軌道傾斜角が4.8度とほぼ黄道面を公転している2016SD106 海王星以遠天体にしては赤くない。以下、機械翻訳。
極端な軌道にある低傾斜ニュートラルトランスネプチューンオブジェクト
概要
低傾斜角である 2016 SD106 の測光観測と数値シミュレーションを紹介します。
(i = 4.8◦) 大きな軌道長半径 (a = 350 au) と近日点(q = 42.6 au)を持つ極端な太陽系外縁天体。
この天体は、g−r = 0.45±0.05 および g−i = 0.72±0.06 の独特なニュートラル カラーを持っています。
他の遠方のトランスネプチューン天体と比較して
色。 8年間の弧をカバーする天文データの軌道フィッティングに基づく数値積分
は、2016 SD106 が顕著な散乱進化のない準安定天体であることを確認しています。それぞれの
クローンは、1 Gyr シミュレーションの最後に生き残りました。ただし、傾斜のある中立的なオブジェクトはほとんどありません
< 5◦ 太陽系外縁部、メイン カイパー ベルトでさえ発見されています。さらに、ほとんどの
近日点距離を持ち上げるメカニズムは、極端な数が非常に少ないと予想されます。
傾きが 5◦ 未満のオブジェクト。
.このようにして、仮想の遠い惑星が存在する可能性を探りました。
そのようなオブジェクトの生産を増やすことができます。私たちのシミュレーションは、2016 SD106 のような軌道が存在しないことを示しています。
テストされた 3 つのカイパーベルト個体群 (つまり、プルティノ、ツーティノ、およびハウメア族) から生成されます。
仮想惑星の存在なしで、いくつかの同様の軌道を得ることができます。
ただし、追加の惑星の存在により、広い範囲の大きな長半径/大きな半径が生成されます。
近日点天体は、これらの地域で観察された天体の希少性と明らかに矛盾しています。
位相空間。今後の研究により、近日点の存在に関係があるかどうかが明らかになる可能性があります
ギャップと架空の遠い惑星の特定の軌道構成。
キーワード: 天体力学 — 測量 — カイパーベルト天体: 個体 (2016 SD106)
図 1. 左のパネル: 2016 SD106 のグリカラー、選択された極端な TNO、および Sheppard (2010) と Sheppard (2012) のオブジェクト、
これには、動的に励起された TNO 集団のほとんどが含まれます。 バニスターで言及された高近日点天体の色
ら。 (2017) は三角形で示され、太陽の色は黄色の星で示されます。 破線はおおよそ
異なる色の領域。 右のパネル: 2016 SD106 の BV RI カラー、特にニュートラルなプルティノ 2004 EW95 (Perna et al.
2013)、および MBOSS の plutinos、SDO、および DO (Hainaut et al. 2012)。 2016 SD106 の BV RI カラーは、
スミスらの方程式を使用した元のスローンの色。 （2002）。
図 1. 左のパネル: 2016 SD106 のグリカラー、選択された極端な TNO、および Sheppard (2010) と Sheppard (2012) のオブジェクト、
これには、動的に励起された TNO 集団のほとんどが含まれます。 バニスターで言及された高近日点天体の色
ら。 (2017) は三角形で示され、太陽の色は黄色の星で示されます。 破線はおおよそ
異なる色の領域。 右のパネル: 2016 SD106 の BV RI カラー、特にニュートラルなプルティノ 2004 EW95 (Perna et al.
2013)、および MBOSS の plutinos、SDO、および DO (Hainaut et al. 2012)。 2016 SD106 の BV RI カラーは、
スミスらの方程式を使用した元のスローンの色。 （2002）。
図 2. 2016 SD106 の 1,000 クローンの 0.1 Gyr (オレンジ色の点) および 1 Gyr シミュレーション (青色の点) 後の軌道分布。
赤い点は初期条件を示します。 クローン軌道は、Δq < 1 au で、典型的なケンタウルス/SDO よりもはるかに安定しています。
時間とともに。 > 1, 000 au に進化するクローンはわずか数パーセントです。
図 3. 2016 SD106 クローンと Haumea ファミリーのメンバーの軌道進化のシミュレーションの有無によるヒートマップ
HP。 白い十字と緑の点は、それぞれ 2016 年の SD106 と HP の初期軌道を示しています。 それぞれの初期軌道
シミュレーションは黒い点として重ねてプロットされていますが、水色の点は 1 Gyr 後に生き残った粒子の最終的な分布を示しています。 の
Oldroyd & Trujillo (2021) によって提案された観測 q ギャップは、赤い四角で概説されています。 黒い曲線は安定性を示します
Batygin らによって導出された遠隔 SDO の制限。 (2021); a-q 平面のこの線より上では、粒子は急速に不安定になります
そして太陽系から放出された。
図 4. plutinos と twotinos を除いて、図 3 と同じ。
4。議論
低 i 中立極端天体の存在は、重要な意味を持ちます。 DO には a と i の分布があります
q の値が海王星からの強い摂動を回避するのに十分な大きさであることを除いて、SDO の値と同様です。
海王星 TN に対する q と Tisserand パラメータはほぼ
散乱プロセス中は一定です（Saillenfest 2020）。 SDO と DO はどちらも同様の色分布を持っています。
Hainaut らに示されています。 (2012) および図 1。SDO と DO の間の軌道境界は明確に定義されていません。
分類基準によって異なる場合があります。カイン等。 (2020)、Gladman & Volk (2021) または安定
検証。たとえば、よく知られているニュートラル SDO である 136199 Eris は、MBOSS では DO として分類されていました。ただし、たとえ
分類の定義を無視すると、TNO は依然として色と傾斜の相関に従っているように見えます。色の傾き
Peixinho らで実証された相関関係。 (2015) は (i < 5) のオブジェクトの欠如を示しています
◦
、B − R ∼ 1.0) であり、すべての TNO で相関が弱い。これらの条件に近いこの研究で唯一知られている天体は、冥王星 612029 です。
(1995 HM5)、i = 4.8◦ および B −R = 1.01±0.2。マーセット等。 (2019) OSSOS データセットを以前の
測定値を公開し (Peixinho et al. (2015) のサンプルを含む)、スペクトル勾配 (SS) を調査しました。
動的ホット集団 (i > 5◦）。ここでのスペクトル勾配 (SS) の定義は、
2016 SD106 について評価したスペクトル勾配 (SG) ですが、2 つの値は同等です。離れたグループでは、
2003 FZ129 のみ (a = 61.4 au、e = 0.38、i = 5.8◦、q = 38.0 au) は、中程度の赤から中立の勾配 (9.88) と
5°に近い傾斜、中程度の赤色 B − R = 1.32 ± 0.04 を示しますが。他の DO の傾向17°より大きい
. SDO/DO の両方で SS < 5 の少数の中立天体はすべて、中程度から高い傾斜を示しています。
(1996 TL66: 23◦、2000 YC2: 18◦、2000 PE30: 18°）。 2016 SD106 は、既知の SDO の中で確かにユニークなオブジェクトです
とDO。遠方の TNO の傾斜分布は、数が比較的少ないためよくわかっていませんが、
および調査バイアス、最も知られている SDO/DO は黄道面にクラスター化されません。
システム調査は、低 i オブジェクトの検出に偏っています。したがって、2016 SD106 の存在はメカニズムを制約します。
それによって極端なオブジェクトが生成され、特定の動的進化が少数で発生したことを意味する場合があります
極端なオブジェクト、に見られる色と傾斜の相関関係に従わない特別な表面/軌道を生成します
TNO。
2016 SD106 の起源に関連する可能性のあるシナリオは次のとおりです。
MMR における Kozai 共鳴: Kozai 共鳴を近日点を上昇させるメカニズムとして考えると、Kozai 相互作用
q と i の両方の増加と組み合わせる必要があります。大きな q を持つ低 i DO を説明することは困難です。結果は
セクション 3 は、2016 SD106 が海王星の高次 MMR から来る可能性が非常に高いことを示しています。
低い。 2016 SD106 に最も近い可能性のある MMR は 1:40 (~ 351 au) と 1:41 (~ 357 au) であり、これは弱すぎる
長寿命の共鳴物体を保存するため。一部の文献では、共鳴メカニズムが弱すぎることも示されています
特に低 i 物体の場合、250 au を超える DO を生成します (Gallardo et al. 2012; Brasser & Schwamb 2015)。
したがって、古在共鳴では、2016 SD106 の低い i と高い q を説明することはできません。最近の研究では、次のことも示されています。
惑星移動の理論モデルは、高近日点 (q > 40)、低 i DO (Kaib &シェパード 2016; Pike & Lawler 2017)。さらに、海王星を超えた主要な MMR、すなわち plutinos と twotinos、
は現在非常に安定しており、これらの主要なMMRのKozai共鳴は、4 つの既知の巨大惑星 (図 4 を参照)。
オールトの雲の内側のフリンジから拡散したオブジェクト: 軌道要素は、2016 SD106 が入っていることを示しています
拡散領域と強い散乱領域から離れています (Duncan et al. 1987; Bannister et al. 2017)。
より大きな長半径 a = 824 au を持つ 2013 SY99 は、「内部45 < q < 50 au および 1000 < a < 2500 au.惑星の摂動に伴う拡散メカニズムは、
2013 SY99、質量の追加ソースなしで SDO の一部から開始。このシナリオの効率は
これは、SDO から極端に中立なオブジェクトを生成できるかどうかを理解するために重要です。
ハウメア族との類似点: ハウメア族は、似たような軌道パラメータと表面色を共有する衝突集団です。合理的な範囲の影響を想定した、このファミリーの可能な軌道空間
速度、分離された集団の領域をカバーせず (Lykawka et al. 2012)、生き残った粒子のほとんど
i = 20 ～ 35◦ と a = 35 ～ 55 au を持っています。現在知られている/可能性のあるハウメア族のメンバーは、中等度の
傾き (i ∼ 28°)、低い傾斜ではなく。 DO で非常にまれな衝突イベントが発生した場合
その場で中立的なオブジェクトが形成される可能性があり、その場合、より多くの中立的な DO が
検出されました。
仮説上の惑星: HP を使用したシミュレーションでは、TNO を
切り離された地域。この経路は、観察された q ギャップ (50 . q . 65 au および 0.65 . e < 1) も埋めます。
Oldroyd & Trujillo (2021) によるもので、HP の存在が観測可能なオブジェクトを生成することも指摘しています。
qギャップ内。 HP の軌道構成が異なると、異なる q ギャップの結果が生成されます。
さまざまな動的集団、観測されたqギャップの深さ、およびHPの間の関係が示唆されています
存在する可能性があります。一部のプルティノ、トゥティノ、ハウメア族はHPや接近の影響を受ける
切り離された領域と内側のオールトの雲。これらのクローンの i および q 進化により、検出可能性が低下します
バニスターらの 2013 SY99 のように劇的に。 (2017)、クローンはほぼすべての時間を高所で過ごすため
傾斜と大きな近日点。
2004 EW95: 高 i 冥王星は異なる力学的進化を示唆しているが、2004 EW95 (i = 29°) は最初の TNO です
おそらくより多くの炭素とケイ酸塩（酸化第二鉄とフィロケイ酸塩）で構成される中性の表面で確認されました
典型的な TNO よりも低い (Seccull et al. 2018)。 2004 EW95 は太陽に近いところで発生したと考えられています。
惑星移動。このオブジェクトは実際にモデル予測をサポートしています。
炭素質の表面は、太陽系外縁部に存在する可能性があります。 2016SD106の今後のスペクトル観測
表面組成とアルベドを確認するには、光学とIRが不可欠です。
a > 250 および q > 40 を持つオブジェクトの MPC データベースの検索では、2013 RA109 および 2014WB556 が見つかりました。
それらの傾きは適度に高い (12.4◦ および 24.2◦）。私達
2016 SD106 のニュートラル カラーと色の傾向との間に大きな相違がない可能性があることを強調します。
この相関関係は、さまざまな動的母集団でまだ完全に測定されていないためです。一方、
2016 SD106 の色と軌道要素は、DO 形成の貴重なトレーサー、より体系的な色観測を提供します
将来の調査で発見されたDOの数（LSSTなど）は、その形成を理解するためのより多くの手がかりを提供する可能性があります.
5. まとめ
私たちの観測では、低 i 極端な TNO 2016 SD106 が g − r = 0.45 ± 0.05 の異常なニュートラル カラーを持ち、
g − i = 0.72 ± 0.06。クローンの数値積分は、1 Gyr 以上の軌道進化が安定していることを示しています。
拡散挙動。ニュートラル サーフェス メンバを持つ現在の動的集団では、2016 SD106- を簡単に生成できませんでした。
既知の惑星による摂動のみを説明する場合のようなオブジェクト。 HPは可能性を提供できますが、
plutinos、twotinos、または Haumea ファミリーのメンバーが極端な地域に向かって移動するには、このメカニズムが必要です。
2016 SD106 の検出を生成する膨大な人口。ラージ a、ラージ q、およびロー i を備えたこのまれなニュートラル オブジェクト
極端なオブジェクトの起源を理解するための追加のトレーサーを提供します。
すばる望遠鏡で収集され、運用されているHSCデータアーカイブシステムから検索されたデータに基づいています。
国立天文台のすばる望遠鏡天文データセンター (ADC) によるものです。また、で得られた観察に基づいて
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡 (CFHT) での CFHT と CEA/DAPNIA の共同プロジェクト、MegaPrime/MegaCam
これは、カナダ国立研究評議会 (NRC)、Institut National des Science de l’Univers によって運営されています。
フランスの国立科学研究センター (CNRS)、およびハワイ大学。での観測
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡は、マウナケア山頂から注意と敬意を持って実施されました。
重要な文化的および史跡。この出版物は、Zooniverse.org プラットフォーム、開発を通じて生成されたデータを使用しています。
の資金は、Google からのグローバル インパクト アワードを含む寛大な支援と、
アルフレッド・P・スローン財団。 Hyper Suprime-Cam (HSC) コラボレーションには、
日本と台湾、そしてプリンストン大学。 HSC の計測器とソフトウェアは、National によって開発されました。
日本の天文台 (NAOJ)、カブリ数物連携宇宙機構 (Kavli IPMU)、東京大学、高エネルギー加速器研究機構(KEK)、中央研究院
台湾の天文・天体物理学研究所 (ASIAA)、およびプリンストン大学。資金を寄付しました
内閣府、文部科学省、FIRSTプログラムによる
科学技術振興機構（文部科学省）、日本学術振興会（JSPS）、科学技術振興機構
(JST)、東レ科学振興財団、国立天文台、カブリ数物連携宇宙研究機構、KEK、ASIAA、プリンストン大学この紙は
Vera C. Rubin 天文台用に開発されたソフトウェアの使用。コードを作成してくれたルービン天文台に感謝します
http://pipelines.lsst.io/ でフリー ソフトウェアとして入手できます。
Pan-STARRS1 サーベイ (PS1) と PS1 パブリック サイエンス アーカイブは、貢献によって可能になりました。
ハワイ大学天文学研究所、Pan-STARRS プロジェクト オフィス、マックス プランク協会
およびその参加機関であるハイデルベルクのマックス プランク天文学研究所、およびマックス プランク天文学研究所
地球外物理学、ガーヒング、ジョンズ・ホプキンス大学、ダラム大学、エジンバラ大学、
クイーンズ大学ベルファスト、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター、ラス・クンブレス天文台グローバル
Telescope Network Incorporated、台湾国立中央大学、宇宙望遠鏡科学研究所、
惑星を通じて発行された助成金番号 NNX08AR22G の下で米国航空宇宙局
NASA 科学ミッション総局の科学部門、国立科学財団助成金番号 AST-1238877、
メリーランド大学、エトボス ローランド大学 (ELTE)、ロス アラモス国立研究所、ゴードン
そしてベティ・ムーア財団。
極端な軌道にある低傾斜ニュートラルトランスネプチューンオブジェクト
概要
低傾斜角である 2016 SD106 の測光観測と数値シミュレーションを紹介します。
(i = 4.8◦) 大きな軌道長半径 (a = 350 au) と近日点(q = 42.6 au)を持つ極端な太陽系外縁天体。
この天体は、g−r = 0.45±0.05 および g−i = 0.72±0.06 の独特なニュートラル カラーを持っています。
他の遠方のトランスネプチューン天体と比較して
色。 8年間の弧をカバーする天文データの軌道フィッティングに基づく数値積分
は、2016 SD106 が顕著な散乱進化のない準安定天体であることを確認しています。それぞれの
クローンは、1 Gyr シミュレーションの最後に生き残りました。ただし、傾斜のある中立的なオブジェクトはほとんどありません
< 5◦ 太陽系外縁部、メイン カイパー ベルトでさえ発見されています。さらに、ほとんどの
近日点距離を持ち上げるメカニズムは、極端な数が非常に少ないと予想されます。
傾きが 5◦ 未満のオブジェクト。
.このようにして、仮想の遠い惑星が存在する可能性を探りました。
そのようなオブジェクトの生産を増やすことができます。私たちのシミュレーションは、2016 SD106 のような軌道が存在しないことを示しています。
テストされた 3 つのカイパーベルト個体群 (つまり、プルティノ、ツーティノ、およびハウメア族) から生成されます。
仮想惑星の存在なしで、いくつかの同様の軌道を得ることができます。
ただし、追加の惑星の存在により、広い範囲の大きな長半径/大きな半径が生成されます。
近日点天体は、これらの地域で観察された天体の希少性と明らかに矛盾しています。
位相空間。今後の研究により、近日点の存在に関係があるかどうかが明らかになる可能性があります
ギャップと架空の遠い惑星の特定の軌道構成。
キーワード: 天体力学 — 測量 — カイパーベルト天体: 個体 (2016 SD106)
図 1. 左のパネル: 2016 SD106 のグリカラー、選択された極端な TNO、および Sheppard (2010) と Sheppard (2012) のオブジェクト、
これには、動的に励起された TNO 集団のほとんどが含まれます。 バニスターで言及された高近日点天体の色
ら。 (2017) は三角形で示され、太陽の色は黄色の星で示されます。 破線はおおよそ
異なる色の領域。 右のパネル: 2016 SD106 の BV RI カラー、特にニュートラルなプルティノ 2004 EW95 (Perna et al.
2013)、および MBOSS の plutinos、SDO、および DO (Hainaut et al. 2012)。 2016 SD106 の BV RI カラーは、
スミスらの方程式を使用した元のスローンの色。 （2002）。
図 1. 左のパネル: 2016 SD106 のグリカラー、選択された極端な TNO、および Sheppard (2010) と Sheppard (2012) のオブジェクト、
これには、動的に励起された TNO 集団のほとんどが含まれます。 バニスターで言及された高近日点天体の色
ら。 (2017) は三角形で示され、太陽の色は黄色の星で示されます。 破線はおおよそ
異なる色の領域。 右のパネル: 2016 SD106 の BV RI カラー、特にニュートラルなプルティノ 2004 EW95 (Perna et al.
2013)、および MBOSS の plutinos、SDO、および DO (Hainaut et al. 2012)。 2016 SD106 の BV RI カラーは、
スミスらの方程式を使用した元のスローンの色。 （2002）。
図 2. 2016 SD106 の 1,000 クローンの 0.1 Gyr (オレンジ色の点) および 1 Gyr シミュレーション (青色の点) 後の軌道分布。
赤い点は初期条件を示します。 クローン軌道は、Δq < 1 au で、典型的なケンタウルス/SDO よりもはるかに安定しています。
時間とともに。 > 1, 000 au に進化するクローンはわずか数パーセントです。
図 3. 2016 SD106 クローンと Haumea ファミリーのメンバーの軌道進化のシミュレーションの有無によるヒートマップ
HP。 白い十字と緑の点は、それぞれ 2016 年の SD106 と HP の初期軌道を示しています。 それぞれの初期軌道
シミュレーションは黒い点として重ねてプロットされていますが、水色の点は 1 Gyr 後に生き残った粒子の最終的な分布を示しています。 の
Oldroyd & Trujillo (2021) によって提案された観測 q ギャップは、赤い四角で概説されています。 黒い曲線は安定性を示します
Batygin らによって導出された遠隔 SDO の制限。 (2021); a-q 平面のこの線より上では、粒子は急速に不安定になります
そして太陽系から放出された。
図 4. plutinos と twotinos を除いて、図 3 と同じ。
4。議論
低 i 中立極端天体の存在は、重要な意味を持ちます。 DO には a と i の分布があります
q の値が海王星からの強い摂動を回避するのに十分な大きさであることを除いて、SDO の値と同様です。
海王星 TN に対する q と Tisserand パラメータはほぼ
散乱プロセス中は一定です（Saillenfest 2020）。 SDO と DO はどちらも同様の色分布を持っています。
Hainaut らに示されています。 (2012) および図 1。SDO と DO の間の軌道境界は明確に定義されていません。
分類基準によって異なる場合があります。カイン等。 (2020)、Gladman & Volk (2021) または安定
検証。たとえば、よく知られているニュートラル SDO である 136199 Eris は、MBOSS では DO として分類されていました。ただし、たとえ
分類の定義を無視すると、TNO は依然として色と傾斜の相関に従っているように見えます。色の傾き
Peixinho らで実証された相関関係。 (2015) は (i < 5) のオブジェクトの欠如を示しています
◦
、B − R ∼ 1.0) であり、すべての TNO で相関が弱い。これらの条件に近いこの研究で唯一知られている天体は、冥王星 612029 です。
(1995 HM5)、i = 4.8◦ および B −R = 1.01±0.2。マーセット等。 (2019) OSSOS データセットを以前の
測定値を公開し (Peixinho et al. (2015) のサンプルを含む)、スペクトル勾配 (SS) を調査しました。
動的ホット集団 (i > 5◦）。ここでのスペクトル勾配 (SS) の定義は、
2016 SD106 について評価したスペクトル勾配 (SG) ですが、2 つの値は同等です。離れたグループでは、
2003 FZ129 のみ (a = 61.4 au、e = 0.38、i = 5.8◦、q = 38.0 au) は、中程度の赤から中立の勾配 (9.88) と
5°に近い傾斜、中程度の赤色 B − R = 1.32 ± 0.04 を示しますが。他の DO の傾向17°より大きい
. SDO/DO の両方で SS < 5 の少数の中立天体はすべて、中程度から高い傾斜を示しています。
(1996 TL66: 23◦、2000 YC2: 18◦、2000 PE30: 18°）。 2016 SD106 は、既知の SDO の中で確かにユニークなオブジェクトです
とDO。遠方の TNO の傾斜分布は、数が比較的少ないためよくわかっていませんが、
および調査バイアス、最も知られている SDO/DO は黄道面にクラスター化されません。
システム調査は、低 i オブジェクトの検出に偏っています。したがって、2016 SD106 の存在はメカニズムを制約します。
それによって極端なオブジェクトが生成され、特定の動的進化が少数で発生したことを意味する場合があります
極端なオブジェクト、に見られる色と傾斜の相関関係に従わない特別な表面/軌道を生成します
TNO。
2016 SD106 の起源に関連する可能性のあるシナリオは次のとおりです。
MMR における Kozai 共鳴: Kozai 共鳴を近日点を上昇させるメカニズムとして考えると、Kozai 相互作用
q と i の両方の増加と組み合わせる必要があります。大きな q を持つ低 i DO を説明することは困難です。結果は
セクション 3 は、2016 SD106 が海王星の高次 MMR から来る可能性が非常に高いことを示しています。
低い。 2016 SD106 に最も近い可能性のある MMR は 1:40 (~ 351 au) と 1:41 (~ 357 au) であり、これは弱すぎる
長寿命の共鳴物体を保存するため。一部の文献では、共鳴メカニズムが弱すぎることも示されています
特に低 i 物体の場合、250 au を超える DO を生成します (Gallardo et al. 2012; Brasser & Schwamb 2015)。
したがって、古在共鳴では、2016 SD106 の低い i と高い q を説明することはできません。最近の研究では、次のことも示されています。
惑星移動の理論モデルは、高近日点 (q > 40)、低 i DO (Kaib &シェパード 2016; Pike & Lawler 2017)。さらに、海王星を超えた主要な MMR、すなわち plutinos と twotinos、
は現在非常に安定しており、これらの主要なMMRのKozai共鳴は、4 つの既知の巨大惑星 (図 4 を参照)。
オールトの雲の内側のフリンジから拡散したオブジェクト: 軌道要素は、2016 SD106 が入っていることを示しています
拡散領域と強い散乱領域から離れています (Duncan et al. 1987; Bannister et al. 2017)。
より大きな長半径 a = 824 au を持つ 2013 SY99 は、「内部45 < q < 50 au および 1000 < a < 2500 au.惑星の摂動に伴う拡散メカニズムは、
2013 SY99、質量の追加ソースなしで SDO の一部から開始。このシナリオの効率は
これは、SDO から極端に中立なオブジェクトを生成できるかどうかを理解するために重要です。
ハウメア族との類似点: ハウメア族は、似たような軌道パラメータと表面色を共有する衝突集団です。合理的な範囲の影響を想定した、このファミリーの可能な軌道空間
速度、分離された集団の領域をカバーせず (Lykawka et al. 2012)、生き残った粒子のほとんど
i = 20 ～ 35◦ と a = 35 ～ 55 au を持っています。現在知られている/可能性のあるハウメア族のメンバーは、中等度の
傾き (i ∼ 28°)、低い傾斜ではなく。 DO で非常にまれな衝突イベントが発生した場合
その場で中立的なオブジェクトが形成される可能性があり、その場合、より多くの中立的な DO が
検出されました。
仮説上の惑星: HP を使用したシミュレーションでは、TNO を
切り離された地域。この経路は、観察された q ギャップ (50 . q . 65 au および 0.65 . e < 1) も埋めます。
Oldroyd & Trujillo (2021) によるもので、HP の存在が観測可能なオブジェクトを生成することも指摘しています。
qギャップ内。 HP の軌道構成が異なると、異なる q ギャップの結果が生成されます。
さまざまな動的集団、観測されたqギャップの深さ、およびHPの間の関係が示唆されています
存在する可能性があります。一部のプルティノ、トゥティノ、ハウメア族はHPや接近の影響を受ける
切り離された領域と内側のオールトの雲。これらのクローンの i および q 進化により、検出可能性が低下します
バニスターらの 2013 SY99 のように劇的に。 (2017)、クローンはほぼすべての時間を高所で過ごすため
傾斜と大きな近日点。
2004 EW95: 高 i 冥王星は異なる力学的進化を示唆しているが、2004 EW95 (i = 29°) は最初の TNO です
おそらくより多くの炭素とケイ酸塩（酸化第二鉄とフィロケイ酸塩）で構成される中性の表面で確認されました
典型的な TNO よりも低い (Seccull et al. 2018)。 2004 EW95 は太陽に近いところで発生したと考えられています。
惑星移動。このオブジェクトは実際にモデル予測をサポートしています。
炭素質の表面は、太陽系外縁部に存在する可能性があります。 2016SD106の今後のスペクトル観測
表面組成とアルベドを確認するには、光学とIRが不可欠です。
a > 250 および q > 40 を持つオブジェクトの MPC データベースの検索では、2013 RA109 および 2014WB556 が見つかりました。
それらの傾きは適度に高い (12.4◦ および 24.2◦）。私達
2016 SD106 のニュートラル カラーと色の傾向との間に大きな相違がない可能性があることを強調します。
この相関関係は、さまざまな動的母集団でまだ完全に測定されていないためです。一方、
2016 SD106 の色と軌道要素は、DO 形成の貴重なトレーサー、より体系的な色観測を提供します
将来の調査で発見されたDOの数（LSSTなど）は、その形成を理解するためのより多くの手がかりを提供する可能性があります.
5. まとめ
私たちの観測では、低 i 極端な TNO 2016 SD106 が g − r = 0.45 ± 0.05 の異常なニュートラル カラーを持ち、
g − i = 0.72 ± 0.06。クローンの数値積分は、1 Gyr 以上の軌道進化が安定していることを示しています。
拡散挙動。ニュートラル サーフェス メンバを持つ現在の動的集団では、2016 SD106- を簡単に生成できませんでした。
既知の惑星による摂動のみを説明する場合のようなオブジェクト。 HPは可能性を提供できますが、
plutinos、twotinos、または Haumea ファミリーのメンバーが極端な地域に向かって移動するには、このメカニズムが必要です。
2016 SD106 の検出を生成する膨大な人口。ラージ a、ラージ q、およびロー i を備えたこのまれなニュートラル オブジェクト
極端なオブジェクトの起源を理解するための追加のトレーサーを提供します。
すばる望遠鏡で収集され、運用されているHSCデータアーカイブシステムから検索されたデータに基づいています。
国立天文台のすばる望遠鏡天文データセンター (ADC) によるものです。また、で得られた観察に基づいて
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡 (CFHT) での CFHT と CEA/DAPNIA の共同プロジェクト、MegaPrime/MegaCam
これは、カナダ国立研究評議会 (NRC)、Institut National des Science de l’Univers によって運営されています。
フランスの国立科学研究センター (CNRS)、およびハワイ大学。での観測
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡は、マウナケア山頂から注意と敬意を持って実施されました。
重要な文化的および史跡。この出版物は、Zooniverse.org プラットフォーム、開発を通じて生成されたデータを使用しています。
の資金は、Google からのグローバル インパクト アワードを含む寛大な支援と、
アルフレッド・P・スローン財団。 Hyper Suprime-Cam (HSC) コラボレーションには、
日本と台湾、そしてプリンストン大学。 HSC の計測器とソフトウェアは、National によって開発されました。
日本の天文台 (NAOJ)、カブリ数物連携宇宙機構 (Kavli IPMU)、東京大学、高エネルギー加速器研究機構(KEK)、中央研究院
台湾の天文・天体物理学研究所 (ASIAA)、およびプリンストン大学。資金を寄付しました
内閣府、文部科学省、FIRSTプログラムによる
科学技術振興機構（文部科学省）、日本学術振興会（JSPS）、科学技術振興機構
(JST)、東レ科学振興財団、国立天文台、カブリ数物連携宇宙研究機構、KEK、ASIAA、プリンストン大学この紙は
Vera C. Rubin 天文台用に開発されたソフトウェアの使用。コードを作成してくれたルービン天文台に感謝します
http://pipelines.lsst.io/ でフリー ソフトウェアとして入手できます。
Pan-STARRS1 サーベイ (PS1) と PS1 パブリック サイエンス アーカイブは、貢献によって可能になりました。
ハワイ大学天文学研究所、Pan-STARRS プロジェクト オフィス、マックス プランク協会
およびその参加機関であるハイデルベルクのマックス プランク天文学研究所、およびマックス プランク天文学研究所
地球外物理学、ガーヒング、ジョンズ・ホプキンス大学、ダラム大学、エジンバラ大学、
クイーンズ大学ベルファスト、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター、ラス・クンブレス天文台グローバル
Telescope Network Incorporated、台湾国立中央大学、宇宙望遠鏡科学研究所、
惑星を通じて発行された助成金番号 NNX08AR22G の下で米国航空宇宙局
NASA 科学ミッション総局の科学部門、国立科学財団助成金番号 AST-1238877、
メリーランド大学、エトボス ローランド大学 (ELTE)、ロス アラモス国立研究所、ゴードン
そしてベティ・ムーア財団。
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