b'\n_START_ARTICLE_\nRazpr\xc5\xa1eni disk\n_START_SECTION_\nPodro\xc4\x8dje razpr\xc5\xa1enega diska\n_START_PARAGRAPH_\nTelesa, ki se nahajajo na tem podro\xc4\x8dju, spadajo v \xc5\xa1ir\xc5\xa1o skupino \xc4\x8dezneptunskih teles. Notranji del razpr\xc5\xa1enega diska se pokriva s Kuiperjevim pasom, sega pa od 35 do okoli 1000 a. e. Telesa v njem imajo zelo velik naklon tirnice (tudi do 55\xc2\xb0), tako da se nekatera gibljejo celo pravokotno na ekliptiko. Pluton je na oddaljenosti okoli 32 a. e. od Sonca. V podro\xc4\x8dju pod 35 a. e. ni teles razpr\xc5\xa1enega diska. Na tem podro\xc4\x8dju je vpliv Neptuna prevelik, da bi tukaj lahko obstojalo ve\xc4\x8dje \xc5\xa1tevilo nebesnih teles. Njihova porazdelitev je precej sferi\xc4\x8dna, porazdelitev teles v Kuiperjevem pasu pa je bolj plo\xc5\xa1\xc4\x8data (kro\xc5\xbeenje v bli\xc5\xbeini ravnine ekliptike). Telesa razpr\xc5\xa1enega diska so tako dale\xc4\x8d od Sonca, da imajo temperature na povr\xc5\xa1ini med 30 in 55 K.\n_START_SECTION_\nNastanek\n_START_PARAGRAPH_\nNastanek razpr\xc5\xa1enega diska ni popolnoma jasen. Nekatere teorije pravijo, da je nastal zaradi razpr\xc5\xa1itve Kuiperjevega pasu, ki je nastala zaradi te\xc5\xbenostnih vplivov zunanjih planetov (predvsem Neptuna). Ti vplivi so telesom dali tirnice z ve\xc4\x8djimi izsrednostmi in ve\xc4\x8djimi nakloni tira. Kuiperjev pas je precej splo\xc5\xa1\xc4\x8den, razpr\xc5\xa1eni disk pa je bolj okrogle oblike, saj nekatera telesa kro\xc5\xbeijo po tirnicah, ki so tudi pravokotne na ekliptiko. Simulacije ka\xc5\xbeejo, da so tirnice razpr\xc5\xa1enega diska nestabilne. Telesa iz tega podro\xc4\x8dja se pogosto izvr\xc5\xbeejo v bolj oddaljena podro\xc4\x8dja, na primer v hipoteti\xc4\x8dni Oortov oblak._NEWLINE_Mo\xc5\xbeno je tudi, da so kentavri pri\xc5\xa1li iz razpr\xc5\xa1enega diska. Telesa niso bila izvr\xc5\xbeena navzven (v Oortov oblak), ampak navznoter (v smeri Sonca). Ta telesa lahko imenujemo doneptunska telesa. Sredi\xc5\xa1\xc4\x8de za male planete (MPC) objavlja preglede kentavrov in teles razpr\xc5\xa1enega diska skupaj _NEWLINE_._NEWLINE_\xc4\x8ceprav so Sedno opredelili kot telo razpr\xc5\xa1enega diska, njen odkritelj Michael E. Brown predlaga, da bi jo imeli za telo notranjega roba Oortovega oblaka. \xc4\x8ce to velja, potem bi lahko zaradi pomanjkanja vpliva zunanjih planetov, nekatera telesa izvzeli iz skupine teles razpr\xc5\xa1enega diska. Tako bi zunanja meja bila nekje med Sedno in Erido. \xc4\x8ce je Sedna zunaj razpr\xc5\xa1enega diska, ni edina. Pred Sedno so \xc5\xbee odkrili 2000 CR\xe2\x82\x81\xe2\x82\x80\xe2\x82\x85, ki bi tudi lahko bila na notranjem robu Oortovega oblaka. Tak\xc5\xa1na telesa bi lahko imeli za odcepljena, ker niso nastala zaradi te\xc5\xbenostnih sil Neptuna. Obstoja pa tudi hipoteza, po kateri bi tak\xc5\xa1na telesa nastala med sre\xc4\x8danjem Sonca z neko zvezdo_NEWLINE_ _NEWLINE_ali z nekim drugim telesom velikosti planeta _NEWLINE_.\n_START_SECTION_\nPorazdelitev teles razpr\xc5\xa1enega diska\n_START_PARAGRAPH_\nPrvo telo iz razpr\xc5\xa1enega diska je bilo opa\xc5\xbeeno leta 1996 na Observatoriju Mauna Kea. To je bilo telo z za\xc4\x8dasnim imenom (15874)TL\xe2\x82\x86\xe2\x82\x86. Prvo telo, ki so ga ozna\xc4\x8dili kot telo razpr\xc5\xa1enega diska je bilo (48639) TL\xe2\x82\x88. Odkrili so ga s pomo\xc4\x8djo sonde Spacewatch._NEWLINE_Na diagramu na desni strani so prikazane tirnice vseh znanih teles iz razpr\xc5\xa1enega diska do razdalje 100 a. e. Na diagramu so tudi telesa iz Kuiperjevega pasu (sivo), resonan\xc4\x8dna telesa (zeleno). Izsrednost je prikazana z daljicami skozi telo (od perihelija do apohelija). Na vertikalni osi so prikazani nakloni tirnice (i). _NEWLINE_Tirnice teles razpr\xc5\xa1enega diska imajo izsrednosti s srednjimi pa vse do velikih vrednosti. Nikoli ne pridejo bli\xc5\xbee kot do razdalje 35 a. e., kar je zna\xc4\x8dilnost teles razpr\xc5\xa1enega diska.\n_START_SECTION_\nPrimerjava razpr\xc5\xa1enih teles s klasi\xc4\x8dnimi telesi (kubevani)\n_START_PARAGRAPH_\nNa desni strani je diagram v katerem se primerjajo izsrednosti in nakloni tirnic za telesa razpr\xc5\xa1enega diska in kubevanov (klasi\xc4\x8dna telesa). Ta primerjava je prikazana v dveh manj\xc5\xa1ih diagramih, ki sta sestavna dela celotnega diagrama. Na vertikalni osi je v obeh primerih prikazan naklon tirnice (i) v stopinjah, na horizontalni osi pa je izsrednost (e). Podro\xc4\x8dje diagrama je tako razdeljeno na manj\xc5\xa1e kvadratke. Vsak kvadratek pokriva dolo\xc4\x8den obseg izsrednosti in naklona. Tirnice, ki so skoraj kro\xc5\xbenice (e< 0,05), so na diagramu v prvem stolpcu, tirnice, ki pripadajo najmanj\xc5\xa1im naklonom  (i < 5%) so v spodnji vrstici. Kvadrat v spodnjem levem kotu predstavlja skoraj kro\xc5\xbene tirnice z majhnim naklonom. Relativno \xc5\xa1tevilo teles je podano z barvo (manj\xc5\xa1e \xc5\xa1tevilo \xe2\x80\x93 zeleno, ve\xc4\x8dje \xc5\xa1tevilo \xe2\x80\x93 rjavo). Sivi kvadrati predstavljajo posamezna telesa._NEWLINE_Iz obeh diagramov vidimo, da se kubevani in telesa razpr\xc5\xa1enega diska zelo razlikujejo. Ve\xc4\x8d kot 30% vseh kubevanov ima nizek naklon tirnice, imajo skoraj kro\xc5\xbeno tirnico in izsrednost okoli 0,25. Telesa razpr\xc5\xa1enega diska imajo srednje izsrednosti med 0,25 in 0,55. Nekaj ve\xc4\x8d jih je v obmo\xc4\x8dju od 0,25 do 0,35 in naklonom tira od 15 do 20\xc2\xb0 ter pri izsrednosti 0,5 do 0,55 in naklonu pod 10\xc2\xb0. Ne poznamo teles razpr\xc5\xa1enega diska z izsrednostjo pod 0,3 (razen 2004 XR\xe2\x82\x81\xe2\x82\x89\xe2\x82\x80). Lahko re\xc4\x8demo, da je izsrednost tista lastnost, ki lo\xc4\x8di telesa razpr\xc5\xa1enega diska od drugih.\n_START_SECTION_\nTirnice teles razpr\xc5\xa1enega diska\n_START_PARAGRAPH_\nNa diagramu na levi strani je prikazan pogled na tirnice teles razpr\xc5\xa1enega diska  iz dveh smeri. Zgornji pogled je polarni pogled, spodnji pa eklipti\xc4\x8dni pogled. V obeh pogledih so tirnice poravnane v skupno izhodi\xc5\xa1\xc4\x8de, da je la\xc5\xbeja primerjava. Tirnice teles razpr\xc5\xa1enega diska so \xc4\x8drne barve, resona\xc4\x8dnih teles (resonance 2:5) zelene in klasi\xc4\x8dnih teles (kubevanov) so modre. Telesa, ki jih do sedaj \xc5\xa1e niso uvrstili nikamor, so ozna\xc4\x8dena s sivo barvo. To so telesa iz podro\xc4\x8dja med 50 in 100 a. e., njhove tirnice so \xc5\xa1e tako nedolo\xc4\x8dene, da jih ni bilo mogo\xc4\x8de uvrstiti v neko skupino. Moder krog na polarnem pogledu vsebuje veliko \xc5\xa1tevilo tirnic klasi\xc4\x8dnih teles. Minimalni perihelij je zarisan z rde\xc4\x8do kro\xc5\xbenico. Eklipti\xc4\x8dni pogled je pripravljen z enakimi barvami. Kot ka\xc5\xbee diagram, je zelo te\xc5\xbeko lo\xc4\x8diti med klasi\xc4\x8dnimi telesi in telesi razpr\xc5\xa1enega diska.\n_START_SECTION_\nRaz\xc5\xa1irjeni razpr\xc5\xa1eni disk\n_START_PARAGRAPH_\nPo odkritju 2000 CR\xe2\x82\x81\xe2\x82\x80\xe2\x82\x85 in 2004 CR\xe2\x82\x81\xe2\x82\x81\xe2\x82\x82 s perihelijema, ki sta predale\xc4\x8d od Neptuna, da bi lahko nanju vplival, je postala zanimiva ideja, da obstoja raz\xc5\xa1irjeni razpr\xc5\xa1eni disk ). \xc5\xa0e prej so tak\xc5\xa1na telesa ozna\xc4\x8devali kot odcepljena telesa. Predlaga se tudi, da bi lo\xc4\x8dili med bli\xc5\xbenjimi razpr\xc5\xa1enimi telesi in telesi raz\xc5\xa1irjenega razpr\xc5\xa1enega diska z uporabo Tisserandovega parametra z vrednostjo 3'