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산란원반

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목차

1. 개요

산란원반은 해왕성 궤도 바깥에 위치하며, 해왕성의 중력에 의해 궤도가 불안정하게 흩어져 있는 천체들의 집합이다. 1990년대 망원경 기술 발전으로 해왕성 바깥 천체 발견이 증가하면서, 1996년 (15874) 1996 TL66이 산란원반 천체로 처음 분류되었다. 산란원반은 카이퍼대와는 구분되며, 궤도 이심률이 크고 궤도 경사가 높은 특징을 보인다. 산란원반 천체는 혜성의 기원이 되기도 하며, 에리스와 같은 왜행성을 포함한다. 산란원반의 형성은 해왕성을 포함한 목성형 행성과의 중력 상호작용에 의해 이루어진 것으로 추정된다.

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산란원반
개요
산란원반의 궤도
산란원반 천체의 궤도 (노란색 점). 해왕성의 궤도는 회색으로 표시됨.
다른 이름산란원반 (scattered disk), 산란원반 천체 (scattered disk object, SDO)
정의태양계 외곽에 위치한 천체들의 집합으로, 궤도 이심률이 높고 해왕성의 중력에 의해 궤도가 불안정해진 천체들을 포함함.
위치태양으로부터 약 30 AU (45억 km) 바깥쪽
특징궤도 경사 높음
궤도 이심률 높음
해왕성과의 중력 상호작용
궤도 특성
원일점30 AU 이상
궤도 경사매우 다양함 (0도 ~ 90도)
하위 분류
공명 산란원반 천체해왕성과 궤도 공명
분리 천체해왕성의 영향에서 벗어난 천체
주요 천체
에리스가장 큰 산란원반 천체 중 하나. 왜행성으로 분류됨.
세드나매우 멀리 떨어진 궤도를 가지고 있으며, 분리 천체로 분류될 수 있음.
(225088) 2007 OR10큰 크기와 특이한 궤도로 주목받는 천체.
관련 정보
관련 천체 집단카이퍼대
오르트 구름
센타우루스군

2. 발견

전통적으로 천체를 찾기 위해서는 사진 필름이나 사진 건판을 이용해 사진을 촬영한 다음, 블링크 비교기(blink comparator)로 두 사진을 비교하여 배경별에 대해 움직이는 천체를 찾는 방법이 사용되었다. 이 방식은 사진을 현상하는 등 시간이 오래 걸리는 단계를 포함했고, 사람이 직접 비교해야 했다.

1980년대 들어 망원경에 전하결합소자(CCD) 기반 카메라가 널리 사용되면서 천체 탐색 방식에 큰 변화가 생겼다. CCD는 사진 필름보다 훨씬 많은 빛(입사광의 약 90%)을 포착할 수 있었고, 관측 결과를 즉시 디지털화하여 디지털 이미지로 만들 수 있었다. 또한, 이미지 비교 작업을 컴퓨터 화면에서 효율적으로 수행할 수 있게 되면서 천체 탐색의 효율성이 크게 향상되었다. 그 결과, 1992년부터 2006년 사이에 1,000개가 넘는 해왕성 바깥 천체(TNO)가 발견되는 등 새로운 천체 발견 수가 급격히 늘어났다.[50][4]

알려진 최대의 산란 원반 천체인 에리스 (중앙) 와 그 위성 디스노미아 (왼쪽)


산란원반 천체(SDO) 중에서 처음으로 '산란원반 천체'라는 개념으로 인식된 것은 (15874) 1996 TL66이다. 이 천체는 1996년 하와이 마우나케아의 천문학자들에 의해 발견되었다.[51][52][5][6] 1999년에는 같은 연구팀에 의해 1999 CV118, 1999 CY118, 1999 CF119 등 세 개의 산란원반 천체가 추가로 발견되었다.[79][33] 하지만 현재 산란원반 천체로 분류된 천체 중 가장 먼저 발견된 것은 (48639) 1995 TL8로, 1995년 스페이스워치 프로그램에 의해 발견되었다.[53][7]

2011년 기준으로 200개가 넘는 산란원반 천체가 확인되었다. 대표적인 산란원반 천체로는 그쿤홈디마(Gǃkúnǁʼhòmdímà)[54], 공공(Gonggong)[8], (84522) 2002 TC302, 에리스[55][9], 세드나[56][10], (474640) 2004 VN112[57][11] 등이 있다. 이론적으로는 카이퍼대와 산란원반에 비슷한 수의 천체가 존재할 것으로 추정되지만, 산란원반 천체들이 훨씬 더 멀리 떨어져 있어 관측이 어렵기 때문에 현재까지 발견된 수는 카이퍼대 천체에 비해 훨씬 적다.[58][12]

3. 해왕성 바깥 천체의 하위 분류

알려진 해왕성 바깥 천체는 크게 카이퍼대(또는 에지워스-카이퍼 벨트)와 산란원반의 두 가지 하위 집단으로 나뉜다.[59][13] 이 외에도 이론적으로 제안되었지만 아직 직접적인 관측으로 확인되지 않은 세 번째 해왕성 바깥 천체 영역으로 오르트 구름이 있다.[59][13] 일부 연구자들은 산란원반과 내부 오르트 구름 사이에 분리천체라고 불리는 천체들이 존재하는 과도기적인 공간이 있다고 제안하기도 한다.[59][13]

3. 1. 카이퍼대와의 비교

카이퍼대는 태양으로부터 약 30 ~ 50 천문단위(AU) 거리에 걸쳐 있는, 비교적 두꺼운 원환체(토러스) 모양의 영역이다.[60][14] 카이퍼대에 속한 천체들은 크게 해왕성의 중력 영향을 거의 받지 않는 안정적인 궤도를 도는 고전적 카이퍼대 천체(큐비원족)와, 해왕성과 특정 궤도 공명 관계를 이루는 공명 해왕성 바깥 천체로 나뉜다. 예를 들어, 해왕성이 세 번 공전할 때 천체가 두 번 공전하는 2:3 공명 관계에 있는 천체들은 가장 큰 구성원인 명왕성의 이름을 따 명왕성족(플루티노)이라고 불리며,[60] 해왕성이 두 번 공전할 때 천체가 한 번 공전하는 1:2 공명 관계에 있는 천체들은 투티노족이라고 한다. 이러한 궤도 공명 덕분에 이 천체들은 해왕성의 강력한 중력에도 불구하고 장기간 안정적인 궤도를 유지할 수 있다.

산란원반 천체(검은색), 고전적 카이퍼 벨트 천체(파란색) 및 5:2 공명에 들어있는 카이퍼 벨트 천체(녹색)의 궤도 이심률과 궤도 경사각 비교. 위는 황도면에 수직인 방향에서 본 그림, 아래는 황도면을 정면에서 본 그림.


반면, 산란원반 천체들은 카이퍼대 천체들과 달리 해왕성에 의해 강한 섭동을 겪는다.[59][13] 이 천체들은 근일점(태양에 가장 가까운 지점)이 약 30 AU 근처로 해왕성의 중력 영향권 안에 들어오지만, 원일점(태양에서 가장 먼 지점)은 그보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있는 매우 이심률이 큰 궤도를 가진다.[61][15] 현재 진행 중인 연구에 따르면,[62][16] 목성과 해왕성 사이의 얼음 소행성체들인 센타우루스군은 본래 산란원반 천체였으나 해왕성의 중력에 의해 태양계 안쪽으로 튕겨져 나온 것일 수 있다.[63][17] 일부 천체, 예를 들어 (29981) 1999 TD10은 센타우루스군과 산란원반 천체의 경계를 모호하게 만들기도 한다.[64][18]

해왕성 바깥 천체를 공식적으로 분류하는 소행성체 센터(MPC)는 궤도의 안정성을 기준으로 카이퍼대 천체와 산란원반 천체(및 센타우루스군)를 구분하고 있다.[65][19] 하지만 카이퍼대와 산란원반 사이의 경계는 명확하지 않으며, 많은 천문학자들은 산란원반을 카이퍼대의 바깥쪽 확장 영역으로 간주하기도 한다. 이 관점에서는 산란원반 천체를 '산란 카이퍼대 천체'(scattered Kuiper-belt object, SKBO영어)라고 부른다.[66][20]

천문학자 모비델리(Morbidelli)와 마이클 브라운(Michael Brown)은 두 집단의 차이를 해왕성과의 상호작용 여부로 설명했다. 즉, 산란원반 천체는 해왕성과의 근접 조우를 통해 궤도 긴반지름이 변하는 반면, 카이퍼대 천체는 그러한 경험이 없다는 것이다.[59][13] 그러나 이 정의는 천체가 시간이 지남에 따라 궤도 공명에 잡히거나 풀리면서 카이퍼대와 산란원반 사이를 오갈 수 있기 때문에 장기적으로는 한계가 있다.[59][13] 이에 그들은 개별 천체 대신 영역으로 두 집단을 정의했는데, 산란원반은 해왕성의 힐 권 안으로 들어올 수 있는 천체들이 도달 가능한 영역으로, 카이퍼대는 궤도 긴반지름이 30 AU보다 큰 천체들이 존재하는 영역으로 정의했다.[59][13]

3. 2. 분리천체

소행성체 센터에서는 90377 세드나를 산란원반 천체로 분류하지만, 발견자 마이클 E. 브라운은 세드나의 근일점 거리가 76 AU로 매우 멀어 해왕성과 같은 거대 행성의 중력 영향을 거의 받지 않으므로, 산란원반보다는 내부 오르트 구름 천체로 분류해야 한다고 주장했다.[67][21] 이 관점에 따르면, 근일점이 40AU 이상인 천체는 산란원반 바깥의 천체로 볼 수 있다.[68][22]

세드나 외에도 (148209) 2000 CR105나 474640 알리카토처럼 근일점이 해왕성의 영향권에서 멀리 벗어난 천체들이 발견되면서, 천문학자들은 이들을 위한 새로운 분류를 논의하기 시작했다. 그 결과 '확장 산란원반 천체'(extended scattered disc object영어, '''E-SDO''')라는 개념이 등장했다.[69][23] (148209) 2000 CR105는 내부 오르트 구름 천체이거나, 산란원반과 내부 오르트 구름 사이의 과도기적 천체로 여겨지기도 한다. 최근에는 이러한 천체들을 태양계 안쪽 영역과 "분리되었다"는 의미에서 '''분리천체'''(detached object영어)[70][24] 또는 '''원거리 분리천체'''(distant detached object영어, '''DDO''')라고 부르기도 한다.[73][27]

산란원반과 분리천체 영역 사이의 경계는 명확하게 정의되지 않았다.[68][22] 일부 연구자들은 산란원반 천체를 "이심률이 크고, 근일점이 해왕성보다 멀리 있으며, 궤도 긴반지름이 해왕성과의 1:2 궤도 공명 지점보다 바깥에 있는 천체"로 정의하는데, 이 정의에 따르면 모든 원거리 분리천체는 산란원반 천체(SDO)에 포함된다.[61] 분리천체의 궤도는 해왕성의 중력 산란만으로는 설명하기 어렵기 때문에 다른 형성 메커니즘이 제안되고 있다. 예를 들어, 과거에 태양 근처를 지나간 다른 별의 중력 영향[71][72][25][26], 태양계 외곽에 아직 발견되지 않은 행성 크기의 천체의 존재[73][27], 또는 근처를 지나가던 별에서 포획된 천체라는 가설 등이 있다.[74][28]

분류 기준에 대한 다양한 제안도 존재한다. 2005년 심원황도탐사(Deep Ecliptic Survey) 팀은 천체를 '산란-근접 천체'(scattered-near영어, 일반적인 산란원반 천체)와 '산란-확장 천체'(scattered-extended영어, 분리천체)로 나누었다.[75][29] 산란-근접 천체는 궤도 공명이 없고, 행성 궤도를 가로지르지 않으며, 해왕성에 대한 티세랑 변수가 3 미만인 천체로 정의된다.[75][29] 반면, 산란-확장 천체는 해왕성에 대한 티세랑 변수가 3 이상이고, 시간 평균 이심률이 0.2 이상인 천체로 정의된다.[75][29]

2007년 브렛 글래드먼, 브라이언 마스덴 등은 티세랑 변수 대신 1000만 년 동안의 궤도 변화를 기준으로 하는 분류법을 제안했다.[76][30] 이 기준에 따르면, 궤도 공명이 없고 궤도 긴반지름이 2000AU 이하이며, 1000만 년의 궤도 적분 동안 긴반지름이 1.5AU 이상 변동하는 천체를 '산란 원반 천체'(scattering disk object영어)로 분류한다. 이 용어는 천체가 현재도 활발히 산란되고 있음을 강조한다.[76][30] 만약 이 정의에 해당하지 않으면서 궤도 이심률이 0.240보다 크면 '분리된 해왕성 바깥 천체'(detached TNO영어)로 분류하고, 이심률이 그보다 작으면 고전적 카이퍼대 천체로 간주한다.[76][30] 이 분류 체계에서 산란원반은 최대 2000AU까지 확장되며, 그 너머는 내부 오르트 구름 영역으로 본다.

4. 궤도

궤도 긴반지름(가로축)과 궤도 경사(세로축)로 나타낸 해왕성 바깥 천체의 분포. 산란원반 천체는 회색, 해왕성과 궤도 공명 상태인 천체는 빨간색, 고전적 카이퍼대 천체는 파란색, 세드나족은 노란색으로 표시되어 있다.


산란원반 천체의 궤도는 카이퍼대 천체와 달리 해왕성에 의한 섭동을 받는다.[59] 이 천체들은 근일점 부근(대략 30 AU)에서는 해왕성의 중력 영향을 받지만, 원일점은 이보다 훨씬 멀리 떨어져 있다.[61][33] 일반적으로 산란원반 천체는 궤도 긴반지름이 50 AU보다 크고, 궤도 이심률과 궤도 경사가 높으며, 근일점이 해왕성의 영향을 받을 만큼 가까운(약 30 AU 이내) 궤도를 가진 것으로 정의된다.[78][79][32] 산란원반 천체의 궤도는 황도면에 대해 최대 40°까지 기울어져 있기도 하다.[77][31]

이러한 궤도 특성 때문에 산란원반은 역학적으로 매우 활발하고 불안정한 환경이다.[58][12] 산란원반 천체는 해왕성의 지속적인 섭동으로 인해 궤도가 바뀔 위험이 항상 존재한다. 이들은 더 바깥쪽으로 튕겨나가 오르트 구름으로 이동하거나, 안쪽으로 끌려와 센타우루스군 천체가 되고 궁극적으로는 목성족 혜성으로 진화할 수 있다.[58][12] 이러한 역동성 때문에 일부 천문학자들은 이 영역을 '산란된(scattered)' 원반이 아닌 '산란하는(scattering)' 원반이라고 부르기도 한다.[76][30]

고전적 카이퍼대 천체(큐비원족)는 산란원반 천체와 뚜렷한 차이를 보인다. 큐비원족의 약 30% 이상은 궤도 경사가 낮고 거의 원형에 가까운 궤도를 돌며, 이심률 분포는 0.25에서 가장 두드러진다.[80][34] 큐비원족 전체의 이심률은 0.2에서 0.8 사이의 값을 가진다.[80] 반면, 산란원반 천체는 큐비원족보다 훨씬 높은 이심률과 경사각을 가지는 경향이 있으며, 큐비원족 중 상당수처럼 황도면에 가까운 궤도를 도는 경우는 드물다.[58][12]

산란원반 천체의 운동은 대체로 무작위적이지만, 특정 경향성을 보이기도 하여 해왕성과 일시적인 궤도 공명 상태에 놓일 수 있다. 이러한 임시 공명의 예로는 1:3, 2:7, 3:11, 5:22, 4:79 등이 있다.[61][15]

5. 형성

외행성과 미행성대를 보여주는 시뮬레이션으로, a) 목성과 토성이 2:1 공명에 이르기 전의 설정, b) 해왕성(짙은 파랑)과 천왕성(옅은 파랑)의 궤도 이동 이후 내태양계에서의 미행성 산란, c) 행성에 의한 미행성의 방출 이후를 보여주고 있다.


산란원반의 형성 과정은 아직 완전히 밝혀지지 않았으며, 현재까지 제안된 카이퍼대와 산란원반의 형성 모델 중 관측된 모든 특성을 설명하는 것은 없다.[81][35]

현대 이론에 따르면 산란원반은 카이퍼대 천체들이 해왕성을 비롯한 다른 목성형 행성과의 중력적 상호작용을 통해 이심률과 경사가 더 큰 궤도로 "산란"되면서 형성되었다고 본다.[82][36] 이 산란 과정이 일어나는 데 걸린 시간은 아직 불확실하다. 일부 가설에서는 태양계의 전체 나이와 비슷한 기간 동안 점진적으로 일어났다고 추정하는 반면,[83][37] 다른 가설에서는 해왕성이 초기에 행성 이동을 겪던 시기에 비교적 빠르게 일어났다고 본다.[85][39]

점진적 형성 모델에서는 카이퍼대 내의 약한 공명(예: 5:7 또는 8:1 공명)이나 강한 공명의 경계에 있는 천체들이 수백만 년에 걸쳐 서서히 궤도 불안정성을 겪을 수 있다고 설명한다. 특히 4:7 공명은 불안정성이 큰 것으로 알려져 있다. 또한, 카이퍼대 천체는 거대한 천체와의 근접 통과나 충돌을 통해서도 불안정한 궤도로 들어설 수 있다. 이러한 과정을 통해 시간이 지남에 따라 점진적으로 산란원반이 형성되었을 것이라는 설명이다.[61][15]

한편, 컴퓨터 시뮬레이션은 더 빠르고 이른 시기에 산란원반이 형성되었을 가능성을 제시한다. 현대 이론에 따르면 천왕성이나 해왕성은 현재 위치에서 형성되기에는 주변의 원시 물질이 부족했을 것으로 본다. 대신 이 행성들과 토성은 목성에 더 가까운 곳에서 형성된 후, 초기 태양계 진화 과정에서 바깥쪽으로 이동했을 가능성이 제기된다. 이 과정에서 산란된 천체들과 각운동량을 교환했을 것으로 추정된다.[84][38] 특히, 목성과 토성의 궤도가 2:1 공명 상태(토성이 1번 공전할 때 목성이 2번 공전)에 도달했을 때, 이들의 강력한 중력 영향으로 천왕성과 해왕성의 궤도가 불안정해졌고, 해왕성이 원시 카이퍼대 속으로 진입하게 되었다는 것이다.[85][39] 바깥쪽으로 이동하는 해왕성은 수많은 태양계 외곽 천체들을 이심률과 경사가 더 큰 궤도로 흩뿌렸다.[82][36][86][40] 이 급격 형성 모델에 따르면, 산란원반에 있는 천체의 90% 이상이 해왕성의 이동 시기에 공명을 통해 현재의 높은 이심률 궤도로 옮겨갔을 수 있으며, 이는 산란원반이 이름과는 달리 생각보다 덜 "산란된" 상태일 수 있음을 시사한다.[84][38]

6. 구성

산란원반 천체는 다른 해왕성 바깥 천체와 마찬가지로 밀도가 낮으며, 대부분 물이나 메탄과 같이 얼어붙은 휘발성 물질로 이루어져 있다. 카이퍼대 천체와 산란원반 천체 일부를 분광 분석한 결과, 서로 구성 성분이 유사하다는 점이 밝혀졌다. 예를 들어, 명왕성과 에리스 모두 표면에서 메탄의 존재를 나타내는 특징적인 흡수선이 관측된다.

에리스와 명왕성의 적외선 스펙트럼. 공통적인 메탄 흡수선이 강조되어 있다.


처음 천문학자들은 모든 해왕성 바깥 천체가 같은 지역에서 형성되었고 비슷한 물리적 과정을 겪었을 것이므로, 표면 색깔도 비슷하게 붉은색일 것으로 예상했다. 특히, 표면의 메탄이 태양 빛에 의해 톨린이라는 복잡한 유기 화합물로 변하면서 푸른 빛을 흡수하여 붉은색을 띨 것으로 생각했다. 실제로 고전적 카이퍼대 천체 대부분은 이러한 붉은색을 나타내지만, 산란원반 천체들은 예상과 달리 흰색이나 회색빛을 띤다.

이러한 색깔 차이를 설명하기 위한 몇 가지 가설이 있다. 하나는 천체 간의 충돌로 인해 표면 아래의 더 하얀 물질층이 드러났다는 설명이다. 다른 하나는 산란원반 천체가 태양으로부터 매우 멀리 떨어져 있기 때문에, 지구형 행성과 거대 가스 행성 사이에서 나타나는 조성 차이처럼, 천체들의 구성 성분에 차이가 생겼다는 설명이다. 산란원반 천체인 에리스를 발견한 마이클 E. 브라운은 에리스가 흰색을 띠는 이유에 대해 다른 설명을 제시했다. 그는 현재 에리스가 태양과 매우 멀리 떨어져 있어 온도가 매우 낮기 때문에, 에리스의 메탄 대기가 표면 전체에 얼어붙어 수 인치 두께의 밝은 흰색 얼음층을 형성했을 것이라고 주장한다. 반면, 태양에 비교적 가까운 명왕성은 온도가 상대적으로 높아 메탄이 알베도(반사율)가 높은 일부 차가운 지역에만 얼어붙고, 얼음이 없는 다른 지역은 톨린으로 덮여 어두운 색(낮은 알베도)을 띠게 된다는 것이다.

7. 혜성

목성족 혜성인 템펠 1 혜성.


과거에는 황도면에 가까운 궤도를 가진 단주기 혜성의 기원이 에지워스-카이퍼대일 것으로 추정했다. 그러나 1992년 이후 에지워스-카이퍼대에 대한 본격적인 연구가 진행되면서, 이곳 천체의 궤도는 상대적으로 안정적이어서 혜성이 만들어지기 어렵다는 점이 밝혀졌다. 이에 따라, 궤도가 더 불안정한 산란원반이 단주기 혜성의 주요 기원일 것이라는 추정으로 바뀌었다.[89][43]

혜성은 크게 단주기 혜성과 장주기 혜성으로 나눌 수 있는데, 장주기 혜성은 오르트 구름에서 오는 것으로 여겨진다. 단주기 혜성은 다시 목성족 혜성(JFC)과 핼리형 혜성으로 나뉜다.[58][12] 핼리 혜성의 이름을 딴 핼리형 혜성은 오르트 구름에서 기원했지만, 거대 행성의 중력(섭동)에 의해 태양계 안쪽으로 끌려 들어온 경우이다.[91][45] 반면, 목성족 혜성은 산란원반에서 기원한 것으로 생각된다.[90][44] 센타우루스족 천체는 산란원반 천체와 목성족 혜성 사이의 동역학적 중간 단계에 있는 것으로 추정된다.[62][16]

목성족 혜성이 산란원반에서 유래했을 것이라는 추정에도 불구하고, 산란원반 천체(SDO)와 목성족 혜성 사이에는 관측된 차이점들이 존재한다. 많은 산란원반 천체와 센타우루스족 천체는 붉은색이나 중간색(회색질)을 띠지만, 목성족 혜성의 핵은 상대적으로 더 푸른빛을 띤다. 이는 두 천체 집단 사이에 근본적인 화학적 또는 물리적 조성 차이가 있음을 시사한다.[91][45] 이러한 차이를 설명하기 위해, 혜성이 태양에 가까워지면서 내부의 새로운 물질이 표면으로 분출되어 기존의 오래된 표면을 덮는다는 '표면 갱신' 가설이 제기되었다.[91][45]

8. 주요 산란원반 천체



주요 산란원반 천체(SDO)는 다음과 같다.


  • 15874 1996 TL66: 1996년 하와이 마우나케아에서 발견되었으며, 산란원반 천체로 처음 인식된 천체이다.[51][52][5][6] 1999년에는 같은 탐사에서 1999 CV118, 1999 CY118, 1999 CF119 세 개의 천체가 추가로 발견되었다.[79][33]
  • 48639 1995 TL8: 1995년 스페이스워치 프로젝트를 통해 발견되었으며, 현재 산란원반 천체로 분류된 것 중 가장 먼저 발견된 천체이다.[53][7]
  • 에리스: 알려진 산란원반 천체 중 가장 크며, 국제천문연맹에 의해 왜행성으로 분류되었다. 위성인 디스노미아를 가지고 있다.[55][9]
  • 84522 2002 TC302: 왜행성으로 분류될 가능성이 있는 천체이다.
  • 2004 XR190: 이심률이 작고(e=0.11) 궤도 경사각이 큰(i=46.8°) 특이한 궤도를 가진 왜행성 후보이다.
  • 308933 2006 SQ372, 87269 2000 OO67: 공전 주기가 1만 년을 넘는 매우 긴 주기를 가진 천체들이다.
  • 기타 주요 천체: 이 외에도 Gǃkúnǁʼhòmdímà,[54] 공공,[8] 세드나,[56][10] 474640 2004 VN112[57][11] 등이 산란원반 천체로 확인되었다.


2020년 기준으로 소행성체 센터(MPC)에 등록된 산란원반 천체는 700개에 가깝다. 이는 카이퍼대 천체와 비슷한 수가 존재할 것으로 추정됨에도 불구하고 훨씬 적은 수인데, 산란원반 천체가 카이퍼대 천체보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있어 관측 편향이 발생하기 때문이다.[58][12]

참조

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