散乱円盤天体

散乱円盤天体とは

散乱円盤天体（Scattered Disk Object, SDO）は、太陽系の遠方、特に海王星以遠に存在する氷を主成分とする小天体群です。これらの天体は、海王星の重力による影響を強く受けており、非常に偏った軌道を持つことが特徴です。散乱円盤天体は、その名の通り、太陽系外縁部に広がる「散乱円盤」という領域に分布しています。

軌道の特徴

散乱円盤天体の軌道は、以下の特徴を持ちます。

軌道[[離心率]]: 最大で0.8程度と非常に大きく、楕円軌道を描きます。
軌道傾斜角: 最大で40°に達し、黄道面から大きく傾いていることがあります。
近日点: 太陽に最も近づく点（近日点）は、30天文単位（au）よりも遠く、これは約45億kmに相当します。

これらの特徴から、散乱円盤天体は太陽系の中でも極めて低温で遠方の天体であることがわかります。

海王星との関係

散乱円盤天体の軌道は、海王星の重力による散乱が原因と考えられています。これらの天体は海王星の重力の影響を常に受けており、その軌道は不安定です。また、海王星の内側からやってきたと考えられているケンタウルス族天体は、散乱円盤天体と類似の軌道を持ちます。

散乱円盤の位置

散乱円盤は、太陽系の外縁部に位置し、内側はエッジワース・カイパーベルトと重なります。しかし、外側はカイパーベルトよりもさらに遠くまで広がっており、黄道面から大きく離れた軌道を持つ天体も存在します。

発見と観測

発見の歴史

1990年代以前は、太陽系外縁天体の発見は手作業による地道な作業でした。しかし、1980年代にCCDカメラが導入されると、観測効率が飛躍的に向上しました。これにより、1992年から2006年の間に1000個を超える太陽系外縁天体が発見されました。

初めて散乱円盤天体と認識されたのは、1996年に発見された(15874) 1996 TL66です。その後、1999年に(181867) 1999 CV118などが発見されました。しかし、現在散乱円盤天体に分類されている中で最初に発見されたのは、1995年に発見された(48639) 1995 TL8です。

2020年現在、700個近い散乱円盤天体が発見されています。その中には、Gǃkúnǁʼhòmdímà、(84522) 2002 TC302、エリス、セドナなどが含まれます。

観測の困難さ

散乱円盤天体は、カイパーベルト天体とほぼ同数存在すると考えられていますが、より遠方に位置しているため、観測バイアスがあり、観測されている数は遥かに少ないです。

太陽系外縁天体の分類

太陽系外縁天体は、大きく分けて以下の3つのグループに分類されます。

1. エッジワース・カイパーベルト天体 (KBO)：30auから50au程度の範囲に分布する円盤状の天体群。比較的安定した軌道を持つ。
2. 散乱円盤天体 (SDO)：海王星の重力の影響を受け、偏った軌道を持つ天体群。
3. オールトの雲：非常に遠方に存在すると考えられている球殻状の天体群。直接観測はされていない。

散乱円盤と内オールトの雲の間には、分離天体と呼ばれる過渡的な天体群が存在すると考えられています。

カイパーベルトとの違い

エッジワース・カイパーベルトは、比較的安定した軌道を持つ天体が多く、海王星と共鳴関係にあるものも存在します。一方、散乱円盤の天体は、海王星によって軌道を乱される可能性があります。また、散乱円盤天体はカイパーベルト天体よりも軌道傾斜角が大きく、黄道面から離れた軌道を持つ傾向があります。

分離天体とは

分離天体（Detached Object）は、近日点が海王星の影響を受けないほど遠くにある天体です。セドナなどがこのグループに属します。これらの天体の軌道は、海王星による散乱では説明できないため、別のメカニズムが提唱されています。

軌道の力学

不安定な軌道

散乱円盤は非常に動的な環境であり、天体の軌道は常に変化しています。これらの天体は、海王星による散乱によって、太陽系外へ散逸するか、あるいはケンタウルス族となり、最終的には彗星になる可能性があります。そのため、散乱円盤は「散乱している」円盤と呼ばれることがあります。

軌道の傾き

散乱円盤天体の軌道は、黄道面から最大で40度も傾いていることがあります。これは、カイパーベルト天体の軌道とは対照的です。

共鳴の可能性

散乱円盤天体の運動はランダムですが、一部は海王星との一時的な軌道共鳴に捕獲される可能性があります。

形成過程

形成メカニズム

散乱円盤の形成過程については、まだ完全には解明されていません。現在のモデルでは、カイパーベルト天体が海王星や他の外惑星との重力的な相互作用によって、軌道が乱され、散乱円盤が形成されたと考えられています。

海王星の移動

一部の研究では、海王星が太陽系形成の初期に移動した際に、原始カイパーベルトの天体を散乱させ、散乱円盤を形成したという説が提唱されています。この過程で、天体の90%以上が現在の軌道に送り込まれたと考えられています。

組成

散乱円盤天体は、他の太陽系外縁天体と同様に、氷を主成分としています。スペクトル解析からは、カイパーベルト天体と似た組成を持つことがわかっています。メタンなどの凍った揮発性物質が表面に存在し、太陽光によって化学変化を起こしていると予想されていましたが、実際には白い表面を持つ天体も多く存在します。これは衝突による地層の露出や、天体間の組成勾配によるものと考えられています。

彗星との関係

散乱円盤は、短周期[[彗星]]の起源であると考えられています。特に、木星族彗星は散乱円盤に起源を持つ可能性が高いです。ケンタウルス族天体は、散乱円盤天体と木星族彗星の中間的な存在と見なされています。

彗星の分類

彗星は、軌道周期によって短周期[[彗星]]と長周期[[彗星]]に分類されます。長周期[[彗星]]はオールトの雲に起源を持ちますが、短周期[[彗星]]は散乱円盤に起源を持つと考えられています。

主な散乱円盤天体

(15874) 1996 TL66: 初めて散乱円盤天体と分類された天体。
(48639) 1995 TL8: 最初に発見された散乱円盤天体。
(136199) エリス: 準惑星。
(84522) 2002 TC302: 準惑星候補の天体。
2004 XR190: 特異な軌道を持つ準惑星候補の天体。
* (308933) 2006 SQ372, (87269) 2000 OO67: 公転周期が1万年を超える天体。

まとめ

散乱円盤天体は、太陽系の外縁部に位置し、海王星の重力によって軌道が乱されている氷の小天体群です。これらの天体は、彗星の起源とも考えられ、太陽系の進化を理解する上で重要な役割を果たしています。散乱円盤天体の研究は、太陽系の形成や進化について、さらに深い知見をもたらしてくれるでしょう。

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