分離されたオブジェクト

分離天体は、太陽系の外縁部にある小惑星の力学的クラスであり、海王星外縁天体(TNO) のより広いファミリーに属します。これらの天体は、太陽に最も近づく点 (近日点) が海王星の重力の影響から十分に離れているため、海王星や他の既知の惑星の影響は中程度です。そのため、太陽への引力以外は、太陽系の他の部分から「分離」しているように見えます。^{[1] [2]}

このように、分離天体は、他のほとんどの既知のTNOとは大きく異なります。TNOは、主に海王星などの巨大惑星との重力衝突によって現在の軌道にさまざまな程度に摂動を受けた、大まかに定義された集団の集合を形成します。分離天体は、冥王星などの海王星と軌道共鳴している天体、マケマケなどの非共鳴軌道にある古典的なカイパーベルト天体、エリスなどの散乱ディスク天体を含むこれらの他のTNO集団よりも近日点が大きくなります。

分離天体は、科学文献では拡張散乱円盤天体（E-SDO）^{[3] 、} 遠方分離天体（DDO）^[4] 、またはDeep Ecliptic Survey ^[5]による正式な分類に従って散乱拡張天体とも呼ばれています。これは、散乱円盤と分離天体の軌道パラメータの間に存在する可能性のある力学的な段階的変化を反映しています。

少なくとも9つのそのような天体が確実に特定されており、^[6]そのうち最大で最も遠く、最もよく知られているのはセドナです。セドナと同様に、大きな半径と高い近日点軌道を持つものはセドノイドと呼ばれます。2024年の時点で、セドナ、2012 VP ₁₁₃、およびレレアクーホヌアの3つのセドノイドが知られています。^[7]これらの天体は、小さな上昇ノード距離と下降ノード距離を持つ天体ペアの分布の間に非常に統計的に有意な非対称性を示しており、これは外部摂動への反応を示している可能性があります。このような非対称性は、目に見えない惑星によって引き起こされる摂動に起因する場合があります。^{[8] [9]}

分離した天体の近日点は、海王星の遠日点よりはるかに大きい。分離した天体は、高度に楕円形で、軌道長半径が数百天文単位（AU、地球の軌道半径）に達する非常に大きな軌道をとることが多い。このような軌道は、巨大惑星の重力散乱では形成できない。海王星でさえもだ。代わりに、通り過ぎる恒星との遭遇^[10]や遠方の惑星サイズの天体^[4]、海王星の移動（かつてははるかに偏心した軌道をとっていた可能性があり、そこから天体を現在の軌道に引っ張った可能性がある）^{[11] [12] [13] [14] [15]} 、または放出された放浪惑星（初期の太陽系に存在していたが放出された）^{[16] [17] [18]など、いくつかの説明が提唱されている。}

Deep Ecliptic Surveyチームによって提案された分類では、ティセランパラメータ値3を使用して、散乱近傍天体（海王星によって散乱される可能性がある）と散乱拡張天体（例：90377 Sedna）を正式に区別しています。 ^[5]

プラネット・ナイン仮説は、いくつかの分離した天体の軌道は、太陽から200AUから1200AUの間の大きな未観測の惑星の重力の影響、および/または海王星の影響によって説明できると示唆している。^[19]

分離天体はTNOの4つの異なる力学クラスの1つです。他の3つのクラスは、古典的なカイパーベルト天体、共鳴天体、散乱円盤天体（SDO）です。^[20] セドノイドも分離天体に属します。分離天体の近日点距離は一般に40 AUを超えており、太陽から約30 AU離れたほぼ円形の軌道を持つ海王星との強い相互作用を阻止します。散乱領域と分離領域の境界は、解析的な共鳴重なり基準を使用して定義できます。^{[21] [22]}

2003年の90377セドナの発見は、同時期に発見された(148209)2000 CR 105や(612911)2004 XR 190などの他のいくつかの天体とともに、内側オールトの雲天体、または（より可能性が高い）散乱円盤と内側オールトの雲の間の遷移天体である可能性のある遠方天体のカテゴリについての議論を引き起こしました。^[2]

セドナはMPCによって公式には散乱円盤天体とみなされているが、発見者のマイケル・E・ブラウンは、近日点距離76AUは外惑星の重力の影響を受けるには遠すぎるため、散乱円盤ではなくオールトの雲内天体とみなすべきだと示唆している。^[23]セドナを分離天体として分類することは、最近の出版物でも認められている。^[24]

この考え方は、外惑星との顕著な重力相互作用の欠如が、セドナ（近日点76AU）と、ディープ・エクリプティック・サーベイによって散乱近傍天体としてリストされている1996 TL ₆₆（近日点35AU）のようなより一般的なSDOの間のどこかから始まる拡張外縁グループを形成することを示唆している。^[25]

この拡張カテゴリを定義する際の問題の 1 つは、弱い共鳴が存在する可能性があり、無秩序な惑星摂動とこれらの遠方天体の軌道に関する現在の知識の欠如のために証明が難しいことです。これらの天体の軌道周期は 300 年以上ですが、そのほとんどは 2 ～ 3 年の短い観測期間でしか観測されていません。遠方にあることと背景の恒星に対する動きが遅いことから、これらの遠方軌道のほとんどが共鳴を確信を持って確認または除外できるほど十分に決定されるまでには数十年かかる可能性があります。これらの天体の軌道と潜在的な共鳴のさらなる改善は、巨大惑星の移動と太陽系の形成を理解するのに役立つでしょう。たとえば、2007 年の Emel'yanenko と Kiseleva によるシミュレーションでは、多くの遠方天体が海王星と共鳴している可能性があることが示されています。 2000 CR ₁₀₅が20:1共鳴にある可能性は10% 、2003 QK ₉₁が10:3共鳴にある可能性は38%、(82075) 2000 YW 134が8:3共鳴にある可能性は84%であることが示されています。^[26]おそらく準惑星 ( 145480) 2005 TB 190が4:1共鳴にある可能性は1%未満です。^[26]

惑星第9号仮説を提唱したマイク・ブラウンは、「カイパーから少しでも引き離されている既知の遠方天体はすべて、この仮説上の惑星の影響下で密集しているようだ（具体的には、長半径が100 AU以上、近日点が42 AU以上の天体）」と述べている。^[27] カルロス・デ・ラ・フエンテ・マルコスとラルフ・デ・ラ・フエンテ・マルコスは、統計的に有意ないくつかの共存性が惑星第9号仮説と一致すると計算した。特に、極端太陽系外縁天体（ETNO）^[29]と呼ばれるいくつかの天体^[a]は、長半径が約700 AUの推定惑星第9号と5:3および3:1の平均運動共鳴に閉じ込められている可能性がある。^[30]

これは、海王星の現在の軌道では容易に散乱することはなく、したがって分離した天体である可能性が高いが、セドノイドを定義する約50〜75AUの近日点ギャップ内にある、発見日順に知られている天体のリストです。^{[31] [32] [33] [34] [35] [36]}

以下に挙げる天体は近日点が40AU以上、半長軸が47.7AU以上（海王星との1:2共鳴、カイパーベルトのおおよその外縁）である。^[37]

以下の天体も、近日点距離が 38～40 AU とやや短いものの、一般的には分離天体であると考えられます。

• 古典的なカイパーベルト天体
• 太陽系の天体の最大遠日点別リスト
• 海王星外天体のリスト
• 極限の太陽系外縁天体
• 海王星以外の惑星