vpravo|náhled|400px|Transneptunická tělesa ve vzdálenostech přesahujících 100 AU: objekty rozptýleného disku (šedá) a oddělená tělesa (bílá). Zcela vlevo jsou pro srovnání zobrazena též tělesa Kuiperova pásu: kubewana (modrá) a rezonanční tělesa (červená).
Oddělený disk je vzdálená oblast sluneční soustavy nacházející se za oběžnou dráhou Neptunu. Tzv. oddělená tělesa, která se v ní nacházejí, se ani při svém největším přiblížení Slunci nedostávají do gravitačního vlivu vnějších planet, a jejich dráhy tak zůstávají nerušeny. Jako takové se tedy jeví být ve sluneční soustavě „oddělené“. Právě tato vlastnost je nejvíce odlišuje od většiny ostatních známých transneptunických těles (TNO), nacházejících se v nepříliš jasně definovaných skupinách, jejichž dráhy jsou ovlivňovány blízkými setkáními s plynnými obry, zejména s Neptunem. Perihélia oddělených objektů jsou mnohem vzdálenější než perihélia těchto ostatních transneptunických populací, včetně těles nacházejících se v dráhových rezonancích s Neptunem (např. Pluto), klasických těles Kuiperova pásu na nerezonančních dráhách (např. Makemake) a těles rozptýleného disku (např. Eris).
V astronomické literatuře bývají tělesa odděleného disku označována také jako „vzdálená tělesa rozptýleného disku“ (zkr. E-SDO, z anglického ), „vzdálená oddělená tělesa“ (zkr. DDO, z anglického ) či „vzdálená rozptýlená tělesa“ (). Tyto názvy reflektují dynamické rozdíly, které existují mezi parametry oběžných drah populací rozptýleného a odděleného disku. Mezi těmito oblastmi však nejsou zcela pevně dané hranice. Za oddělená tělesa se s jistotou označuje nejméně devět známých objektů, z nichž největší a nejznámější je Sedna.
Oběžné dráhy náhled|Animace srovnání oběžných drah planet s dráhou tělesa odděleného disku (90377) Sedna a předpokládaným Oortovým oblakem Oddělená tělesa mají perihélia mnohem vzdálenější, než je afélium Neptunu a často se pohybují po velmi eliptických dráhách, jejichž velká poloosa sahá do vzdálenosti až několik stovek astronomických jednotek (1 AU je poloměr oběžné dráhy Země). Na takové oběžné dráhy je nemohl vychýlit žádný z plynných obrů. Proto byla navržena řada jiných vysvětlení, včetně gravitačního vlivu nějaké hvězdy, která snad někdy v minulosti prošla v blízkosti sluneční soustavy nebo nějakého dosud neobjeveného vzdáleného objektu velikosti planety.
Tým spolupracující na projektu navrhl, aby objekty, jež mohl na jejich současné dráhy rozptýlit Neptun, byly označovány jako „blízká rozptýlená tělesa“ (), a ty, jejichž Tisserandův parametr vztažený k Neptunu překračuje hodnotu 3 (například Sedna), jako „vzdálená rozptýlená tělesa“ ().
Klasifikace Oddělená tělesa jsou jednou ze čtyř zatím známých skupin transneptunických objektů; zbývající tři jsou klasická tělesa Kuiperova pásu, rezonanční tělesa a tělesa rozptýleného disku. Tělesa odděleného disku mají perihélium ve vzdálenosti větší než 40 astronomických jednotek, v důsledku čehož se nedostávají do interakce s Neptunem, obíhajícím po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti asi 30 AU. Přesto však mezi oblastmi rozptýleného a odděleného disku nelze stanovit žádné jasné hranice a v přechodné oblasti ležící ve vzdálenosti 37–40 AU mohou tělesa obou skupin koexistovat. Jedním z těles odděleného disku, jež se v perihéliu dostává do této přechodné oblasti, je např. (120132) 2003 FY.
Úvahy o existenci populace těles nacházející se někde mezi hypotetickým Oortovým mračnem a rozptýleným diskem se objevily po objevu tělesa (90377) Sedna a několika dalších, jako 2000 CR a 2004 XR. Ačkoliv v Minor Planet Center je Sedna evidována jako těleso rozptýleného disku, její objevitel Michael Brown přišel s myšlenkou, že vzhledem k perihéliu nacházejícím se 76 AU od Slunce, které znamená, že objekt nepodléhá gravitačnímu vlivu Neptunu, by měla být považována spíše za člena vnitřního Oortova oblaku. Současná astronomická literatura ji však řadí do nově ustanovené kategorie oddělených těles.
Velkým problémem při definování této kategorie těles však je, že i v podobně vzdálených oblastech mohou existovat velmi slabé rezonance, které je však velmi obtížné prokázat, a to z důvodu nedostatečné přesnosti při výpočtu oběžných drah těles s velkou poloosou přesahující 50 AU. Tato tělesa mohou mít oběžnou dobu delší než 300 let, přičemž pozorována jsou teprve několik let, během nichž tedy urazila jen velmi krátký úsek. Vzhledem k jejich obrovské vzdálenosti a z ní plynoucímu pomalému vlastnímu pohybu může trvat i několik desetiletí, než se astronomům podaří stanovit jejich oběžné dráhy dostatečně přesně na to, aby mohli případné rezonance potvrdit či vyvrátit. To by jim současně pomohlo i lépe porozumět předpokládané dávné migraci plynných obrů na vzdálenější dráhy a následnému vývoji sluneční soustavy do dnešní podoby. Zatím se však tyto slabé rezonance daří stanovit jen s velkou mírou nejistoty. Poměrně jistí jsou si astronomové jen co se týče tělesa (82075) 2000 YW, které zřejmě obíhá v rezonanci 8:3. Ze studie ruských astronomů V. V. Jemeljaněnka a E. L. Kiseljovové vyplynulo, že toto těleso se v uvedené rezonanci nachází s 84% pravděpodobností. Z jiných objektů se pak např. těleso 2003 QK nachází v rezonanci 10:3 s 38% pravděpodobností a těleso 2000 CR v rezonanci 20:1 s 10% pravděpodobností. Objekt (145480) 2005 TB, který je kandidátem na zařazení mezi trpasličí planety, by se mohl nacházet v rezonanci 4:1 pouze s pravděpodobností 1 %.
Tělesa Toto je seznam známých těles, která se nacházejí na dráhách ležících mimo dosah Neptunu. Pravděpodobně se tedy jedná o tělesa odděleného disku. Seznam je řazený sestupně podle vzdálenosti perihélia.
Katalogovéčíslo Jméno čioznačení Průměr(km) H Perihélium(AU) Afélium(AU) Rokobjevu Objevitel(é) Typ (90377) Sedna 1200–1600Hodnota určena na základě pozorování Spitzerova vesmírného dalekohledu v infračerveném oboru spektra. 1,6 76,1 975,5 2003 Brown, Trujillo, Rabinowitz oddělené 2004 XR 335–850Průměr tělesa byl vypočítán na základě předpokládané hodnoty albeda 4 %. 4,5 52,3 61,8 2004 Lynne Jones et al. oddělené 2004 VN 130–300 6,4 47,3 614 2004 Cerro Tololo oddělené (145480) 2005 TB ~500 4,7 46,2 106,5 2005 Becker, A. C. et al. oddělené (148209) 2000 CR ~250 6,1 44,3 397 2000 Lowell Observatory oddělené 2003 UY ~150 7,3 41,2 57,1 2003 Pittichova, J. et al. oddělené nebo klasické KBO (82075) 2000 YW ~500 4,7 41,0 73,9 2000 oddělené v rezonanci 8:3 (48639) 1995 TL ~350 5,2 40,0 64,5 1995 A. Gleason oddělené 2010 KZ 440–980 3,9 39,1 52,5 2010 A. Udalski et al. oddělené nebo klasické KBO 2003 QK ~180 6,9 38,4 98,5 2003 Elliot, J. et al. oddělené 2003 FZ ~150 7,3 38,0 85,6 2003 Mauna Kea oddělené (134210) 2005 PQ ~200 6,7 37,6 87,6 2005 Cerro Tololo oddělené 2006 QH ~765 3,8 37,6 97,0 2006 Cerro Tololo oddělené nebo KBO v rezonanci 5:1 (120132) 2003 FY ~440 4,8 37,0 61,7 2003 NEAT oddělené 2006 HX ~290 5,9 36,4 102,6 2006 M. W. Buie oddělené nebo v rezonanci 7:2 2012 VP113 ≈ 500 4,1 80,3 ± 0,8 461 ± 31 2012 Sheppard, Trujillo oddělené
Poznámky
Reference
D. Jewitt, A. Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences , Springer-Praxis Ed., (2006) Preprint of the article (pdf)
Evidence for an Extended Scattered Disk?
D. Jewitt, A. Moro-Martın, P.Lacerda The Kuiper Belt and Other Debris Disks to appear in Astrophysics in the Next Decade, Springer Verlag (2009). Preprint of the article (pdf)
(subscription required)
(arxiv.org)
(PDF)
Discovery paper. Preprint
Kategorie:Transneptunická tělesa