散乱ディスク

散乱円盤（または散乱円盤）は、太陽系の遠方にある恒星周回円盤で、太陽系の氷で覆われた小天体がまばらに存在し、太陽系外縁天体の広範なファミリーの一部である。散乱円盤天体（SDO）の軌道離心率は0.8、軌道傾斜角は40°、近日点は30天文単位（4.5 × 10 ⁹  km、2.8 × 10 ⁹ mi）を超える。これらの極端な軌道は、ガス巨星 による重力「散乱」の結果であると考えられており、これらの天体は海王星による摂動を受け続けている。

最も近い散乱円盤天体は太陽に約 30～35 AU で近づきますが、その軌道は 100 AU をはるかに超えることもあります。このため、散乱円盤天体は太陽系で最も低温で、最も遠い天体の 1 つとなっています。^[1]散乱円盤の最も内側の部分は、伝統的にカイパーベルトと呼ばれるトーラス状の軌道天体の領域と重なっていますが、^[2]その外側の限界は、カイパーベルト自体よりも太陽からはるかに遠く、黄道の上下にまで達しています。^[a]

その不安定な性質のため、現在、天文学者は散乱円盤が太陽系のほとんどの周期彗星の起源であると考えている。木星と海王星の間にある氷の天体の集団であるケンタウルス族は、物体が散乱円盤から太陽系内部へ移動する中間段階にある。^[4]最終的には、巨大惑星からの摂動によってそのような物体が太陽に向かって送り込まれ、周期彗星に変化する。提案されているオールトの雲の多くの物体も散乱円盤で発生したと考えられている。分離した物体は散乱円盤物体と明確に区​​別されず、セドナなどの一部はこのグループに含まれると考えられることがある。

伝統的に、天文学では、太陽系の天体を検出するために点滅比較器のような装置が使用されていました。なぜなら、これらの天体は 2 回の露光の間を移動するためです。これには、写真乾板やフィルムを露光して現像し、その後、人が点滅比較器を使用して手動で可能性のある天体を検出するという時間のかかる手順が必要でした。1980 年代には、望遠鏡でCCDベースのカメラを使用することで、電子画像を直接生成し、簡単にデジタル化してデジタル画像に転送できるようになりました。CCD はフィルムよりも多くの光を捉え (入射光の約 90% に対して 10%)、点滅は調整可能なコンピューター画面で実行できるため、調査のスループットが向上しました。その結果、新しい発見が殺到しました。1992 年から 2006 年の間に、1,000 を超える太陽系外縁天体が発見されました。^[5]

散乱円盤天体（SDO）として最初に認識されたのは1996 TL ₆₆ ^{[6] [7]}で、1996年にハワイのマウナケアに拠点を置く天文学者によって最初に特定されました。1999年の同じ調査でさらに3つ、 1999 CV _118、1999 CY _118、1999 CF ₁₁₉が特定されました。^[8]現在SDOとして分類されている最初の発見された天体は1995 TL 8で、1995_年にスペースウォッチによって発見されました。^[9]

2011年現在、200を超える散乱光天体が確認されており、^[10]その中には、 Gǃkúnǁʼhòmdímà（シュワンブ、ブラウン、ラビノウィッツが発見）、Gonggong（シュワンブ、ブラウン、ラビノウィッツ）^[11] 2002 TC ₃₀₂（NEAT）、エリス（ブラウン、トルヒーヨ、ラビノウィッツ）^[12] セドナ（ブラウン、トルヒーヨ、ラビノウィッツ）^[13]および474640 アリカント（Deep Ecliptic Survey）^[14]がある。カイパーベルトと散乱円盤の天体の数はほぼ同じであると仮定されているが、距離が遠いために観測に偏りがあり、これまでに観測された散乱光天体の数ははるかに少ない。^[15]

既知の太陽系外天体は、カイパーベルトと散乱円盤の2つのサブグループに分けられることが多い。^[16]太陽系外天体の3番目の貯蔵庫であるオールトの雲が仮説として立てられているが、オールトの雲の直接観測は確認されていない。^[2]さらに、一部の研究者は、散乱円盤と内側オールトの雲の間に「分離した天体」が存在する遷移空間があると示唆している。^[17]

カイパーベルトは、約 30 から 50 AU ^{[18]に広がる比較的厚い}トーラス(または「ドーナツ」) 空間で、カイパーベルト天体(KBO)の 2 つの主要な集団で構成されています。1 つは海王星の影響を受けない軌道にある古典的なカイパーベルト天体(または「キューベワノ」) で、もう 1 つは海王星によって 2:3 (天体が海王星の軌道を 3 回回るごとに 2 回周回) や 1:2 (天体が海王星の軌道を 2 回回るごとに 1 回周回) などの正確な軌道比に固定された共鳴カイパーベルト天体です。軌道共鳴と呼ばれるこれらの比率により、カイパーベルト天体は、太陽系の年齢とともに海王星の重力の影響によって消滅していたはずの領域に存続することができます。これは、カイパーベルト天体が海王星に十分近くないため、その重力によって散乱されないためです。 2:3 共鳴のものは、冥王星がそのグループの中で最大のメンバーであるため、「プルティノ」として知られています。一方、1:2 共鳴のものは、「ツーティノ」として知られています。

カイパーベルトとは対照的に、散乱円盤天体は海王星によって乱される可能性がある。^[19]散乱円盤天体は、最接近時には海王星の重力範囲内（約 30 AU）にまで到達するが、最遠距離ではその何倍にも達する。^[17]現在進行中の研究^[20]によると、木星と海王星の間を周回する氷小惑星の一種であるケンタウルス族は、単に海王星によって太陽系の奥地に投げ込まれた散乱円盤天体である可能性があり、海王星外散乱天体ではなく「海王星外散乱天体」となる。^[21] (29981) 1999 TD ₁₀などの一部の天体は、その区別を曖昧にしており^[22]、海王星外散乱天体のすべてを公式にカタログ化している小惑星センター（MPC）では、ケンタウルス族と散乱円盤天体を一緒にリストしている。^[10]

しかし、MPC はカイパーベルトと散乱円盤を明確に区別し、安定軌道にある天体 (カイパーベルト) と散乱軌道にある天体 (散乱円盤とケンタウルス族) を区別しています。^[10]しかし、カイパーベルトと散乱円盤の違いは明確ではなく、多くの天文学者は散乱円盤を別の集団ではなくカイパーベルトの外側の領域と見ています。散乱円盤の天体には「散乱カイパーベルト天体」(SKBO) という別の用語が使用されています。^[23]

モルビデリとブラウンは、カイパーベルトの天体と散乱円盤天体の違いは、後者の天体は「海王星との接近および遠距離の遭遇によって半長軸方向に運ばれる」^[16]のに対し、前者はそのような接近遭遇を経験していない点にあると提案している。この描写は（彼らが指摘するように）太陽系の年齢を考えると不十分である。なぜなら、「共鳴に閉じ込められた」天体は「散乱段階から非散乱段階（およびその逆）に何度も移行する可能性がある」からである。^[16]つまり、海王星外縁天体は、時間の経過とともにカイパーベルトと散乱円盤の間を行き来することができる。そのため、彼らは代わりに天体ではなく領域を定義することを選択し、散乱円盤をヒル球の半径内の「海王星に遭遇した天体が訪れることができる軌道空間の領域」 、カイパーベルトを「a > 30 AU 領域内のその補完領域」と定義した。太陽系のうち、半径が30AUを超える天体が存在する領域。^[16]

小惑星センターは、太陽系外縁天体90377セドナを散乱円盤天体として分類している。発見者のマイケル・E・ブラウンは、近日点距離が76AUであるため、外惑星の重力の影響を受けるには遠すぎるため、散乱円盤ではなく内側オールトの雲天体とみなすべきだと示唆している。^[24]この定義によれば、近日点距離が40AUを超える天体は散乱円盤の外側に分類される可能性がある。^[25]

セドナはそのような天体だけではありません。(148209) 2000 CR 105 (セドナより前に発見) と474640 アリカントは近日点が海王星から遠すぎるため、海王星の影響を受けません。このため、天文学者の間では、拡張散乱円盤( E-SDO )と呼ばれる新しい小惑星群についての議論が起こりました。 ^[26] 2000 CR 105 は、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もあります。最近では、これらの天体は「分離」^[27]または遠方分離天体( DDO )と呼ばれています。^[28]

散乱領域と分離領域の間には明確な境界はない。^[25]ゴメスらは、SDO を「高度に偏心した軌道、海王星を超える近日点、1:2 共鳴を超える長半径」を持つものと定義している。この定義によれば、遠方の分離天体はすべて SDO である。^[17]分離天体の軌道は海王星の散乱では生成できないため、通過する恒星^{[29] [30]}や遠方の惑星サイズの天体^[28]など、代替の散乱メカニズムが提唱されている。あるいは、これらの天体は通過する恒星から捕獲されたのではないかとも示唆されている。^[31]

JL Elliott らによる Deep Ecliptic Survey の 2005 年の報告書で導入された方式では、散乱近距離(つまり典型的な SDO) と散乱拡張(つまり分離したオブジェクト) の 2 つのカテゴリが区別されています。^[32]散乱近距離オブジェクトは、軌道が非共鳴で、惑星軌道を横断せず、ティセランド パラメータ(海王星を基準として) が 3 未満のオブジェクトです。[ ^32]散乱拡張オブジェクトは、ティセランド パラメータ(海王星を基準として) が 3 を超え、時間平均離心率が 0.2 を超えています。^[32]

2007年にBJ Gladman、BG Marsden 、C. Van Laerhovenによって導入された別の分類では、ティセランパラメータの代わりに1000万年の軌道積分を使用しています。^[33]軌道が共鳴しておらず、軌道長半径が2000 AU以下で、積分中に軌道長半径が1.5 AU以上の偏移を示す場合、その天体はSDOとみなされます。^[33] Gladmanらは、この現在の移動性を強調するために散乱円盤天体という用語を提案しています。^[33]上記の定義によれば天体がSDOではないが、軌道の離心率が0.240より大きい場合は、分離TNOとして分類されます。^[33]（離心率がより小さい天体は古典的であると考えられる。）この図では、円盤は海王星の軌道から2000AUまで広がっており、これは内側オールトの雲と呼ばれる領域である。

散乱円盤は非常に動的な環境です。^[15]散乱円盤天体は海王星の影響を受ける可能性があるため、その軌道は常に乱れる危険にさらされています。つまり、オールトの雲に向かって外側に飛ばされるか、ケンタウルス族や最終的には木星族の彗星に向かって内側に飛ばされるかのいずれかです。^[15]このため、グラッドマンらは、この領域を散乱円盤ではなく散乱円盤と呼ぶことを好みます。^{[33]カイパーベルト天体 (KBO) とは異なり、散乱円盤天体の軌道は}黄道から最大 40° 傾くことがあります。^[34]

SDOは典型的には中程度から高い離心率を持ち、軌道長半径が50AUを超えるが、近日点では海王星の影響下に入る。^[35]近日点がおよそ30AUであることは散乱天体の特徴の一つであり、海王星の重力の影響を受けることができる。^[8]

古典的天体（キュベワノ）は散乱天体とは大きく異なります。キュベワノ全体の30%以上が傾斜角の小さい円に近い軌道上にあり、その軌道離心率は0.25でピークに達します。^[36]古典的天体の離心率は0.2から0.8の範囲です。散乱天体の傾斜角はより極端なKBOsに似ていますが、散乱天体のうち、KBO集団の多くほど黄道に近い軌道を持つものはほとんどありません。^[15]

散乱円盤内の動きはランダムですが、同じような方向を向く傾向があり、これはSDOが海王星との一時的な共鳴に閉じ込められる可能性があることを意味します。散乱円盤内の共鳴軌道の例として、1:3、2:7、3:11、5:22、4:79などがあります。^[17]

散乱円盤については未だ十分に理解されておらず、カイパーベルトと散乱円盤の形成に関する、観測されたすべての特性を説明できるモデルはまだ提案されていない。^[16]

現代のモデルによれば、散乱円盤はカイパーベルト天体（KBO）が海王星や他の外惑星との重力相互作用によって偏心軌道や傾斜軌道に「散乱」されたときに形成された。^[37]このプロセスが発生する時間の長さは不明である。1つの仮説では、その期間は太陽系の全年齢に等しいと推定されている。^{[38] 2番目の仮説では、散乱は海王星の初期}移動期に比較的急速に起こったと仮定している。^[39]

太陽系の時代を通じて継続的に形成されるモデルは、カイパーベルト内の弱い共鳴（5:7や8:1など）またはより強い共鳴の境界で、物体が数百万年かけて弱い軌道不安定性を起こす可能性があることを示している。特に4:7共鳴は大きな不安定性がある。カイパーベルト天体は、巨大な物体が接近したり衝突したりすることで不安定な軌道にシフトすることもある。時間の経過とともに、散乱円盤はこれらの孤立したイベントから徐々に形成されるだろう。^[17]

コンピュータシミュレーションでは、散乱円盤の形成がより急速かつ早期に行われたことも示唆されている。現代の理論では、天王星も海王星も土星の外側でその場で形成された可能性はないとされている。その範囲には原始物質が少なすぎて、そのような高質量の天体を生成することはできなかったからである。代わりに、これらの惑星と土星は木星の近くで形成されたが、太陽系の初期の進化の過程で、おそらく散乱した天体との角運動量の交換によって外側に投げ出された可能性がある。 ^[40]木星と土星の軌道が 2:1 共鳴 (土星の軌道 1 つにつき木星の軌道 2 つ) に移行すると、それらの複合重力によって天王星と海王星の軌道が乱され、海王星はプロトカイパーベルトの一時的な「カオス」に陥った。^[39]海王星が外側に移動するにつれて、多くの海王星外天体がより高く、より偏心した軌道に散乱した。^{[37] [41]}このモデルによれば、散乱円盤内の天体の90%以上が「海王星の共鳴によって移動期にこれらの偏心軌道に押し上げられた可能性がある...[したがって]散乱円盤はそれほど散乱していない可能性がある」とされている。^[40]

散乱天体は、他の太陽系外縁天体と同様に密度が低く、主に水やメタンなどの凍結した揮発性物質で構成されています。^[42]選択されたカイパーベルト天体と散乱天体のスペクトル分析により、同様の化合物の兆候が明らかになりました。たとえば、冥王星とエリスにはメタンの兆候が見られます。^[43]

天文学者たちは当初、太陽系外縁天体はすべて同じ地域で発生し、同じ物理的過程を経たと考えられていたため、表面が同じような赤い色をしているだろうと想定していた。^[42]具体的には、太陽からの太陽光によって化学的にソリンに変化したメタンが大量に表面に存在していると予想されていた。これが青い光を吸収し、赤みがかった色を作り出す。 ^[42]古典的な天体のほとんどはこの色を示しているが、散乱した天体はそうではなく、白または灰色がかった外観を示す。^[42]

1つの説明は、衝突によってより白い地表層が露出することである。もう1つの説明は、散乱された天体が太陽からより遠いため、地球型惑星や巨大ガス惑星の組成勾配に似た組成勾配が形成されるというものである。^[42]散乱天体エリスの発見者であるマイケル・E・ブラウンは、エリスの色が薄いのは、太陽からの現在の距離ではメタン大気がエリスの表面全体で凍結し、数インチの厚さの明るい白い氷の層を形成しているためではないかと示唆している。対照的に、冥王星は太陽に近いため十分に暖かいため、メタンはより冷たくアルベドの高い領域でのみ凍結し、アルベドの低いソリンで覆われた領域は氷のない状態になるだろう。^[43]

カイパーベルトは当初、太陽系の黄道彗星の発生源であると考えられていました。しかし、1992年以降のこの地域の研究では、カイパーベルト内の軌道は比較的安定しており、黄道彗星は軌道が一般的にあまり安定していない散乱円盤から発生していることがわかりました。^[44]

彗星は大まかに短周期彗星と長周期彗星の2つに分類でき、長周期彗星はオールトの雲で発生したと考えられている。短周期彗星の2つの主なカテゴリーは、木星族彗星（JFC）とハレー型彗星である。^{[15]ハレー型彗星は、原型である}ハレー彗星にちなんで名付けられ、オールトの雲で発生したが、巨大惑星の重力によって太陽系内に引き込まれたと考えられている。^[45]一方、JFCは散乱円盤で発生したと考えられている。^[19]ケンタウルス族は、散乱円盤と木星族の中間段階の力学的段階であると考えられている。^[20]

木星族の彗星の多くは散乱円盤から発生した可能性があるにもかかわらず、SDOとJFCの間には多くの違いがあります。ケンタウルス族は多くのSDOと赤みがかったまたは中間色を共有していますが、その核はより青く、基本的な化学的または物理的違いを示しています。^[45] 1つの仮説は、彗星の核が太陽に近づくにつれて、地下物質によって表面が再形成され、その後、古い物質が埋もれるというものです。^[45]

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