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类赛德娜天体

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类赛德娜天体是一种海王星外天体，其近日点远远超出古柏断崖的47.8 AU。天文学家的共识是，已知这个群体的天体只有4颗：90377 赛德娜、2012 VP113、 541132 Leleākūhonua（2015 TG387）[1]、和2021 RR205。前三颗的近日点都大于60 AU[2]。这些天体位于太阳系中一个明显几乎空旷的空隙之外，与行星之间没有明显的相互作用。它们通常被归类为孤立天体。尽管希尔斯云或内欧特云最初被预测为超过2,000AU，超越了已知的类赛德娜天体的远日点，一些天文学家[3]将类赛德娜天体视为内欧特云天体（OCOs，inner Oort cloud objects）。

三颗已知的类赛德娜天体的轨道，蓝色的圆形轨道是距离太阳30天文单位的海王星轨道。
三颗已知类赛德娜天体的视星等。
90377 赛德娜的发现影像，这是第一颗已知的类赛德娜天体。

精确定义类赛德娜天体的一个尝试是任何近日点大于50 AU，并且半长轴大于150 AU的天体[4][5]。 但是，此定义也适用于诸如2013 SY99[6]，这些近日点超过 50 AU和半长轴超过700 AU的天体。尽管如此，这些天体被认为不属于类赛德娜天体，而是属于与类赛德娜天体相同的动力学类：474640 Alicanto、2014 SR349和2010 GB174[7][1]。

凭借其高离心率（大于0.8），类赛德娜天体与具有中等离心率的高近日点天体区分开来，这些天体与海王星稳定共振，例如2015 KQ174、2015 FJ345、6129112004 XR（“Buffy”）、2014 FC72和 2014 FZ71[8]。

原因不明的轨道 编辑

类赛德娜天体的轨道既不能用现有巨行星的摄动[9]，也不是通过与银河潮汐的相互作用来解释[4]。如果它们在现时的位置形成，它们的轨道最初一定是圆形的；否则因为星子之间的大相对速度太过破坏性，就不可能吸积（将较小的天体合并成较大的天体）了[10]。它们目前的椭圆轨道可以用几个假设来解释：

  1. 当太阳还嵌在其诞生星团中时，这些天体的轨道和近日点距离可能因附近恒星的经过而“提升”[11][12]。
  2. 它们的轨道可能被迄今为止未知的行星大小的天体破坏，比如假设在古柏带之外的第九行星[13][14]。
  3. 它们很可能是在诞生太阳的星团中，从经过的恒星外围捕捉到的[9][15]。

已知成员 编辑

类赛德娜天体和候选者[2][16]
序号 名称 直径
（公里） 		近日点（AU） 半长轴（AU） 远日点（AU） 日心
距离（AU） 		近日点引数（°） 发现年（precovered）
90377 赛德娜 995 ± 80 76.06 506 937 85.1 311.38 2003 (1990)
- 2012 VP113 300–1000[17] 80.50 271.5 462 83.65 293.78 2012 (2011)
541132 Leleākūhonua 220[18] 65.16 1085 2126 77.69 118.17 2015 (none)
 
截至2021年，三颗已知的类赛德娜天体（粉红色标记）和其他各种极端海王星外天体的轨道和位置。

这三颗类塞德娜天体，像其他更极端的独立天体一样（半长轴大于150AU，近日点超过海王星轨道的30AU的天体），有相似的方向（近心点幅角）≈ 0°（338°±38°）。这并非因为观测偏差所造成，而是意料之外的，因为与巨行星的交互作用会产生随机的近心点角（ω）[4]，使得塞德娜的进动周期可能为四千万年、六千五百万年或者是一百五十亿年不等[15][4]这表明外太阳系中可能存在一个[4]或更多[19]未被发现的摄动星。一个位于250AU的超级地球可以使这些天体环绕着0°±60°摆动长达数十亿年。低反照率的超级地球有多种可能的配置，使得在这个距离下使它的视星等低于当前所有巡天检测的极限。现时这个假设的超级地球被称为第九行星。其他更大、更遥远的摄动天体亦会因为太微弱，而无法检测到[4]。

现时有27个已知半长轴大于150AU的海王星外天体、其近日点位于海王星以外、近心点幅角为340°±55°、并且有超过一年的观察弧[20]。2013 SY99虽拥有接近于50AU的近日点，但并不视其为类塞德娜天体的一员。

2015年11月10日，V774104被发现，为第三颗类塞德娜天体的候选者，但是它的观察弧短至只有两周，故而无从得知其近日点是否受到海王星的影响[21]。

2018年10月1日，2015 TG387宣布被发现，半长轴为1094 AU，远日点则达到2123 AU，比塞德娜更远。

类塞德娜天体可能构成一个合适的动态类别，但它们可能具有不同的起源；因为(474640) 2004 VN112、2013 RF98、2012 VP113、2002 GB32以及2003 HB57的光谱斜率和赛德娜的非常不同。[22]

理论的族群 编辑

现时有多个假定机制解释塞德娜的极端轨道，而每个机制都会在任何更广泛的族群结构和动态上留下明显的标记。如果存在着一颗海王星外行星，则所有天体的近日点将会大致相同（≈80AU）。假若塞德娜是从另一个行星系统所捕获，而该行星系统与太阳系的旋转方向相同，那么族群内所有天体都会以相对较低的倾斜度运行，并且半长轴的范围为100-500 AU。如果行星系统以相反的方向旋转，那么使会形成两个族群，一个倾斜度较低，另一个倾斜度较高。若有邻近经过恒星的扰动，天体会产生不同的近日点和倾角，每个都取决于相遇的数量和角度[23]。

因此，获取更多此类对象的样本将有助确定最有可能的情况[24]。米高·布朗于2006年说道：“我称塞德娜为太阳系最早期的化石记录。终究而言，当发现到其他化石记录时，塞德娜可以帮助告诉我们太阳是如何形成的，以及它在形成时接近太阳的恒星数量[25]。”布朗、拉比诺维茨和舒瓦布在2007至2008年期间进行了一项巡天调查，试图寻找塞德娜假定族群的另一个天体，尽管这项调查对于在1,000AU内的天体移动十分敏感，又发现到候选矮行星2007 OR10，但始终没有发现新的类塞德娜天体[24]。结合新数据的后续模拟表明，该区域可能存在着大约40个约有塞德娜大小的天体，其中最亮的可以达到阋神星的绝对星等水平（-1.0）[24]。

在发现了2015 TG387后，谢泼德等人作出结论：它意味着大约有200万个内奥尔特云的天体超过40公里，总质量为1×1022 公斤（是小行星带质量的数倍）。

参考资料 编辑

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外部链接 编辑

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