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散乱円盤天体

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2023/07/06 14:15 UTC 版)

散乱円盤天体（さんらんえんばんてんたい、英: scattered disk object、SDO）は、太陽系の遠方領域にまばらな円盤状に分布する氷主体の太陽系小天体の一種であり、太陽系外縁天体の一角をなす[1][2]。これらの天体が構成する星周円盤は散乱円盤 (英: scattered disk) と呼ばれる。散乱円盤天体の軌道離心率は最大で 0.8 程度、軌道傾斜角は最大で 40° であり、近日点は 30 au (4.5×109 km) よりも遠い。散乱円盤天体が持つ極端な軌道は巨大惑星による重力散乱の結果であると考えられ、これらの天体は海王星からの摂動の影響にさらされ続けている[2]。


脚注

注釈

  1. ^ 文献中では、「散乱円盤」と「カイパーベルト」という用語の使用には一貫性が見られない。一部の研究者にとってはこれらは別々の集団であり、また別の研究者にとっては散乱円盤はカイパーベルトの一部であり、この場合軌道離心率が小さい集団は「古典的カイパーベルト天体」と呼ばれる。場合によっては、同じ著者が一つの論文の中で用法を変えていることもある[5]。太陽系内の小天体のカタログを編纂している国際天文学連合の小惑星センターではこの区別を行っているため[6]、この記事内でも同様の扱いを行う。この基準では、太陽系外縁天体の中で最も重い天体であるエリスはカイパーベルト天体には属さず、冥王星が最も重いカイパーベルト天体となる。
  2. ^ 天文学者の John L. Remo は、海王星以内天体には地球型惑星が巨大ガス惑星、惑星の衛星、小惑星、海王星軌道より内側のメインベルト彗星を含むとしている[29]。

出典

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