Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Disco disperso

Eris (en el centro), el objeto del disco disperso más grande conocido, y su luna Dysnomia (a la izquierda de Eris). El disco disperso (o disco disperso ) es un disco circunestel...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita
Eris (en el centro), el objeto del disco disperso más grande conocido, y su luna Dysnomia (a la izquierda de Eris).

El disco disperso (o disco disperso ) es un disco circunestelar distante en el Sistema Solar que está escasamente poblado por pequeños cuerpos helados del Sistema Solar , que son un subconjunto de la familia más amplia de objetos transneptunianos . Los objetos del disco disperso (SDO, por sus siglas en inglés) tienen excentricidades orbitales que llegan hasta 0,8, inclinaciones de hasta 40° y perihelios mayores de 30 unidades astronómicas (4,5 × 10⁹ km; 2,8 × 10⁹ mi) . Se cree que estas órbitas extremas son el resultado de la "dispersión" gravitacional por los gigantes gaseosos , y los objetos continúan sujetos a perturbaciones por el planeta Neptuno .  

Aunque los objetos del disco disperso más cercanos se aproximan al Sol a unas 30-35  UA, sus órbitas pueden extenderse mucho más allá de las 100  UA. Esto convierte a los objetos del disco disperso en algunos de los objetos conocidos más fríos y distantes del Sistema Solar. [ 1 ] La porción más interna del disco disperso se superpone con una región en forma de toroide de objetos en órbita tradicionalmente llamada cinturón de Kuiper , [ 2 ] pero sus límites exteriores se extienden mucho más lejos del Sol y más por encima y por debajo de la eclíptica que el propio cinturón de Kuiper. [ a ]

Debido a su naturaleza inestable, los astrónomos ahora consideran que el disco disperso es el lugar de origen de la mayoría de los cometas periódicos en el Sistema Solar, siendo los centauros , una población de cuerpos helados entre Júpiter y Neptuno, la etapa intermedia en la migración de un objeto desde el disco hacia el Sistema Solar interior. [ 4 ] Finalmente, las perturbaciones de los planetas gigantes envían dichos objetos hacia el Sol, transformándolos en cometas periódicos. Se cree que muchos objetos de la propuesta nube de Oort también se originaron en el disco disperso. Los objetos separados no se distinguen claramente de los objetos del disco disperso, y algunos, como Sedna, a veces se han considerado incluidos en este grupo.

Descubrimiento

Tradicionalmente, en astronomía se utilizaban dispositivos como el comparador de parpadeo para detectar objetos en el Sistema Solar, ya que estos objetos se movían entre dos exposiciones. Esto implicaba pasos laboriosos como la exposición y el revelado de placas o películas fotográficas , y el uso posterior del comparador de parpadeo para detectar manualmente los objetos potenciales. Durante la década de 1980, el uso de cámaras CCD en telescopios permitió producir directamente imágenes electrónicas que luego podían digitalizarse y transferirse fácilmente a imágenes digitales . Dado que el CCD capturaba más luz que la película (aproximadamente el 90 % frente al 10 % de la luz incidente) y el parpadeo podía realizarse ahora en una pantalla de ordenador ajustable, los estudios permitieron un mayor rendimiento. El resultado fue una avalancha de nuevos descubrimientos: se detectaron más de mil objetos transneptunianos entre 1992 y 2006. [ 5 ]

El primer objeto de disco disperso (SDO) reconocido como tal fue 1996 TL 66 , [ 6 ] [ 7 ] identificado originalmente en 1996 por astrónomos con base en Mauna Kea en Hawái. Tres más fueron identificados por el mismo estudio en 1999: 1999 CV 118 , 1999 CY 118 y 1999 CF 119. [ 8 ] El primer objeto actualmente clasificado como un SDO en ser descubierto fue 1995 TL 8 , encontrado en 1995 por Spacewatch . [ 9 ]

Hasta 2011, se han identificado más de 200 SDO, [ 10 ] incluyendo Gǃkúnǁʼhòmdímà (descubierto por Schwamb, Brown y Rabinowitz), Gonggong (Schwamb, Brown y Rabinowitz) [ 11 ] 2002 TC 302 ( NEAT ), Eris (Brown, Trujillo y Rabinowitz), [ 12 ] Sedna (Brown, Trujillo y Rabinowitz), [ 13 ] y 474640 Alicanto ( Deep Ecliptic Survey ). [ 14 ] Aunque se hipotetiza que el número de objetos en el cinturón de Kuiper y el disco disperso es aproximadamente igual, el sesgo de observación debido a su mayor distancia significa que se han observado muchos menos SDO hasta la fecha. [ 15 ]

Subdivisiones del espacio transneptuniano

La excentricidad e inclinación de la población de discos dispersos en comparación con los objetos clásicos y resonantes 5:2 del cinturón de Kuiper.

Los objetos transneptunianos conocidos suelen dividirse en dos subpoblaciones: el cinturón de Kuiper y el disco disperso. [ 16 ] Se ha hipotetizado la existencia de un tercer reservorio de objetos transneptunianos, la nube de Oort , aunque no se han realizado observaciones directas confirmadas de la misma. [ 2 ] Algunos investigadores sugieren además un espacio de transición entre el disco disperso y la nube de Oort interior, poblado por « objetos separados ». [ 17 ]

Disco disperso versus cinturón de Kuiper

El cinturón de Kuiper es un toroide (o "rosquilla") de espacio relativamente grueso, que se extiende desde aproximadamente 30  a 50  UA [ 18 ] y comprende dos poblaciones principales de objetos del cinturón de Kuiper (KBO): los objetos clásicos del cinturón de Kuiper (o "cubewanos"), que se encuentran en órbitas no afectadas por Neptuno, y los objetos resonantes del cinturón de Kuiper , aquellos que Neptuno ha fijado en una relación orbital precisa como 2:3 (el objeto da dos vueltas por cada tres órbitas de Neptuno) y 1:2 (el objeto da una vuelta por cada dos órbitas de Neptuno). Estas relaciones, llamadas resonancias orbitales , permiten que los KBO persistan en regiones que la influencia gravitacional de Neptuno habría despejado a lo largo de la edad del Sistema Solar, ya que los objetos nunca están lo suficientemente cerca de Neptuno como para ser dispersados ​​por su gravedad. Aquellos que se encuentran en resonancias 2:3 se conocen como " plutinos ", porque Plutón es el miembro más grande de su grupo, mientras que aquellos que se encuentran en resonancias 1:2 se conocen como " twotinos ".

A diferencia del cinturón de Kuiper, la población de objetos del disco disperso puede verse perturbada por Neptuno. [ 19 ] Los objetos del disco disperso se encuentran dentro del rango gravitacional de Neptuno en sus aproximaciones más cercanas (~30  UA), pero sus distancias más lejanas alcanzan muchas veces esa distancia. [ 17 ] Investigaciones en curso [ 20 ] sugieren que los centauros , una clase de planetas menores helados que orbitan entre Júpiter y Neptuno, podrían ser simplemente SDO arrojados a los confines del Sistema Solar por Neptuno, lo que los convierte en objetos dispersos "cisneptunianos" en lugar de transneptunianos. [ 21 ] Algunos objetos, como (29981) 1999 TD 10 , difuminan la distinción [ 22 ] y el Centro de Planetas Menores (MPC), que cataloga oficialmente todos los objetos transneptunianos , ahora incluye a los centauros y los SDO juntos. [ 10 ]

El MPC, sin embargo, establece una clara distinción entre el cinturón de Kuiper y el disco disperso, separando los objetos en órbitas estables (el cinturón de Kuiper) de aquellos en órbitas dispersas (el disco disperso y los centauros). [ 10 ] No obstante, la diferencia entre el cinturón de Kuiper y el disco disperso no es tan clara, y muchos astrónomos consideran el disco disperso no como una población separada, sino como una región externa del cinturón de Kuiper. Otro término utilizado es «objeto disperso del cinturón de Kuiper» (o SKBO) para referirse a los cuerpos del disco disperso. [ 23 ]

Morbidelli y Brown proponen que la diferencia entre los objetos del cinturón de Kuiper y los objetos del disco disperso es que estos últimos cuerpos "son transportados en el semieje mayor por encuentros cercanos y lejanos con Neptuno", [ 16 ] pero los primeros no experimentaron tales encuentros cercanos. Esta delimitación es inadecuada (como señalan) sobre la edad del Sistema Solar, ya que los cuerpos "atrapados en resonancias" podrían "pasar de una fase de dispersión a una fase sin dispersión (y viceversa) numerosas veces". [ 16 ] Es decir, los objetos transneptunianos podrían viajar de un lado a otro entre el cinturón de Kuiper y el disco disperso a lo largo del tiempo. Por lo tanto, optaron en cambio por definir las regiones, en lugar de los objetos, definiendo el disco disperso como "la región del espacio orbital que pueden visitar los cuerpos que han encontrado a Neptuno" dentro del radio de una esfera de Hill , y el cinturón de Kuiper como su "complemento  ... en la región a > 30  UA"; la región del Sistema Solar poblada por objetos con semiejes mayores de 30  UA. [ 16 ]

objetos separados

El Centro de Planetas Menores clasifica el objeto transneptuniano 90377 Sedna como un objeto del disco disperso. Su descubridor, Michael E. Brown, sugirió que debería considerarse un objeto de la nube de Oort interior en lugar de un miembro del disco disperso, ya que, con una distancia al perihelio de 76 UA, está demasiado lejos para verse afectado por la atracción gravitatoria de los planetas exteriores. [ 24 ] Según esta definición, un objeto con un perihelio mayor de 40  UA podría clasificarse como fuera del disco disperso. [ 25 ]

Sedna no es el único objeto de este tipo: (148209) 2000 CR 105 (descubierto antes que Sedna) y 474640 Alicanto tienen un perihelio demasiado lejos de Neptuno como para verse influenciados por él. Esto dio lugar a un debate entre los astrónomos sobre un nuevo conjunto de planetas menores, denominado disco disperso extendido ( E-SDO ). [ 26 ] 2000 CR 105 también podría ser un objeto de la nube de Oort interna o (más probablemente) un objeto de transición entre el disco disperso y la nube de Oort interna. Más recientemente, a estos objetos se les ha denominado "desprendidos" [ 27 ] u objetos desprendidos distantes ( DDO ) . [ 28 ]

No existen límites claros entre las regiones dispersas y separadas. [ 25 ] Gomes et al. definen los SDO como aquellos que tienen "órbitas altamente excéntricas, perihelios más allá de Neptuno y semiejes mayores más allá de la resonancia 1:2". Según esta definición, todos los objetos separados distantes son SDO. [ 17 ] Dado que las órbitas de los objetos separados no pueden ser producidas por la dispersión de Neptuno, se han propuesto mecanismos de dispersión alternativos, incluyendo una estrella que pasa [ 29 ] [ 30 ] o un objeto distante del tamaño de un planeta . [ 28 ] Alternativamente, se ha sugerido que estos objetos han sido capturados de una estrella que pasa. [ 31 ]

Un esquema introducido por un informe de 2005 del Deep Ecliptic Survey de JL Elliott et al. distingue entre dos categorías: dispersos-cercanos (es decir, SDO típicos) y dispersos-extendidos (es decir, objetos separados). [ 32 ] Los objetos dispersos-cercanos son aquellos cuyas órbitas no son resonantes, no cruzan órbitas planetarias y tienen un parámetro de Tisserand (relativo a Neptuno) menor que 3. [ 32 ] Los objetos dispersos-extendidos tienen un parámetro de Tisserand (relativo a Neptuno) mayor que 3 y tienen una excentricidad promedio en el tiempo mayor que 0,2. [ 32 ]

Una clasificación alternativa, introducida por BJ Gladman , BG Marsden y C. Van Laerhoven en 2007, utiliza la integración de órbita de 10 millones de años en lugar del parámetro de Tisserand. [ 33 ] Un objeto califica como SDO si su órbita no es resonante, tiene un semieje mayor no mayor de 2000 UA y, durante la integración, su semieje mayor muestra una excursión de 1,5 UA o más. [ 33 ] Gladman et al. sugieren el término objeto de disco de dispersión para enfatizar esta movilidad actual. [ 33 ] Si el objeto no es un SDO según la definición anterior, pero la excentricidad de su órbita es mayor que 0,240, se clasifica como un TNO separado . [ 33 ] (Los objetos con menor excentricidad se consideran clásicos). En este esquema, el disco se extiende desde la órbita de Neptuno hasta 2000 UA, la región conocida como la nube de Oort interior.

Órbitas

Distribución de objetos transneptunianos, con el semieje mayor en el eje horizontal y el perihelio en el eje vertical. Los objetos del disco dispersos ocupan la amplia región horizontal en gris y púrpura, mientras que los objetos en resonancia con Neptuno se muestran en rojo. Los objetos transneptunianos extremos y los sednoides se representan en rosa, marrón y amarillo. Finalmente, el cinturón de Kuiper clásico se muestra en azul.

El disco disperso es un entorno muy dinámico. [ 15 ] Debido a que aún pueden ser perturbados por Neptuno, las órbitas de los SDO siempre están en peligro de interrupción; ya sea de ser enviados hacia afuera a la nube de Oort o hacia adentro a la población de centauros y, finalmente, a la familia de cometas de Júpiter. [ 15 ] Por esta razón, Gladman et al. prefieren referirse a la región como el disco disperso, en lugar de disperso. [ 33 ] A diferencia de los objetos del cinturón de Kuiper (KBO), las órbitas de los objetos del disco disperso pueden estar inclinadas hasta 40° con respecto a la eclíptica . [ 34 ]

Los SDO se caracterizan típicamente por órbitas con excentricidades medias y altas con un semieje mayor mayor de 50  UA, pero sus perihelios los colocan dentro de la influencia de Neptuno. [ 35 ] Tener un perihelio de aproximadamente 30  UA es una de las características definitorias de los objetos dispersos, ya que permite que Neptuno ejerza su influencia gravitacional. [ 8 ]

Los objetos clásicos ( cubewanos ) son muy diferentes de los objetos dispersos: más del 30 % de todos los cubewanos se encuentran en órbitas de baja inclinación, casi circulares, cuyas excentricidades alcanzan un máximo de 0,25. [ 36 ] Los objetos clásicos poseen excentricidades que van de 0,2 a 0,8. Aunque las inclinaciones de los objetos dispersos son similares a las de los KBO más extremos, muy pocos objetos dispersos tienen órbitas tan cercanas a la eclíptica como gran parte de la población de KBO. [ 15 ]

Aunque los movimientos en el disco disperso son aleatorios, tienden a seguir direcciones similares, lo que significa que los SDO pueden quedar atrapados en resonancias temporales con Neptuno. Ejemplos de posibles órbitas resonantes dentro del disco disperso incluyen 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 y 4:79. [ 17 ]

Formación

Simulación que muestra los planetas exteriores y el cinturón de Kuiper: a)  Antes de la resonancia 2:1 de Júpiter / Saturno b)  Dispersión de objetos del cinturón de Kuiper en el Sistema Solar tras el cambio orbital de Neptuno c)  Tras la eyección de cuerpos del cinturón de Kuiper por Júpiter

El disco disperso aún no se comprende bien: todavía no se ha propuesto ningún modelo de formación del cinturón de Kuiper y del disco disperso que explique todas sus propiedades observadas. [ 16 ]

Según los modelos contemporáneos, el disco disperso se formó cuando los objetos del cinturón de Kuiper (KBO) fueron "dispersados" en órbitas excéntricas e inclinadas por la interacción gravitacional con Neptuno y los demás planetas exteriores . [ 37 ] El tiempo que duró este proceso sigue siendo incierto. Una hipótesis estima un período igual a la edad total del Sistema Solar; [ 38 ] una segunda postula que la dispersión tuvo lugar relativamente rápido, durante la época de migración temprana de Neptuno . [ 39 ]

Los modelos de formación continua a lo largo de la era del Sistema Solar ilustran que, en resonancias débiles dentro del cinturón de Kuiper (como 5:7 u 8:1), o en los límites de resonancias más fuertes, los objetos pueden desarrollar inestabilidades orbitales débiles durante millones de años. La resonancia 4:7, en particular, presenta una gran inestabilidad. Los objetos del cinturón de Kuiper también pueden desplazarse a órbitas inestables por el paso cercano de objetos masivos o mediante colisiones. Con el tiempo, el disco disperso se formaría gradualmente a partir de estos eventos aislados. [ 17 ]

Las simulaciones por computadora también han sugerido una formación más rápida y temprana para el disco disperso. Las teorías modernas indican que ni Urano ni Neptuno podrían haberse formado in situ más allá de Saturno, ya que existía muy poca materia primordial en ese rango para producir objetos de tan alta masa. En cambio, estos planetas, y Saturno, pueden haberse formado más cerca de Júpiter, pero fueron lanzados hacia afuera durante la evolución temprana del Sistema Solar, tal vez a través de intercambios de momento angular con objetos dispersos. [ 40 ] Una vez que las órbitas de Júpiter y Saturno cambiaron a una resonancia 2:1 (dos órbitas de Júpiter por cada órbita de Saturno), su atracción gravitatoria combinada perturbó las órbitas de Urano y Neptuno, enviando a Neptuno al "caos" temporal del protocinturón de Kuiper. [ 39 ] A medida que Neptuno viajaba hacia afuera, dispersó muchos objetos transneptunianos a órbitas más altas y excéntricas. [ 37 ] [ 41 ] Este modelo afirma que el 90% o más de los objetos en el disco disperso pueden haber sido "promovidos a estas órbitas excéntricas por las resonancias de Neptuno durante la época de migración... [por lo tanto] el disco disperso podría no estar tan disperso". [ 40 ]

Composición

Los espectros infrarrojos de Eris y Plutón , que resaltan sus líneas de absorción de metano comunes.

Los objetos dispersos, al igual que otros objetos transneptunianos, tienen bajas densidades y están compuestos principalmente de volátiles congelados como agua y metano . [ 42 ] El análisis espectral de objetos seleccionados del cinturón de Kuiper y objetos dispersos ha revelado indicios de compuestos similares. Tanto Plutón como Eris, por ejemplo, muestran indicios de metano. [ 43 ]

Los astrónomos supusieron inicialmente que toda la población transneptuniana mostraría un color rojo similar en su superficie, ya que se creía que se habían originado en la misma región y habían estado sujetos a los mismos procesos físicos. [ 42 ] Específicamente, se esperaba que los SDO tuvieran grandes cantidades de metano en su superficie, alterado químicamente en tolinas por la luz solar. Esto absorbería la luz azul, creando un tono rojizo. [ 42 ] La mayoría de los objetos clásicos muestran este color, pero los objetos dispersos no; en cambio, presentan una apariencia blanca o grisácea. [ 42 ]

Una explicación es la exposición de capas subsuperficiales más blancas por impactos; otra es que la mayor distancia de los objetos dispersos al Sol crea un gradiente de composición, análogo al gradiente de composición de los planetas terrestres y gigantes gaseosos. [ 42 ] Michael E. Brown, descubridor del objeto disperso Eris, sugiere que su color más pálido podría deberse a que, a su distancia actual del Sol, su atmósfera de metano está congelada sobre toda su superficie, creando una capa de hielo blanco brillante de varias pulgadas de espesor. Plutón, por el contrario, al estar más cerca del Sol, sería lo suficientemente cálido como para que el metano se congelara solo en regiones más frías y de alto albedo , dejando las regiones cubiertas de tolina de bajo albedo sin hielo. [ 43 ]

Cometas

Tempel 1 , un cometa de la familia de Júpiter.

Inicialmente se pensó que el cinturón de Kuiper era la fuente de los cometas eclípticos del Sistema Solar . Sin embargo, estudios de la región desde 1992 han demostrado que las órbitas dentro del cinturón de Kuiper son relativamente estables y que los cometas eclípticos se originan en el disco disperso, donde las órbitas son generalmente menos estables. [ 44 ]

Los cometas se pueden dividir a grandes rasgos en dos categorías: de período corto y de período largo; se cree que estos últimos se originan en la nube de Oort. Las dos categorías principales de cometas de período corto son los cometas de la familia de Júpiter (JFC) y los cometas tipo Halley . [ 15 ] Se cree que los cometas tipo Halley, que reciben su nombre de su prototipo, el cometa Halley , se originaron en la nube de Oort, pero fueron atraídos al sistema solar interior por la gravedad de los planetas gigantes, [ 45 ] mientras que se cree que los JFC se originaron en el disco disperso. [ 19 ] Se cree que los centauros son una etapa dinámicamente intermedia entre el disco disperso y la familia de Júpiter. [ 20 ]

Existen muchas diferencias entre los SDO y los JFC, aunque muchos de los cometas de la familia de Júpiter pueden haberse originado en el disco disperso. Si bien los centauros comparten una coloración rojiza o neutra con muchos SDO, sus núcleos son más azules, lo que indica una diferencia química o física fundamental. [ 45 ] Una hipótesis plantea que los núcleos de los cometas se renuevan a medida que se acercan al Sol mediante materiales subsuperficiales que posteriormente entierran el material más antiguo. [ 45 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ La literatura presenta inconsistencias en el uso de las frases «disco disperso» y «cinturón de Kuiper». Para algunos, se trata de poblaciones distintas; para otros, el disco disperso forma parte del cinturón de Kuiper. Incluso, algunos autores pueden alternar entre ambos usos en una misma publicación. [ 3 ] En este artículo, el disco disperso se considerará una población independiente del cinturón de Kuiper.

Referencias

  1. ↑ Masetti, Maggie (2007). "Escalas de distancia cósmica  : el sistema solar" . Sitio web del Centro de Investigación del Archivo Científico de Astrofísica de Altas Energías de la NASA . Consultado el 12 de julio de 2008 .
  2. 1 2 Morbidelli, Alessandro (2005). "Origen y evolución dinámica de los cometas y sus reservorios". arXiv : astro-ph/0512256 .
  3. ↑ Weissman, Paul R.; McFadden, Lucy-Ann; Johnson, Torrence V., eds. (1999). Enciclopedia del sistema solar . San Diego: Academic Press. pp. 584 (nota al pie). ISBN  978-0-12-226805-2.
  4. ↑ Horner, J.; Evans, NW; Bailey, ME (2004). "Simulaciones de la población de centauros – I. Las estadísticas generales" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 354 (3): 798– 810. arXiv : astro-ph/0407400 . Bibcode : 2004MNRAS.354..798H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x . S2CID 16002759 . 
  5. ↑ Sheppard, Scott S. (16-18 de octubre de 2005). «Cuerpos pequeños en el sistema solar exterior» (PDF) . Nuevos horizontes en astronomía: Simposio Frank N. Bash 2005. Austin, Texas: Sociedad Astronómica del Pacífico. págs. 3-14 . ISBN  1-58381-220-2. Archivado del original (PDF) el 12-10-2006 . Consultado el 14-08-2008 .
  6. ↑ Luu, Jane X.; Marsden, Brian G.; Jewitt, David C. (5 de junio de 1997). "Una nueva clase dinámica de objetos en el sistema solar exterior" (PDF) . Nature . 387 (6633): 573– 575. Bibcode : 1997Natur.387..573L . doi : 10.1038/42413 . S2CID 4370529. Archivado del original (PDF) el 12 de agosto de 2007. Recuperado el 2 de agosto de 2008 . 
  7. ↑ Davies, John Keith (2001). Más allá de Plutón: Explorando los límites exteriores del sistema solar . Cambridge University Press. pág . 111. ISBN  978-0-521-80019-8. Consultado el 2 de julio de 2008 .
  8. 1 2 Jewitt, David C. (agosto de 2009). "Objetos dispersos del cinturón de Kuiper (SKBO)" . Instituto de Astronomía . Recuperado el 23 de enero de 2010 .
  9. ↑ Schmadel, Lutz D. (2012). Diccionario de nombres de planetas menores (Sexta edición revisada y ampliada). Heidelberg; Nueva York: Springer. 925 págs. (Apéndice 10). ISBN   978-3-642-29717-5.Véase también Weissman, Paul Robert; McFadden, Lucy-Ann Adams; Johnson, TV, eds. (1999). Enciclopedia del sistema solar . San Diego: Academic Press. pág. 218. ISBN  978-0-12-226805-2.
  10. 1 2 3 IAU: Centro de Planetas Menores (2011-01-03). "Lista de centauros y objetos de disco dispersos" . Oficina Central de Telegramas Astronómicos, Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . Recuperado el 2011-01-03 .
  11. ↑ Schwamb, ME; Brown, Michael E.; Rabinowitz, Davdi; Marsden, Brian G. (2008). "2007 UK126". Minor Planet Electronic Circ . 2008-D38: 38. Bibcode : 2008MPEC....D...38S .
  12. ↑ "Circunstancias del descubrimiento: Planetas menores numerados" . Centro de Planetas Menores. 1 de mayo de 2007. Consultado el 25 de octubre de 2010 .
  13. ↑ "Circunstancias del descubrimiento: Planetas menores numerados (90001)-(95000)" . Centro de Planetas Menores . Consultado el 25 de octubre de 2010 .
  14. ↑ Buie, Marc W. (2007-11-08). "Ajuste orbital y registro astrométrico para 04VN112" . SwRI (Departamento de Ciencias Espaciales). Archivado del original el 18 de agosto de 2010. Recuperado el 17 de julio de 2008 .
  15. 1 2 3 4 5 Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). «Poblaciones de cometas y dinámica cometaria» . En Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (eds.). Enciclopedia del Sistema Solar (2.ª ed.). Ámsterdam; Boston: Academic Press. págs. 575–588 . ISBN   978-0-12-088589-3.
  16. 1 2 3 4 5 Morbidelli, Alessandro; Brown, Michael E. (2004-11-01). "El cinturón de Kuiper y la evolución primordial del sistema solar" (PDF) . En MC Festou; HU Keller; HA Weaver (eds.). Cometas II . Tucson (AZ): University of Arizona Press. pp. 175–91 . ISBN  978-0-8165-2450-1. OCLC 56755773 . Archivado del original el 21-06-2009 . Recuperado el 27-07-2008 . {{cite book}}: CS1 maint: bot: estado de la URL original desconocido ( enlace )
  17. 1 2 3 4 5 Gomes, Rodney S.; Fernández, Julio A.; Gallardo, Tabaré; Brunini, Adrián (2008). "El disco disperso: orígenes, dinámica y estados finales" (PDF) . Universidad de la República, Uruguay . Consultado el 10 de agosto de 2008 .
  18. ^ De Sanctis, MC; Capria, MT; Coradini, A. (2001). "Evolución térmica y diferenciación de objetos del cinturón Edgeworth-Kuiper" . La Revista Astronómica . 121 (5): 2792– 2799. Bibcode : 2001AJ....121.2792D . doi : 10.1086/320385 .
  19. 1 2 Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2007). "Dinámica del cinturón de Kuiper" . En Lucy-Ann Adams McFadden; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (eds.). Enciclopedia del sistema solar (2.ª ed.). Ámsterdam; Boston: Academic Press. pp. 589–604 . ISBN   978-0-12-088589-3.
  20. 1 2 Horner, J.; Evans, NW; Bailey, Mark E.; Asher, DJ (2003). "Las poblaciones de cuerpos similares a cometas en el sistema solar" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 343 (4): 1057– 1066. arXiv : astro-ph/0304319 . Bibcode : 2003MNRAS.343.1057H . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x . S2CID 2822011 . 
  21. ↑ Remo señala que los cuerpos cisneptunianos "incluyen planetas terrestres y grandes planetas gaseosos, lunas planetarias, asteroides y cometas del cinturón principal dentro de la órbita de Neptuno". (Remo 2007)
  22. ↑ Silber, Kenneth (1999). "Nuevo objeto en el sistema solar desafía las categorías" . space.com . Archivado del original el 21 de septiembre de 2005. Recuperado el 12 de agosto de 2008 .
  23. ↑ Jewitt, David C. (2008). "Los KBO a escala de 1000 km" . Recuperado el 23 de enero de 2010 . 
  24. ↑ Brown, Michael E. "Sedna (El lugar más frío y distante conocido en el sistema solar; posiblemente el primer objeto en la nube de Oort, largamente hipotetizada)" . Instituto Tecnológico de California, Departamento de Ciencias Geológicas . Consultado el 2 de julio de 2008 .
  25. 1 2 Lykawka, Patryk Sofía; Mukai, Tadashi (2007). "Clasificación dinámica de objetos transneptunianos: sondeo de su origen, evolución e interrelación". Ícaro . 189 (1). Kobe: 213– 232. Código bibliográfico : 2007Icar..189..213L . doi : 10.1016/j.icarus.2007.01.001 .
  26. ↑ Gladman, Brett J. "¿Evidencia de un disco disperso extendido?" . Observatorio de la Costa Azul . Consultado el 2 de agosto de 2008 .
  27. ↑ Jewitt, David C. ; Delsanti, A. (2006). «El sistema solar más allá de los planetas». Actualización del sistema solar : revisiones temáticas y oportunas en ciencias del sistema solar (PDF) . Springer-Praxis Ed. ISBN  978-3-540-26056-1.
  28. 1 2 Gomes, Rodney S.; Matese, John J.; Lissauer, Jack J. (octubre de 2006). "Un compañero solar distante de masa planetaria puede haber producido objetos separados distantes". Icarus . 184 (2): 589– 601. Bibcode : 2006Icar..184..589G . doi : 10.1016/j.icarus.2006.05.026 .
  29. ↑ Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (noviembre de 2004). "Escenarios para el origen de las órbitas de los objetos transneptunianos 2000 CR 105 y 2003 VB 12 ". The Astronomical Journal . 128 (5): 2564– 2576. arXiv : astro-ph/0403358 . Bibcode : 2004AJ....128.2564M . doi : 10.1086/424617 . S2CID 119486916 . 
  30. ↑ Pfalzner, Susanne; Bhandare, Asmita; Vincke, Kirsten; Lacerda, Pedro (2018-08-09). "El sistema solar exterior posiblemente moldeado por un sobrevuelo estelar" . The Astrophysical Journal . 863 (1): 45. arXiv : 1807.02960 . Bibcode : 2018ApJ...863...45P . doi : 10.3847/1538-4357/aad23c . ISSN 1538-4357 . S2CID 119197960 .  
  31. ↑ Jílková, Lucie; Portegies Zwart, Simon; Pijloo, Tjibaria; Hammer, Michael (2015-11-01). "Cómo Sedna y su familia fueron capturadas en un encuentro cercano con un hermano solar" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 453 (3): 3158– 3163. arXiv : 1506.03105 . Bibcode : 2015MNRAS.453.3157J . doi : 10.1093/mnras/stv1803 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119188358 .  
  32. 1 2 3 Elliot, JL; Kern, SD; Clancy, KB; et al. (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 . S2CID 19385887 .  
  33. 1 2 3 4 5 Gladman, Brett J. ; Marsden, Brian G. ; Van Laerhoven, Christa (2008). "Nomenclatura en el sistema solar exterior". El sistema solar más allá de Neptuno . University of Arizona Press. pág. 43. Bibcode : 2008ssbn.book...43G . ISBN  978-0-8165-2755-7.
  34. ↑ Bertoldi, F.; Altenhoff, W.; Weiss, A.; Menten, KM; Thum, C. (2 de febrero de 2006). "El objeto transneptuniano UB 313 es más grande que Plutón". Nature . 439 (7076): 563– 564. Bibcode : 2006Natur.439..563B . doi : 10.1038/nature04494 . PMID 16452973 . S2CID 4369483 .  
  35. ↑ Trujillo, Chadwick A.; Jewitt, David C. ; Luu, Jane X. (2000-02-01). "Población del cinturón de Kuiper disperso" (PDF) . The Astrophysical Journal . 529 (2): L103– L106. arXiv : astro-ph/9912428 . Bibcode : 2000ApJ...529L.103T . doi : 10.1086/312467 . PMID 10622765 . S2CID 8240136 . Archivado del original (PDF) el 12 de agosto de 2007 . Recuperado el 2 de julio de 2008 .  
  36. ↑ Levison, Harold F. ; Morbidelli, Alessandro (27-11-2003). "La formación del cinturón de Kuiper por el transporte hacia afuera de cuerpos durante la migración de Neptuno". Nature . 426 (6965): 419– 421. Bibcode : 2003Natur.426..419L . doi : 10.1038/nature02120 . PMID 14647375 . S2CID 4395099 .  
  37. 1 2 Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1997). "Un disco de objetos helados dispersos y el origen de los cometas de la familia de Júpiter". Science . 276 (5319): 1670– 1672. Bibcode : 1997Sci...276.1670D . doi : 10.1126/science.276.5319.1670 . PMID 9180070 . 
  38. ↑ Levison, Harold F.; Duncan, Martin J. (1997). "Del cinturón de Kuiper a los cometas de la familia de Júpiter: la distribución espacial de los cometas eclípticos". Icarus . 127 (1): 13– 32. Bibcode : 1997Icar..127...13L . doi : 10.1006/icar.1996.5637 .
  39. 1 2 Hansen, Kathryn (2005-06-07). "Reorganización orbital del sistema solar primitivo" . Geotimes . Recuperado el 26 de agosto de 2007 .
  40. 1 2 Hahn, Joseph M.; Malhotra, Renu (13 de julio de 2005). "La migración de Neptuno a un cinturón de Kuiper agitado: una comparación detallada de simulaciones con observaciones". Astronomical Journal . 130 (5): 2392– 414. arXiv : astro-ph/0507319 . Bibcode : 2005AJ....130.2392H . doi : 10.1086/452638 . S2CID 14153557 . 
  41. ↑ Thommes, EW; Duncan, MJ; Levison, HF (mayo de 2002). "La formación de Urano y Neptuno entre Júpiter y Saturno". The Astronomical Journal . 123 (5): 2862– 83. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode : 2002AJ....123.2862T . doi : 10.1086/339975 . S2CID 17510705 . 
  42. 1 2 3 4 5 Tegler, Stephen C. (2007). «Objetos del cinturón de Kuiper: Estudios físicos» . En Adams McFadden, Lucy Ann; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (eds.). Enciclopedia del sistema solar (2.ª ed.). Ámsterdam; Boston: Academic Press. pp. 605–620 . ISBN   978-0-12-088589-3.
  43. 1 2 Brown, Michael E. ; Trujillo, Chadwick A. ; Rabinowitz, David L. (2005). "Descubrimiento de un objeto de tamaño planetario en el cinturón de Kuiper disperso". The Astrophysical Journal . 635 (1): L97– L100. arXiv : astro-ph/0508633 . Bibcode : 2005ApJ...635L..97B . doi : 10.1086/499336 . S2CID 1761936 . 
  44. ↑ Gladman, Brett J. (2005). "El cinturón de Kuiper y el disco de cometas del sistema solar". Science . 307 (5706): 71– 75. Bibcode : 2005Sci...307...71G . doi : 10.1126/ science.1100553 . PMID 15637267. S2CID 33160822 .  
  45. 1 2 3 Jewitt, David C. (2001). "Del objeto del cinturón de Kuiper al núcleo cometario: la materia ultrarroja faltante" (PDF) . The Astronomical Journal . 123 (2): 1039– 1049. Bibcode : 2002AJ....123.1039J . doi : 10.1086/338692 . S2CID 122240711. Archivado del original (PDF) el 3 de mayo de 2020. 

Obtenido de " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Scattered_disc&oldid=1348384003 "