD filmden daha fazla ışık yakaladığından (gelen ışığın %10'una karşılık yaklaşık %90'ı) ve yanıp sönme işlemi artık ayarlanabilir bir bilgisayar ekranında gerçekleştirilebildiğinden, araştırmalardan daha yüksek verim alınabiliyordu. Bunun sonucunda bir keşif yağmuru yaşandı ve 1992-2006 yılları arasında 1000'den fazla Neptün ötesi cisim tespit edildi.

Bu şekilde tanınan ilk dağınık disk cismi (SDO) 'dır ve ilk olarak 1996 yılında Hawaii'deki Mauna Kea'da bulunan astronomlar tarafından saptanmıştır. Aynı araştırma tarafından 1999 yılında üç tane daha cisim tanımlanmıştır: bunlar 1999 CV₁₁₈, 1999 CY₁₁₈ ve 1999 CF₁₁₉'dur. Günümüzde SDO olarak sınıflandırılan ve keşfedilen ilk nesne 1995 yılında Spacewatch tarafından saptanan 'dir.

2024 yılı itibarıyla, (Schwamb, Brown ve Rabinowitz tarafından keşfedilmiştir), Gonggong (Schwamb, Brown ve Rabinowitz) (NEAT), Eris (Brown, Trujillo ve Rabinowitz), Sedna (Brown, Trujillo ve Rabinowitz) ve 474640 Alicanto (Deep Ecliptic Survey) dahil olmak üzere centaurlar ile birlikte 1600'den fazla SDO tanımlanmıştır. Kuiper kuşağındaki ve dağınık diskteki cisimlerin sayılarının kabaca eşit olduğu varsayılsa da, daha uzak olmaları nedeniyle gözlemsel yanlılık, bugüne kadar çok daha az SDO'nun gözlemlendiği anlamına gelmektedir.

Neptün ötesi uzayın altkümeleri

Dağınık disk popülasyonunun dış merkezliliği ve eğikliğinin klasik Kuiper kuşağı nesneleri ve 5:2 rezonanslı nesneler ile karşılaştırması.

Neptün ötesi nesne popülasyonu, Kuiper Kuşağı cisimleri ve dağınık disk cisimleri olarak iki ayrı alt kümeye ayrılmaktadır. Üçüncü alt küme olan Oort bulutu cisimleri ise halihazırda bu bölgeye yönelik doğrudan bir gözlem yapılamaması nedeniye varsayımsaldır. Kimi araştırmacılar dağınık disk ile iç Oort bulutu arasındaki geçiş bölgesinde ayrık nesneler olarak sınıflandırılması gereken başka bir popülasyon daha bulunduğunu öne sürmektedir.

Dağınık disk ve Kuiper Kuşağı karşılaştırması

Kuiper kuşağı, Kuiper kuşağı nesnelerinin (KBO'lar) iki ana popülasyonunu içeren yaklaşık 30 ila 50 AU arasında uzanan nispeten kalın bir simit şekilli uzaydır.Neptün tarafından etki edilemeyecek yörüngelerde bulunan klasik Kuiper kuşağı nesneleri (ya da “cubewanolar”) ve Neptün'ün 2:3 (her üç Neptün yörüngesi için nesnenin iki kez dönmesi) ve 1:2 (her iki Neptün yörüngesi için nesnenin bir kez dönmesi) gibi kesin bir yörünge oranına kilitlediği rezonans Kuiper kuşağı cisimlerinden oluşur. Yörünge rezonansları olarak adlandırılan bu oranlar, KBO'ların Neptün'ün yerçekimsel etkisinin Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca temizleyeceği bölgelerde kalmasına izin verir, çünkü nesneler asla Neptün'e dışa veya içe doğru saçılacak kadar yakın değildir. Plüton kendi grubunun en büyük üyesi olduğu için, Neptün ile 2:3 rezonansında olanlar “plutinolar” olarak bilinirken, 1:2 rezonansında olanlar ise “twotinolar” olarak bilinir.

Kuiper kuşağından farklı olarak dağınık disk popülasyonu Neptün tarafından tedirgin edilebilen cisimlerden oluşur. Dağınık disk cisimleri en yakın yaklaşımlarında (~30 AU) Neptün'ün çekim alanına girerler, ancak en uzak mesafeleri bunun kat kat fazlasına ulaşır. Devam eden araştırmalar, Jüpiter ve Neptün arasında yörüngede dolanan buzlu bir küçük gezegen sınıfı olan centaurların, Neptün tarafından Güneş Sistemi'nin iç kısımlarına fırlatılan SDO'lar olabileceğini ve bu durumun da onları Neptün ötesi dağınık nesnelerden ziyade “cis-Neptünyen” olarak adlandırılan başka bir sınıfa dahil edilmesi gerekeceğini öne sürmektedir. (29981) 1999 TD₁₀ gibi bazı nesneler bu ayrımı bulanıklaştırmaktadır ve tüm Neptün ötesi nesneleri resmi olarak kataloglayan Küçük Gezegen Merkezi (MPC) artık centaurları ve SDO'ları birlikte listelemektedir.

Ancak MPC, Kuiper kuşağı ile dağınık disk arasında belirgin bir ayrım ortaya koymakta ve kararlı yörüngelerdeki nesneleri (Kuiper kuşağı) dağınık yörüngelerdekilerden (dağınık disk ve sentorlar) ayırmaktadır. Ancak Kuiper kuşağı ile dağınık disk arasındaki fark kesin değildir ve birçok gök bilimci dağınık diski ayrı bir popülasyon olarak değil, Kuiper kuşağının dışa doğru uzanan bir bölgesi olarak görmektedir. Dağınık diskteki cisimler için kullanılan bir diğer terim ise “dağınık Kuiper kuşağı cismi ”dir (veya SKBO).

Morbidelli ve Brown, Kuiper kuşağındaki cisimler ile dağınık disk cisimleri arasındaki farkın, ikinci cisimlerin “Neptün ile yakın ve uzak karşılaşmalarla yarı büyük eksende taşınması” olduğunu, ancak ilkinin böyle yakın karşılaşmalar yaşamadığını öne sürmektedir. Bu tanımlama (belirttikleri gibi) Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca yetersiz kalmaktadır, çünkü “rezonanslara hapsolmuş” cisimler “saçılma evresinden saçılmama evresine (ya da tam tersi) birçok kez geçebilir”. Yani, Neptün ötesi cisimler zaman içinde Kuiper kuşağı ile saçılan disk arasında gidip gelebilir. Bu nedenle, bilim insanları nesneler yerine bölgeleri tanımlamayı tercih etmiş, saçılan diski bir Hill küresinin yarıçapı içinde “Neptün'le karşılaşmış cisimler tarafından ziyaret edilebilen yörünge uzayı bölgesi” ve Kuiper kuşağını da “a > 30 AU bölgesindeki tamamlayılar” olarak tanımlamışlardır; bu da Güneş Sistemi'nin yarı büyük eksenleri 30 AU'dan büyük olan cisimler tarafından doldurulan bölgesidir.

Ayrık cisimler

Küçük Gezegen Merkezi 90377 Sedna adlı Neptün ötesi cismi bir dağınık disk cismi olarak sınıflandırmaktadır. Sedna'nın kaşifi Michael E. Brown bunun yerine, 76 AU'luk günberi mesafesiyle dış gezegenlerin çekim gücünden etkilenmeyecek kadar uzak olduğu için, Sedna'nın dağınık diskin bir üyesi olarak değil, bir iç Oort-bulut nesnesi olarak kabul edilmesi gerektiğini öne sürmüştür. Bu tanıma göre, günberisi 40 AU'dan büyük olan bir nesne dağılmış diskin dışında olarak sınıflandırılabilir.

Sedna bu türden tek nesne değildir: (Sedna'dan önce keşfedilmiştir) ve , Neptün'den etkilenemeyecek kadar uzak bir günberiye sahiptir. Bu durum gök bilimciler arasında genişletilmiş dağınık disk (E-SDO) adı verilen yeni bir küçük gezegen kümesi tanımlanması hakkında tartışmalara yol açmıştır. aynı zamanda bir iç Oort bulutu nesnesi ya da (daha büyük olasılıkla) dağınık disk ile iç Oort bulutu arasında bir geçiş nesnesi olabilir. Son zamanlarda bu nesneler “ ayrık” ya da uzak ayrık nesneler (DDO) olarak adlandırılmaktadır.

Saçılmış ve ayrık bölgeler arasında net sınırlar yoktur. Gomes ve arkadaşları SDO'ları “oldukça eksantrik yörüngelere, Neptün'ün ötesinde günberiye ve 1:2 rezonansının ötesinde yarı büyük eksenlere” sahip olarak tanımlamaktadır. Bu tanıma göre, tüm uzak ayrık nesneler SDO'dur. Ayrık cisimlerin yörüngeleri Neptün saçılmasıyla üretilemeyeceğinden, yakın geçen bir yıldız veya uzak, gezegen boyutunda bir cisim de dahil olmak üzere alternatif saçılma mekanizmaları öne sürülmüştür. Alternatif olarak, bu nesnelerin yakın geçen diğer bir yıldızdan yakalandığı da öne sürülmüştür.

J. L. Elliott ve arkadaşları tarafından hazırlanan 2005 tarihli Derin Ekliptik Araştırması raporunda ortaya konan bir şema iki kategori arasında ayrım yapmaktadır: bunlar saçılmış-yakın (yani tipik SDO'lar) ve saçılmış-uzak (yani ayrık) nesnelerdir. Saçılmış-yakın nesneler, yörüngeleri rezonant olmayan, gezegen-yörünge kesişmesi olmayan ve Tisserand parametresi (Neptün'e göre) 3'ten küçük olanlardır. Dağınık-uzak nesneler 3'ten büyük bir Tisserand parametresine (Neptün'e göre) ve 0,2'den büyük bir zaman ortalamalı dışmerkezliğe sahiptir.

B. J. Gladman, B. G. Marsden ve C. Van Laerhoven tarafından 2007 yılında tanıtılan alternatif bir sınıflandırma, Tisserand parametresi yerine 10 milyon yıllık yörünge entegrasyonunu kullanır. Bir nesne, yörüngesi rezonans değilse, yarı-büyük ekseni 2000 AU'dan büyük değilse ve entegrasyon sırasında yarı-büyük ekseni 1,5 AU veya daha fazla bir sapma gösteriyorsa SDO olarak nitelendirilir. Gladman ve arkadaşları bu mevcut hareketliliği vurgulamak için saçılan disk nesnesi terimini önermektedir. Eğer nesne yukarıdaki tanıma göre bir SDO değilse, ancak yörüngesinin dışmerkezliği 0,240'tan büyükse, ayrılmış bir TNO olarak sınıflandırılır. (Daha küçük eksantrikliğe sahip nesneler klasik olarak kabul edilir.) Bu şemada disk, Neptün'ün yörüngesinden iç Oort bulutu olarak adlandırılan bölge olan 2000 AU'ya kadar uzanır.

Notlar

1. ^ Literatürde “dağınık disk” ve “Kuiper kuşağı” ifadelerinin kullanımı tutarsızdır. Bazıları için bunlar farklı popülasyonlardır; diğerleri için ise dağınık disk Kuiper kuşağının bir parçasıdır. Hatta yazarlar tek bir yayında bu iki kullanım arasında geçiş yapabilmektedir. Bu makalede, dağınık disk Kuiper kuşağından ayrı bir popülasyon olarak ele alınmıştır.

Kaynakça

1. ^ . imagine.gsfc.nasa.gov. 1 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Haziran 2024. 
2. ^ Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 $2. 
3. ^ McFadden, Weissman, & Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System, footnote p. 584
4. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E. (2004). "Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics". . 354 (3): 798. arXiv:astro-ph/0407400 $2. Bibcode:2004MNRAS.354..798H. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x. 
5. ^ Sheppard, Scott S. (October 16–18, 2005). "Small Bodies in the Outer Solar System" (PDF). New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium 2005. Austin, Texas: Astronomical Society of the Pacific. ss. 3-14. ISBN . 12 Ekim 2006 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ağustos 2008. 
6. ^ Luu, Jane X.; Marsden, Brian G.; Jewitt, David C. (5 Haziran 1997). (PDF). Nature. 387 (6633): 573-575. Bibcode:1997Natur.387..573L. doi:10.1038/42413. 12 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008. 
7. ^ Davies, John Keith (2001). Beyond Pluto: Exploring the Outer Limits of the Solar System. Cambridge University Press. s. 111. ISBN . Erişim tarihi: 2 Temmuz 2008. 
8. ^ (Ağustos 2009). . Institute for Astronomy. 28 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ocak 2010. 
9. ^ 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.
10. ^ Schwamb, M. E.; Brown, Michael E.; Rabinowitz, Davdi; Marsden, Brian G. (2008). "2007 UK126". Minor Planet Electronic Circ. 2008-D38: 38. Bibcode:2008MPEC....D...38S. 
11. ^ Staff (1 Mayıs 2007). . Minor Planet Center. 6 Nisan 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2010. 
12. ^ . Minor Planet Center. 19 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2010. 
13. ^ (8 Kasım 2007). . SwRI (Space Science Department). 18 Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2008. 
14. ^ . minorplanetcenter.net. 18 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Haziran 2024. 
15. ^ Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). "Comet Populations and Cometary Dynamics". Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (Ed.). Encyclopedia of the Solar System (2nd bas.). Amsterdam; Boston: Academic Press. ss. 575-588. ISBN . 
16. ^ ^{a b c d} Morbidelli, Alessandro; Brown, Michael E. (1 Kasım 2004). (PDF). M. C. Festou; H. U. Keller; H. A. Weaver (Ed.). Comets II. Tucson (AZ): University of Arizona Press. ss. 175-91. ISBN . OCLC 56755773. Archived from the original on 21 Haziran 2009. Erişim tarihi: 27 Temmuz 2008. KB1 bakım: BOT: esas-url durumu bilinmeyen ()
17. ^ Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 $2. 
18. ^ ^{a b c} Gomes, Rodney S.; Fernandez, Julio A.; Gallardo, Tabare; Brunini, Adrian (2008). (PDF). Universidad de la Republica, Uruguay. 10 Eylül 2008 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ağustos 2008. 
19. ^ De Sanctis, M. C.; Capria, M. T.; Coradini, A. (2001). "Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 121 (5): 2792-2799. Bibcode:2001AJ....121.2792D. doi:10.1086/320385. 
20. ^ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2007). "Kuiper Belt Dynamics". Lucy-Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (Ed.). Encyclopedia of the Solar System (2nd bas.). Amsterdam; Boston: Academic Press. ss. 589-604. ISBN . 
21. ^ Horner, J.; Evans, N. W.; Bailey, Mark E.; Asher, D. J. (2003). "The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 343 (4): 1057-1066. arXiv:astro-ph/0304319 $2. Bibcode:2003MNRAS.343.1057H. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x. 
22. ^ 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)
23. ^ Silber, Kenneth (1999). . space.com. 21 Eylül 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ağustos 2008. 
24. ^ ^{a b} IAU: Minor Planet Center (3 Ocak 2011). . Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 15 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Ocak 2011. 
25. ^ Jewitt, David C. (2008). . 6 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ocak 2010. 
26. ^ Brown, Michael E. "Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud)". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Erişim tarihi: 2 Temmuz 2008. 
27. ^ ^{a b} Lykawka, Patryk Sofia; Mukai, Tadashi (2007). "Dynamical classification of trans-Neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation". Icarus. Kobe. 189 (1): 213-232. Bibcode:2007Icar..189..213L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.001. 
28. ^ Gladman, Brett J. "Evidence for an Extended Scattered Disk?". Observatoire de la Cote d'Azur. Erişim tarihi: 2 Ağustos 2008. 
29. ^ ; Delsanti, A. (2006). "The Solar System Beyond The Planets". Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences (PDF). Springer-Praxis Ed. ISBN . 
30. ^ ^{a b} Gomes, Rodney S.; Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (October 2006). "A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects". Icarus. 184 (2): 589-601. Bibcode:2006Icar..184..589G. doi:10.1016/j.icarus.2006.05.026. 
31. ^ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (November 2004). "Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR₁₀₅ and 2003 VB₁₂". The Astronomical Journal. 128 (5): 2564-2576. arXiv:astro-ph/0403358 $2. Bibcode:2004AJ....128.2564M. doi:10.1086/424617. 
32. ^ Pfalzner, Susanne; Bhandare, Asmita; Vincke, Kirsten; Lacerda, Pedro (9 Ağustos 2018). "Outer Solar System Possibly Shaped by a Stellar Fly-by". The Astrophysical Journal. 863 (1): 45. arXiv:1807.02960 $2. Bibcode:2018ApJ...863...45P. doi:10.3847/1538-4357/aad23c. ISSN 1538-4357. 
33. ^ Jílková, Lucie; Portegies Zwart, Simon; Pijloo, Tjibaria; Hammer, Michael (1 Kasım 2015). "How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 453 (3): 3158-3163. arXiv:1506.03105 $2. Bibcode:2015MNRAS.453.3157J. doi:10.1093/mnras/stv1803. ISSN 0035-8711. 
34. ^ ^{a b c} Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Clancy, K. B. (2005). "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. 129 (2): 1117-1162. Bibcode:2005AJ....129.1117E. doi:10.1086/427395. 
35. ^ ^{a b c d} ; ; Van Laerhoven, Christa (2008). "Nomenclature in the Outer Solar System". The Solar System Beyond Neptune. University of Arizona Press. s. 43. Bibcode:2008ssbn.book...43G. ISBN .