# Ayrık cisim

Neptün ötesi nesnelerin mesafelerine ve eğimlerine göre çizimi. 100 AU mesafesinin ötesindeki nesneler için tanımlar gösterilmiştir.

|  |  |
| --- | --- |
|       Rezonant TNO & Plutino       Kubevanolar (klasik KBO) |       Dağınık disk objeleri       **Detached object** |

**Ayrık cisimler**, Güneş sisteminin dış bölgelerinde yer alan dinamik bir küçük gezegen sınıfıdır. Neptün ötesi cisimler (TNO) olarak adlandırılan geniş bir ailenin mensubudurlar. Bu nesneler Güneş'e olan en yakın konumları Neptün'ün kütleçekimsel kuvvetinden yeterli bir uzaklıkta bulunan yörüngelere sahiptir. Bu nedenle Neptün ve bilinen diğer gezegenlerden sınırlı olarak etkilenirler. Bu durum nedeniyle Güneş sisteminden ayrık bir durumda bulunmakta, ancak Güneş'in etkisinden de kaçamamaktadırlar.

Bu şekilde, ayrık cisimler, bilinen diğer TNO'ların çoğundan önemli ölçüde farklılık göstermektedir. Bunlar, ağırlıklı olarak Neptün olmak üzere dev gezegenlerle kütleçekimsel karşılaşmalar sonucu mevcut yörüngelerinde değişen derecelerde pertürbasyona uğramış, gevşek bir şekilde tanımlanmış bir popülasyon kümesi oluşturmaktadır. Ayrık cisimler, Plüton gibi Neptün'le yörüngesel rezonansta olan cisimler, Makemake gibi rezonanssız yörüngelerdeki klasik Kuiper kuşağı cisimleri ve Eris gibi dağınık disk cisimleri gibi diğer tüm TNO popülasyonlarından daha büyük bir enberiye sahiplerdir.

Ayrık cisimler, bilimsel literatürde genişletilmiş dağınık disk cisimleri (E-SDO), uzak ayrık cisimler (DDO) veya genişletilmiş dağınıklar şeklinde adlandırılabilmektedir. Bu durum ayrık cisim popülasyonu ve dağınık disk cisimlerinin yörüngesel parametreleri arasında kalan dinamik derecelendirmenin bir yansımasıdır.

Günümüze kadar en az dokuz cisim kesin şekilde tanımlanmıştır ki bunların en büyük, en uzak ve en bilineni Sedna'dır. Kuiper kuşağının ötesindeki bir enberiye sahip olan cisimler bu nedenle sednoitler olarak adlandırılmıştır. 2023 itibarıyla, dört adet tanımlanmış sednoid bulunmaktadır; Sedna, 2012 VP113, Leleākūhonua ve 2021 RR205'dir. Bu nesneler, küçük yükselen ve alçalan düğüm mesafelerine sahip nesne çiftlerinin dağılımları arasında, dış kaynaklı sapmalara verilen bir tepkinin göstergesi olabilecek, istatistiksel olarak oldukça anlamlı bir asimetri sergilemektedir; bunun gibi asimetriler bazen görünmeyen gezegenlerin neden olduğu bozulmalara atfedilir.

## Yörüngeleri

Ayrık cisimlerin enberileri Neptün'ün enötelerinden çok daha büyüktür. Sıklıkla yüksek derecede eliptik olan, yarı büyük eksenleri birkaç yüz astronomik birime varan çok geniş yörüngelere sahiptirler. Bu tarz yörüngeler Neptün gibi dev gezegenlerin neden olduğu kütleçekimsel savrulma tarafından meydana getirilmiş olamaz. Öte yandan, yakınlardan geçen bir yıldızla ya da uzak bir gezegen büyüklüğünde bir cisimle karşılaşma, Neptün'ün kendisi (bir zamanlar çok daha eksantrik bir yörüngeye sahip olabilir ve bu cisimleri şimdiki yörüngelerine çekmiş olabilir) ya da fırlatılmış gezegenler (Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde var olan ve fırlatılmış olan) gibi bir dizi açıklama öne sürülmüştür.

Derin Ekliptik Araştırması ekibi tarafından önerilen sınıflandırma, 3 Tisserand parametresi değeri kullanılarak saçılmış-yakın nesneler (Neptün tarafından saçılmış olabilir) ve saçılmış-uzatılmış nesneler (örneğin 90377 Sedna) arasında resmi bir ayrım getirmektedir.

Dokuzuncu Gezegen hipotezi, ayrık cisimlerin yörüngelerinin, Güneş'ten 200 ila 1200 AU arasındaki bir mesafe uzaklıkta bulunan, henüz gözlemlenmemiş bir gezegenin yerçekimi etkisiyle açıklanabileceğini öne sürmektedir.

## Sınıflandırma

Ayrık cisimler TNO'nun beş farklı dinamik sınıfından biridir; diğer dört sınıf klasik Kuiper kuşağı cisimleri, rezonans cisimleri, dağınık disk cisimleri (SDO) ve Sednoitler'dir. Ayrık cisimler genellikle 40 AU'dan daha büyük bir enberi mesafesine sahiptir, bu da Güneş'ten yaklaşık 30 AU uzaklıkta neredeyse dairesel bir yörüngeye sahip olan Neptün ile güçlü etkileşimleri engeller. Bununla birlikte, dağılmış ve ayrılmış bölgeler arasında net sınırlar yoktur, çünkü her ikisi de 37 ila 40 AU arasında enberi mesafesine sahip bir ara bölgede TNO'lar olarak bir arada bulunabilir. İyi belirlenmiş bir yörüngeye sahip böyle bir ara cisim (120132) 2003 FY128'dir.

90377 Sedna'nın 2003 yılında keşfi ve o sıralarda keşfedilen (148209) 2000 CR105 ve 2004 XR190 gibi diğer birkaç cisimle birlikte, iç Oort bulutu cisimleri veya (daha büyük olasılıkla) dağınık disk ile iç Oort bulutu arasındaki geçiş cisimleri olabilecek bir uzak cisimler kategorisinin tartışılmasına neden olmuştur.

Sedna, MPC tarafından resmi olarak bir dağınık disk nesnesi olarak kabul edilmesine rağmen, kaşifi Michael E. Brown, 76 AU'luk enberi mesafesinin dış gezegenlerin çekim gücünden etkilenmeyecek kadar uzak olması nedeniyle, dağınık diskin bir üyesinden ziyade bir iç-Oort-bulut nesnesi olarak kabul edilmesi gerektiğini öne sürmüştür. Sedna'nın ayrık bir nesne olarak bu sınıflandırması son yayınlarda kabul edilmektedir.

Bu düşünce tarzı, dış gezegenlerle önemli bir kütleçekim etkileşiminin olmamasının, Sedna (enberisi 76 AU) ile Derin Ekliptik Araştırma tarafından saçılmış-yakın nesne olarak listelenen 1996 TL66 (enberisi 35 AU) gibi daha geleneksel SDO'lar arasında bir yerde başlayan genişletilmiş bir dış grup yarattığını öne sürmektedir.

### Neptün etkisi

Bu geniş kategoriyi belirlemekteki sorunlardan birisi de zayıf rezonansların var olabileceği ve bunları kanıtlamanın kaotik gezegensel etkiler ve söz konusu uzak cisimlerin yörüngelerine ilişkin halihazırda elde olan bilgilerin yetersizliği nedeniyle zor olabileceğidir. 300 yıldan fazla süren yörünge periyotlarına sahip olan bu cisimlerin çoğunun gözlem yayları birkaç yıl ile sınırlıdır. Arka plan yıldızlarına karşın yavaş hareketleri devasa mesafeler kat etmeleri nedeniyle bu cisimlerin çoğunun yörüngelerinin belirli bir güven aralığında tespit edilerek onaylanabilmesi veya yörüngesel rezonans kanunlarına uygun olarak belirlenebilmesi onlarca yıl sürebilir. Bu nesnelerin potansiyel ve yörüngesel rezonanslarında yaşanacak ilave gelişmeler dev gezegenlerin göçü ve Güneş sisteminin oluşumunun anlaşılmasına yardımcı olacaktır. Örneğin, Emel'yanenko ve Kiseleva tarafından 2007 yılında yapılan bir simülasyon çoğu uzak cismin Neptün ile rezonans halinde olabileceğini göstermiştir. Çalışma neticesinde, Neptün ile 2000 CR105 adlı cisim %10 olasılıkla 20:1 rezonansta, 2003 QK91 adlı cisim %38 olasılıkla 10:3 rezononasta ve (82075) 2000 YW134 adlı cisim ise %84 olasılıkla 8:3 rezonansta olmak üzere bir ilişki içinde olabilir. Bir cüce gezegen olduğu düşünülen (145480) 2005 TB190'nin ise Neptün ile 4:1 rezonansta olma olasılığı %1'den az olarak hesaplanmıştır.

### Neptün ötesindeki varsayımsal gezegenlerin etkisi

Dokuzuncu gezegen hipotezini ortaya atan Mike Brown "Kuiper kuşağından birazcık bile uzaklaşmış olan bilinen tüm uzak nesnelerin bu varsayımsal gezegenin etkisi altında kümelendiğine (özellikle, yarı büyük ekseni >100 AU ve enberisi >42 AU olan nesneler)" ilişkin gözlemlerde bulunmuştur. Carlos de la Fuente Marcos ve Ralph de la Fuente Marcos, istatistiksel olarak anlamlı olan bazı orantıların Dokuzuncu Gezegen hipoteziyle uyumlu olduğunu hesaplamışlardır; özellikle, Aşırı Neptün ötesi nesneler (**ETNO**'lar) olarak adlandırılan bir dizi nesne, yarı büyük ekseni ~700 AU olan varsayılan bir Dokuzuncu Gezegen ile 5:3 ve 3:1 ortalama hareket rezonanslarında sıkışmış olabilir.

## Olası ayrık nesneler

Aşağıda, Neptün'ün mevcut yörüngesi tarafından kolayca dağıtılamayan ve bu nedenle ayrılmış nesneler olması muhtemel olan, ancak sednoidleri tanımlayan ≈50-75 AU'luk enberi boşluğu içinde yer alan, azalan enberilere göre bilinen nesnelerin bir listesi yer almaktadır.

Aşağıda listelenen cisimlerin perihelion'u 40 AU'dan, yarı büyük ekseni 47,7 AU'dan (Neptün ile 1:2 rezonans ve Kuiper Kuşağı'nın yaklaşık dış sınırı) fazladır.

| Tanım
 | Çap
(km)

 | H
 | q(AU)
 | a(AU)
 | Q(AU)
 | ω (°)
 | Keşif yılı
 | Kaşif
 | Notlar ve Referanslar
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 2000 CR105 | 243
 | 6,3
 | 44,252
 | 221,2
 | 398
 | 316,93
 | 2000
 | M. W. Buie
 |  |
| 2000 YW134 | 216
 | 4,7
 | 41,207
 | 57,795
 | 74,383
 | 316,481
 | 2000
 | Spacewatch
 | ≈3:8 Neptün rezonansı
 |
| 2001 FL193 | 81
 | 8,7
 | 40,29
 | 50,26
 | 60,23
 | 108,6
 | 2001
 | R. L. Allen, G. Bernstein, R. Malhotra
 | yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir
 |
| 2001 KA77 | 634
 | 5,0
 | 43,41
 | 47,74
 | 52,07
 | 120,3
 | 2001
 | M. W. Buie
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2002 CP154 | 222
 | 6,5
 | 42
 | 52
 | 62
 | 50
 | 2002
 | M. W. Buie
 | yörünge oldukça zayıf, ama kesinlikle ayrık nesne
 |
| 2003 UY291 | 147
 | 7,4
 | 41,19
 | 48,95
 | 56,72
 | 15,6
 | 2003
 | M. W. Buie
 | klasik KBO sınırında
 |
| Sedna
 | 995
 | 1,5
 | 76,072
 | 483,3
 | 890
 | 311,61
 | 2003
 | M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. L. Rabinowitz
 | Sednoid
 |
| 2004 PD112 | 267
 | 6,1
 | 40
 | 70
 | 90
 | 40
 | 2004
 | M. W. Buie
 | yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
 |
| 2004 VN112 | 222
 | 6,5
 | 47,308
 | 315
 | 584
 | 326,925
 | 2004
 | Cerro Tololo (belirtilmemiş)
 |  |
| 2004 XR190 | 612
 | 4,1
 | 51,085
 | 57,336
 | 63,586
 | 284,93
 | 2004
 | R. L. Allen, B. J. Gladman, J. J. Kavelaars
J.-M. Petit, J. W. Parker, P. Nicholson

 | sözde-Sednoid, çok yüksek eğim; Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) 2004 XR190'ın dışmerkezliğini ve eğimini değiştirerek çok yüksek bir enberi elde etmiştir.
 |
| 2005 CG81 | 267
 | 6,1
 | 41,03
 | 54,10
 | 67,18
 | 57,12
 | 2005
 | CFEPS
 | —
 |
| 2005 EO297 | 161
 | 7,2
 | 41,215
 | 62,98
 | 84,75
 | 349,86
 | 2005
 | M. W. Buie
 | —
 |
| 2005 TB190 | 372
 | 4,5
 | 46,197
 | 75,546
 | 104,896
 | 171,023
 | 2005
 | A. C. Becker, A. W. Puckett, J. M. Kubica
 | Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2006 AO101 | 168
 | 7,1
 | —
 | —
 | —
 | —
 | 2006
 | Mauna Kea (belirtilmemiş)
 | yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir
 |
| 2007 JJ43 | 558
 | 4,5
 | 40,383
 | 48,390
 | 56,397
 | 6,536
 | 2007
 | Palomar (belirtilmemiş)
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2007 LE38 | 176
 | 7,0
 | 41,798
 | 54,56
 | 67,32
 | 53,96
 | 2007
 | Mauna Kea (belirtilmemiş)
 | —
 |
| 2008 ST291 | 640
 | 4,2
 | 42,27
 | 99,3
 | 156,4
 | 324,37
 | 2008
 | M. E. Schwamb, M. E. Brown, D. L. Rabinowitz
 | ≈1:6 Neptün rezonansı
 |
| 2009 KX36 | 111
 | 8,0
 | —
 | 100
 | 100
 | —
 | 2009
 | Mauna Kea (belirtilmemiş)
 | yörünge son derece zayıf, bir TNO olmayabilir
 |
| 2010 DN93 | 486
 | 4,7
 | 45,102
 | 55,501
 | 65,90
 | 33,01
 | 2010
 | Pan-STARRS
 | ≈2:5 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2010 ER65 | 404
 | 5,0
 | 40,035
 | 99,71
 | 159,39
 | 324,19
 | 2010
 | D. L. Rabinowitz, S. W. Tourtellotte
 | —
 |
| 2010 GB174 | 222
 | 6,5
 | 48,8
 | 360
 | 670
 | 347,7
 | 2010
 | Mauna Kea (belirtilmemiş)
 | —
 |
| 2012 FH84 | 161
 | 7,2
 | 42
 | 56
 | 70
 | 10
 | 2012
 | Las Campanas (belirtilmemiş)
 | —
 |
| 2012 VP113 | 702
 | 4,0
 | 80,47
 | 256
 | 431
 | 293,8
 | 2012
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 | Sednoid
 |
| 2013 FQ28 | 280
 | 6,0
 | 45,9
 | 63,1
 | 80,3
 | 230
 | 2013
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 | ≈1:3 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2013 FT28 | 202
 | 6,7
 | 43,5
 | 310
 | 580
 | 40,3
 | 2013
 | S. S. Sheppard
 | —
 |
| 2013 GP136 | 212
 | 6,6
 | 41,061
 | 155,1
 | 269,1
 | 42,38
 | 2013
 | OSSOS
 | —
 |
| 2013 GQ136 | 222
 | 6,5
 | 40,79
 | 49,06
 | 57,33
 | 155,3
 | 2013
 | OSSOS
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2013 GG138 | 212
 | 6,6
 | 46,64
 | 47,792
 | 48,946
 | 128
 | 2013
 | OSSOS
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2013 JD64 | 111
 | 8,0
 | 42,603
 | 73,12
 | 103,63
 | 178,0
 | 2013
 | OSSOS
 | —
 |
| 2013 JJ64 | 147
 | 7,4
 | 44,04
 | 48,158
 | 52,272
 | 179,8
 | 2013
 | OSSOS
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2013 SY99 | 202
 | 6,7
 | 50,02
 | 694
 | 1338
 | 32,1
 | 2013
 | OSSOS
 | —
 |
| 2013 SK100 | 134
 | 7,6
 | 45,468
 | 61,61
 | 77,76
 | 11,5
 | 2013
 | OSSOS
 | —
 |
| 2013 UT15 | 255
 | 6,3
 | 43,89
 | 195,7
 | 348
 | 252,33
 | 2013
 | OSSOS
 | —
 |
| 2013 UB17 | 176
 | 7,0
 | 44,49
 | 62,31
 | 80,13
 | 308,93
 | 2013
 | OSSOS
 | —
 |
| 2013 VD24 | 128
 | 7,8
 | 40
 | 50
 | 70
 | 197
 | 2013
 | Karanlık Enerji Araştırması
 | yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
 |
| 2013 YJ151 | 336
 | 5,4
 | 40,866
 | 72,35
 | 103,83
 | 141,83
 | 2013
 | Pan-STARRS
 | —
 |
| 2014 EZ51 | 770
 | 3,7
 | 40,70
 | 52,49
 | 64,28
 | 329,84
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | —
 |
| 2014 FC69 | 533
 | 4,6
 | 40,28
 | 73,06
 | 105,8
 | 190,57
 | 2014
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 |  |
| 2014 FZ71 | 185
 | 6,9
 | 55,9
 | 76,2
 | 96,5
 | 245
 | 2014
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 | Sözde Sednoid; ≈1:4 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir enberi elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2014 FC72 | 509
 | 4,5
 | 51,670
 | 76,329
 | 100,99
 | 32,85
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | Sözde Sednoid; ≈1:4 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir enberi elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2014 JM80 | 352
 | 5,5
 | 46,00
 | 63,00
 | 80,01
 | 96,1
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | ≈1:3 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2014 JS80 | 306
 | 5,5
 | 40,013
 | 48,291
 | 56,569
 | 174,5
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2014 OJ394 | 423
 | 5,0
 | 40,80
 | 52,97
 | 65,14
 | 271,60
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | in 3:7 Neptün rezonansı
 |
| 2014 QR441 | 193
 | 6,8
 | 42,6
 | 67,8
 | 93,0
 | 283
 | 2014
 | Karanlık Enerji Araştırması
 | —
 |
| 2014 SR349 | 202
 | 6,6
 | 47,6
 | 300
 | 540
 | 341,1
 | 2014
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 | —
 |
| 2014 SS349 | 134
 | 7,6
 | 45
 | 140
 | 240
 | 148
 | 2014
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 | ≈2:10 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR), Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte yüksek bir enberi elde etmek için eksantrikliği ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2014 ST373 | 330
 | 5,5
 | 50,13
 | 104,0
 | 157,8
 | 297,52
 | 2014
 | Karanlık Enerji Araştırması
 | —
 |
| 2014 UT228 | 154
 | 7,3
 | 43,97
 | 48,593
 | 53,216
 | 49,9
 | 2014
 | OSSOS
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2014 UA230 | 222
 | 6,5
 | 42,27
 | 55,05
 | 67,84
 | 132,8
 | 2014
 | OSSOS
 | —
 |
| 2014 UO231 | 97
 | 8,3
 | 42,25
 | 55,11
 | 67,98
 | 234,56
 | 2014
 | OSSOS
 | —
 |
| 2014 WK509 | 584
 | 4,0
 | 40,08
 | 50,79
 | 61,50
 | 135,4
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | —
 |
| 2014 WB556 | 147
 | 7,4
 | 42,6
 | 280
 | 520
 | 234
 | 2014
 | Karanlık Enerji Araştırması
 | —
 |
| 2015 AL281 | 293
 | 6,1
 | 42
 | 48
 | 54
 | 120
 | 2015
 | Pan-STARRS
 | klasik KBO sınırında
yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir

 |
| 2015 AM281 | 486
 | 4,8
 | 41,380
 | 55,372
 | 69,364
 | 157,72
 | 2015
 | Pan-STARRS
 | —
 |
| 2015 BE519 | 352
 | 5,5
 | 44,82
 | 47,866
 | 50,909
 | 293,2
 | 2015
 | Pan-STARRS
 | klasik KBO sınırında
 |
| 2015 FJ345 | 117
 | 7,9
 | 51
 | 63,0
 | 75,2
 | 78
 | 2015
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 | Sözde Sednoid; ≈1:3 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir perihelion elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2015 GP50 | 222
 | 6,5
 | 40,4
 | 55,2
 | 70,0
 | 130
 | 2015
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo
 | —
 |
| 2015 KH162 | 671
 | 3,9
 | 41,63
 | 62,29
 | 82,95
 | 296,805
 | 2015
 | S. S. Sheppard, D. J. Tholen, C. A. Trujillo
 | —
 |
| 2015 KG163 | 101
 | 8,3
 | 40,502
 | 826
 | 1610
 | 32,06
 | 2015
 | OSSOS
 | —
 |
| 2015 KH163 | 117
 | 7,9
 | 40,06
 | 157,2
 | 274
 | 230,29
 | 2015
 | OSSOS
 | ≈1:12 Neptün rezonansı
 |
| 2015 KE172 | 106
 | 8,1
 | 44,137
 | 133,12
 | 222,1
 | 15,43
 | 2015
 | OSSOS
 | 1:9 Neptün rezonansı
 |
| 2015 KG172 | 280
 | 6,0
 | 42
 | 55
 | 69
 | 35
 | 2015
 | R. L. Allen
D. James
D. Herrera

 | yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
 |
| 2015 KQ174 | 154
 | 7,3
 | 49,31
 | 55,40
 | 61,48
 | 294,0
 | 2015
 | Mauna Kea (belirtilmemiş)
 | Sözde Sednoid; ≈2:5 Neptün rezonansı; Neptün Ortalama Hareket Rezonansı (MMR) Kozai Rezonansı (KR) ile birlikte çok yüksek bir perihelion elde etmek için eksantriklik ve eğimi değiştirildi.
 |
| 2015 RX245 | 255
 | 6,2
 | 45,5
 | 410
 | 780
 | 65,3
 | 2015
 | OSSOS
 | —
 |
| 541132 Leleākūhonua
 | 300
 | 5,5
 | 65,02
 | 1042
 | 2019
 | 118,0
 | 2015
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. Tholen
 | Sednoid
 |
| 2017 DP121 | 161
 | 7,2
 | 40,52
 | 50,48
 | 60,45
 | 217,9
 | 2017
 |  | —
 |
| 2017 FP161 | 168
 | 7,1
 | 40,88
 | 47,99
 | 55,1
 | 218
 | 2017
 |  | borderline klasik KBO
 |
| 2017 SN132 | 97
 | 5,8
 | 40,949
 | 79,868
 | 118,786
 | 148,769
 | 2017
 | S. S. Sheppard, C. A. Trujillo, D. J. Tholen
 |  |
| 2018 VM35 | 134
 | 7,6
 | 45,289
 | 240,575
 | 435,861
 | 302,008
 | 2018
 | ???
 |  |

Aşağıdaki nesnelerin de, 38-40 AU'luk biraz daha düşük perihelion mesafelerine sahip olmalarına rağmen, genel olarak bağımsız nesneler olduğu düşünülebilir.

| Tanım
 | Çap
(km)

 | H
 | q(AU)
 | a(AU)
 | Q(AU)
 | ω (°)
 | Keşif yılı
 | Kaşif
 | Notlar ve Referanslar
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 2003 HB57 | 147
 | 7,4
 | 38,116
 | 166,2
 | 294
 | 11,082
 | 2003
 | Mauna Kea (belirtilmemiş)
 | —
 |
| 2003 SS422 | 168
 | >7,1
 | 39
 | 200
 | 400
 | 210
 | 2003
 | Cerro Tololo (belirtilmemiş)
 | yörünge oldukça zayıf, ayrık nesne olmayabilir
 |
| 2005 RH52 | 128
 | 7,8
 | 38,957
 | 152,6
 | 266,3
 | 32,285
 | 2005
 | CFEPS
 | —
 |
| 2007 TC434 | 168
 | 7,0
 | 39,577
 | 128,41
 | 217,23
 | 351,010
 | 2007
 | Las Campanas (belirtilmemiş)
 | 1:9 Neptün rezonansı
 |
| 2012 FL84 | 212
 | 6,6
 | 38,607
 | 106,25
 | 173,89
 | 141,866
 | 2012
 | Pan-STARRS
 | —
 |
| 2014 FL72 | 193
 | 6,8
 | 38,1
 | 104
 | 170
 | 259,49
 | 2014
 | Cerro Tololo (belirtilmemiş)
 | —
 |
| 2014 JW80 | 352
 | 5,5
 | 38,161
 | 142,62
 | 247,1
 | 131,61
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | —
 |
| 2014 YK50 | 293
 | 5,6
 | 38,972
 | 120,52
 | 202,1
 | 169,31
 | 2014
 | Pan-STARRS
 | —
 |
| 2015 GT50 | 88
 | 8,6
 | 38,46
 | 333
 | 627
 | 129,3
 | 2015
 | OSSOS
 | —
 |

## Ayrıca bakınız

* Klasik Kuiper kuşağı nesnesi
* En büyük günöteye göre Güneş Sistemi nesnelerinin listesi
* Neptün ötesi cisimler listesi
* Aşırı Neptün ötesi cisim
* Neptün'ün ötesindeki gezegenler
* Sednoid

## Notlar

## Kaynakça