散乱円盤天体
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太陽系外縁天体 | |
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エッジワース ・カイパー ベルト （海王星との 軌道共鳴） | (3:4) |
冥王星族 (2:3) | |
| (3:5) | |
キュビワノ族 ( - ) | |
| (1:2) | |
散乱円盤天体 | |
オールトの雲 | |
| 類似天体 | ケンタウルス族 |
海王星のトロヤ群 | |
彗星（遷移天体） | |
| 関連項目 | 準惑星（冥王星型天体） |
太陽系小天体 | |
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太陽系外縁天体の軌道要素と大きさをプロットしたもの。赤が散乱円盤天体。
散乱円盤天体（さんらんえんばんてんたい、Scattered disk object、SDO）は、海王星の重力によって、エッジワース・カイパーベルトから外側に散乱させられた太陽系外縁天体の名称である。
概要
散乱円盤天体の軌道要素は非常に幅が大きい。近日点距離はおおむね約30～40 AU（ほとんどは約30 AUを大きく超えないが、20 AU以下や50 AU近いものもある）、遠日点ははるか遠く（約65～数百 AU）にある。すなわち、近日点の付近ではエッジワース・カイパーベルト内に位置するが、軌道の大部分はその外側に位置する。離心率は0.3～0.7程度（最大のものでは0.9以上）、軌道傾斜角は0～30°がほとんどで、公転周期は350年以上。
最初に散乱円盤天体に分類されたのは1996年にマウナケア天文台群によって発見された (15874) 1996 TL66であるが、最初に発見されたのは (48639) 1995 TL8（1995年、スペースウォッチ）である。その他、代表的な散乱円盤天体に外縁天体としては最も大きい (136199) エリスや (84522) 2002 TC302など、珍しい例としては小さな離心率と大きな軌道傾斜角 (e=0.11, i=46.8) を持つ2004 XR190や（ただし散乱円盤天体ではない可能性がある）、公転周期が1万年を超える (308933) 2006 SQ372、(87269) 2000 OO67などがある。
太陽から遠く暗いため、未発見の大きなものが多数あると推測されている。
散乱円盤天体をエッジワース・カイパーベルト天体 (EKBO) に含むか否かについては見解が分かれるが、海王星と軌道共鳴の関係にあると推測されている天体のうち、最外部の天体（公転周期が海王星との比率で2:5や3:8など）には散乱円盤天体と区別しにくいものがあることは事実である。なお、近日点がエッジワース・カイパーベルトの外にある E-SDO (Extended Scattered Disk Object, Scattered-Extended Object) または DDO (Distant Detached Object) の存在が語られるようになって来ているが、E-SDOはEKBOには含めない。(90377) セドナは便宜上、散乱円盤天体に含まれることもあったが、むしろE-SDOに含まれるべきであろう。
関連項目
ケンタウルス族 - 散乱円盤天体とは逆に、エッジワース・カイパーベルトから内側に散乱させられたもの。
ダモクレス族 - 離心率や軌道傾斜角が極めて大きい小天体。近日点は木星より内側で、遠日点は散乱円盤天体並みかそれ以上。
惑星X - 海王星より外側にあると仮定される惑星サイズの天体。散乱円盤天体の分布をこの惑星Xに関連付ける説もある。
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