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센타우루스군

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목차

1. 개요

센타우루스군은 목성과 해왕성 사이를 공전하며 목성형 행성의 궤도와 교차하는 소행성체들을 지칭한다. 궤도가 불안정하여 섭동으로 인해 궤도가 변동될 수 있으며, 소행성체 센터, 제트 추진 연구소 등 기관에 따라 정의가 다르다. 421개의 천체가 센타우루스군으로 분류되어 있으며, 왜행성으로 분류될 가능성이 있는 천체도 존재한다. 센타우루스군은 혜성과 유사한 특징을 보이기도 하며, 궤도 시뮬레이션 연구를 통해 궤도 관문이 확인되기도 했다. 센타우루스군은 표면 색상과 스펙트럼을 통해 표면 구성 성분을 추정할 수 있으며, 혜성 활동을 보이기도 한다. 센타우루스군의 기원에 대한 학설은 카이퍼대 천체, 산란원반 천체, 명왕성족 천체 등 다양하게 제시되고 있다.

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센타우루스군
개요
태양계의 주요 궤도와 센타우루스족의 위치를 보여주는 다이어그램
태양계의 주요 궤도와 센타우루스족의 위치를 보여주는 다이어그램
천체 분류소행성, 왜행성 후보
궤도 긴반지름 범위목성과 해왕성 궤도 사이
물리적 특성
알베도 범위0.03 ~ 0.09 (일반적)
표면 구성얼음
톨린
스펙트럼 유형BB
BR
IR
궤도 특성
교차 행성목성
토성
천왕성
해왕성
궤도 불안정성강함
명칭 및 발견
명명 유래그리스 신화의 켄타우로스
첫 번째 발견1920년 키론
알려진 천체 수약 44,000개 (추정)
추가 정보
관련 천체 그룹카이퍼대 천체
산란원반 천체
혜성

2. 분류

태양계 천체들의 분류를 벤 다이어그램으로 나타낸 것.


센타우루스군의 정의는 목성과 해왕성 사이에서 태양을 중심으로 공전하며 목성형 행성들의 궤도와 자신의 궤도가 한 번 이상 교차하는 소행성체들을 말한다.[45] 하지만 이 지역은 목성형 행성들로 인해 궤도가 항상 불안정하며, 시간이 지나면 섭동이 일어나 궤도가 다시 교차할 수 있다.[45]

여러 기관에서 센타우루스군을 궤도 요소로 정의하며, 기관마다 정의가 약간씩 다르다.[45]

  • 소행성체 센터는 근일점(q)이 목성(5.2 AU)보다 크고, 궤도 긴반지름(a)이 해왕성(30.1 AU)보다 작은 천체로 정의한다.[47]
  • 제트 추진 연구소(JPL)는 궤도 긴반지름이 목성(5.5 AU)보다 크고 해왕성(30.1 AU)보다 작은 천체로 정의한다.[48]
  • 심원황도탐사(Deep Ecliptic Survey)는 1000만 년 후까지의 궤도를 시뮬레이션하여 궤도 공명이 일어나지 않고 접촉 궤도의 근일점이 언제나 해왕성의 궤도 긴반지름보다 작은 천체를 센타우루스로 분류한다.[49]


《The Solar System Beyond Neptune》에서는 궤도 긴반지름이 목성과 해왕성 사이이고, 티세랑 변수가 3.05 이상이며, 근일점이 목성과 토성 사이(7.35 AU)보다 큰 천체를 센타우루스군으로 정의한다.[50] 일부 천문학자들은 센타우루스군을 "근일점이 해왕성 궤도 내부에 있으면서 1000만 년 이내에 목성형 행성의 힐 권을 통과하리라고 예상되는 비공명 천체들"로 정의하기도 한다.[52]

JPL 소천체 데이터베이스에서는 421개의 천체가 센타우루스군으로 분류되어 있다.[53] 국제천문연맹 산하 소행성체 명명위원회는 공식적인 입장을 내놓지 않았지만, 센타우루스군과 유사한 해왕성 바깥 천체들과 혜성들에 대해 명명 규칙을 발표한 바 있다.[56]

분류 방법에 따라 지위가 달라지는 천체의 예시로, 944 히달고는 JPL 소천체 데이터베이스에 센타우루스군으로 분류되어 있으며, 은 궤도 긴반지름이 32 AU이지만 심원황도탐사에서는 센타우루스로 분류한다. (434620) 2005 VD는 JPL 데이터베이스와 심원황도탐사 모두에서 센타우루스로 분류한다.

마이클 E. 브라운에 따르면, 센타우루스군 10199 커리클로, 2060 키론, 54598 비에노가 왜행성으로 분류될 가능성이 있다.[57]

최근의 궤도 시뮬레이션[14]은 센타우루스 영역을 통과하는 카이퍼 벨트 천체의 진화를 연구했으며, 5.4 AU에서 7.8 AU 사이의 짧은 수명의 "''궤도 관문''"을 확인했다. 이 관문을 통해 전체 센타우루스의 21%가 통과하며, 목성족 혜성이 되는 센타우루스의 72%가 통과한다. 이 관문 영역의 천체는 상당한 활동을 보일 수 있으며[38][15], 센타우루스와 목성족 혜성 집단 간의 구분을 더욱 모호하게 만든다.

2. 1. 다양한 분류 기준



센타우루스군의 정의는 목성과 해왕성 사이에서 태양을 중심으로 공전하며 목성형 행성들의 궤도와 자신의 궤도가 한 번 이상 교차하는 소행성체들을 말한다. 하지만 이 지역에서는 궤도가 항상 불안정한 상태이다.[45]

여러 기관들에서는 센타우루스군을 궤도 요소로 정의하며, 기관마다 정의가 약간 다르다.

  • 소행성체 센터에서는 근일점(q)이 목성(5.2 AU)보다 크고, 궤도 긴반지름(a)이 해왕성(30.1 AU)보다 작은 천체로 정의한다.[47]
  • 제트 추진 연구소(JPL)에서는 궤도 긴반지름이 목성(5.5 AU)보다 크고 해왕성(30.1 AU)보다 작은 천체로 정의한다.[48]
  • 심원황도탐사(Deep Ecliptic Survey)에서는 1000만 년 후까지의 궤도를 시뮬레이션하여 궤도 공명이 일어나지 않고 접촉 궤도의 근일점이 언제나 해왕성의 궤도 긴반지름보다 작은 천체를 센타우루스로 분류한다.[49]
  • 《The Solar System Beyond Neptune》에서는 궤도 긴반지름이 목성과 해왕성 사이인 것에 더해, 티세랑 변수가 3.05 이상이며, 근일점이 목성과 토성 사이(7.35 AU)보다 큰 천체를 센타우루스군으로 정의하고 있다.[50]


일부 천문학자들은 센타우루스군을 "근일점이 해왕성 궤도 내부에 있으면서 1000만 년 이내에 목성형 행성의 힐 권을 통과하리라고 예상되는 비공명 천체들"로 정의하기도 한다.[52]

JPL 소천체 데이터베이스에서는 천체 421개가 센타우루스군으로 분류되어 있으며,[53] 근일점이 천왕성보다 가까운(''q'' < 19.2 AU) 천체 97개는 해왕성 바깥 천체[54]로 분류되어 있다.[55]

2. 2. 분류 논쟁

센타우루스군의 정의는 목성과 해왕성 사이에서 태양을 중심으로 공전하며 목성형 행성들의 궤도와 한 번 이상 교차하는 소행성체들을 말한다.[45] 하지만 이 지역은 목성형 행성들로 인해 궤도가 항상 불안정하며, 시간이 지나면 섭동이 일어나 궤도가 다시 교차할 수 있다.[45]

여러 기관에서 센타우루스군을 궤도 요소로 정의하며, 기관마다 정의가 약간씩 다르다.[45]

  • 소행성체 센터는 근일점(q)이 목성(5.2 AU)보다 크고, 궤도 긴반지름(a)이 해왕성(30.1 AU)보다 작은 천체로 정의한다.[47]
  • 제트 추진 연구소(JPL)는 궤도 긴반지름이 목성(5.5 AU)보다 크고 해왕성(30.1 AU)보다 작은 천체로 정의한다.[48]
  • 심원황도탐사(Deep Ecliptic Survey)는 1000만 년 후까지의 궤도를 시뮬레이션하여 궤도 공명이 일어나지 않고 접촉 궤도의 근일점이 언제나 해왕성의 궤도 긴반지름보다 작은 천체를 센타우루스로 분류한다.[49]


《The Solar System Beyond Neptune》에서는 궤도 긴반지름이 목성과 해왕성 사이이고, 티세랑 변수가 3.05 이상이며, 근일점이 목성과 토성 사이(7.35 AU)보다 큰 천체를 센타우루스군으로 정의한다.[50] 일부 천문학자들은 센타우루스군을 "근일점이 해왕성 궤도 내부에 있으면서 1000만 년 이내에 목성형 행성의 힐 권을 통과하리라고 예상되는 비공명 천체들"로 정의하기도 한다.[52]

JPL 소천체 데이터베이스에서는 421개의 천체가 센타우루스군으로 분류되어 있다.[53] 국제천문연맹 산하 소행성체 명명위원회는 공식적인 입장을 내놓지 않았지만, 센타우루스군과 유사한 해왕성 바깥 천체들과 혜성들에 대해 명명 규칙을 발표한 바 있다.[56]

분류 방법에 따라 지위가 달라지는 천체의 예시로, 944 히달고는 JPL 소천체 데이터베이스에 센타우루스군으로 분류되어 있으며, 은 궤도 긴반지름이 32 AU이지만 심원황도탐사에서는 센타우루스로 분류한다. (434620) 2005 VD는 JPL 데이터베이스와 심원황도탐사 모두에서 센타우루스로 분류한다.

마이클 E. 브라운에 따르면, 센타우루스군 10199 커리클로, 2060 키론, 54598 비에노가 왜행성으로 분류될 가능성이 있다.[57]

최근의 궤도 시뮬레이션[14]은 센타우루스 영역을 통과하는 카이퍼 벨트 천체의 진화를 연구했으며, 5.4 AU에서 7.8 AU 사이의 짧은 수명의 "''궤도 관문''"을 확인했다. 이 관문을 통해 전체 센타우루스의 21%가 통과하며, 목성족 혜성이 되는 센타우루스의 72%가 통과한다. 이 관문 영역의 천체는 상당한 활동을 보일 수 있으며[38][15], 센타우루스와 목성족 혜성 집단 간의 구분을 더욱 모호하게 만든다.

2. 3. 주요 천체

wikitext

주요 센타우루스군은 다음과 같다.[45][77][1]

이름발견 연도발견자(발견 단체)궤도 반감기등급
2060 키론1977찰스 코월103만 년SU
5145 폴루스1992Spacewatch (데이비드 라비노위츠)1,280만 년SN
7066 네수스1993Spacewatch (데이비드 라비노위츠)490만 년SK
8405 아스볼루스1995Spacewatch (제임스 스코티)86만 년SN
10199 커리클로1997Spacewatch1,030만 년U
10370 힐로노메1995마우나케아 천문대630만 년UN
54598 비에노2000마크 윌리엄 블루 등?U
55576 아미코스2002NEAT (팔로마 천문대)1,110만 년UK



센타우루스에는 더 많은 센타우루스군 천체가 수록되어 있다.

3. 궤도 성질

3. 1. 궤도 분포

센타우루스군의 궤도는 궤도 이심률이 높은 것(5145 폴루스, 8405 아스볼루스 등)부터 거의 원 궤도(10199 커리클로, 32532 테레우스 등)에 이르는 것까지 다양하다.[58] 몇몇 천체는 궤도 요소가 특별해 노란색으로 표시되어 있다.

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  • (아폴로 소행성군)은 지구 근방(q = 0.94 AU)에서 해왕성 바깥(Q > 34 AU)까지 이르는 매우 큰 이심률(e = 0.947)을 가진다.
  • 의 궤도는 준원 궤도이다(e < 0.026).
  • 은 궤도 경사가 가장 낮다(i < 3°).
  • 5335 다모클레스나 , 의 궤도 경사는 매우 크다(i > 70°).[59] 특히 는 궤도 경사가 약 80°로, 소행성대에서 토성 거리까지 이르지만, 궤도를 황도면에 그리면 목성 바깥으로 나가지 않는다.


20461 디오렛사[60] 등 수십 개는 역행 운동을 한다. 항성간 기원을 가진 것으로 추정되는 고경사 역행 센타우루스군도 존재한다.[20][21][22]

3. 2. 궤도 변동

센타우루스군은 궤도 공명이 일어나지 않아, 106 ~ 107년 정도의 규모에서 궤도가 매우 불안정하다.[62][24] 역학적 연구에 따르면 센타우루스군은 카이퍼대 천체가 단주기 혜성으로, 특히 목성족 혜성으로 전환되는 중간 궤도 상태일 가능성이 높다.

섬네일


천체는 카이퍼대에서 섭동되어 해왕성을 교차하게 되고, 해왕성과 중력적으로 상호 작용한다(기원 문단 참조). 센타우루스군의 궤도는 혼돈적이며, 하나 이상의 외행성에 반복적으로 접근함에 따라 비교적 빠르게 변화한다. 일부 센타우루스군은 목성을 교차하는 궤도로 진화하여 근일점이 태양계 내부로 감소하고, 혜성 활동을 보이면 목성족에서 활동적인 혜성으로 재분류될 수 있다. 센타우루스 천체들은 최종적으로 목성형 행성의 중력 섭동에 의해 태양에 충돌하거나, 특히 목성과 근접한 후 성간 공간으로 내던져지리라고 추측된다. 예를 들어, 아미쿠스는 천왕성의 3:4 공명 근처에서 불안정한 궤도를 가지고 있다.[1] (679997) 2023 RB는 2201년에 토성에 근접하면서 궤도가 눈에 띄게 변경될 것이다.

4. 물리적 성질

센타우루스군은 대부분 크기가 작기 때문에 직접 표면을 관찰하기는 어렵지만, 색지수와 스펙트럼을 통해서 표면 구성성분을 추정할 수 있다.[62]

포에베, 2004년 ''카시니-하위헌스'' 탐사선이 촬영한 토성의 위성으로, 포획된 센타우루스로 추정된다.


센타우루스는 왜소 행성 및 소행성에 비해 상대적으로 크기가 작고 거리가 멀리 떨어져 있어 표면을 원격으로 관측하는 것이 불가능하지만, 색지수나 광학 스펙트럼은 표면 구성에 대한 단서와 천체의 기원에 대한 통찰력을 제공할 수 있다.[24]

== 색상 ==

센타우루스군 천체들의 색상은 매우 다양하며, 따라서 표면 구성성분을 단순하게 유추하기 힘들다.[63]
센타우루스군 천체들의 표면 색상.
오른쪽 다이어그램에 나타난 표면 색은 센타우루스 천체들의 겉보기등급을 파랑(B), 가시광(V, 초록색 및 노란색), 빨강(R) 필터로 각각 나눠서 값을 측정해 색지수를 통해 색상을 유추한 것이다. 다이어그램에는 색상이 밝혀진 모든 센타우루스군 천체가 표시되어 있으며, 트리톤, 포에베, 화성이 참고용으로서 노란색으로 표시되어 있다.

센타우루스군 천체들의 색상은 크게 두 분류로 나뉜다.

  • 짙은 빨강 (5145 폴루스 등)
  • 파랑/회색빛 파랑(2060 키론 등)


색상 차이를 설명하는 이론은 매우 많지만, 크게 2개로 묶일 수 있다.

  • 색상 차이는 천체별로 구성 성분이 다르거나 기원 자체가 다르기 때문에 나타나는 것이다(기원 문단 참고).
  • 색상 차이는 태양 복사선이나 혜성 활동 등에 따라 변화하여 다르게 나타나는 것이다.


두 번째 이론에 속하는 이론 중 하나로, 폴루스가 빨간색인 이유는 빨간색 유기물 맨틀이 바깥으로 드러나서 그런 것이며, 키론은 혜성 활동으로 인해 파란색을 띈다고 설명하는 이론도 있다.[64] 또 다른 이론으로, 폴루스가 카이퍼대에서 떨어져나온 지 얼마 되지 않아 아직 표면이 바뀌는 과정이 진행 중이라는 이론도 있다. 한 이론에서는 파란색은 충돌에 의해서, 빨간색은 복사선에 노출되어서 생겨난 것이라고 추정하였다.[65][66]

== 스펙트럼 ==

스펙트럼 분석은 입자 크기 등 여러 요인으로 인해 해석이 모호할 때가 있지만, 표면 구성에 대한 정보를 제공한다. 색상과 마찬가지로, 관측된 스펙트럼은 표면의 여러 모델에 부합할 수 있다.[62]

물 얼음의 특징은 2060 키론, 10199 카리클로, 5145 폴루스 등 여러 센타우루스군 천체에서 확인되었다.[24] 이러한 물 얼음의 특징 외에도, 표면 구성에 대한 여러 모델이 제시되었다.

2060 키론의 표면은 관측 시기에 따라 스펙트럼이 다르게 나타나는 등 가장 복잡한 양상을 보인다. 활동이 적을 때는 얼음이 감지되었으나, 활발할 때는 감지되지 않았다.[69][70][71][30][31][32]

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== 혜성과의 유사성 ==

2060 키론은 1988년 ~ 1989년에 근일점에 도달했을 때 코마가 발견되어[74] 현재 소행성과 혜성으로 동시에 분류되지만, 이에 대한 논쟁은 아직 진행 중이다. 60558 에케클러스와 166P/NEAT 또한 혜성 활동이 관측되었다.[72] 166P/NEAT는 코마가 관측되어 혜성으로 분류되었지만 궤도는 센타우루스군 천체와 유사하다. 반면 60558 에케클러스는 발견 당시에는 코마가 없었으나 최근 혜성 활동을 시작했다.[34] 현재 활동이 감지된 센타우루스족 천체는 약 30개 정도이며, 주로 근일점 거리가 가까운 천체들이다.[35]

에케클러스[73][36]와 키론[74][37]에서는 일산화 탄소가 극소량 발견되었지만, 코마를 채우기에는 충분한 양이었다. 하지만, 슈바스만-바흐만 1 혜성에서 방출되는 일산화 탄소량보다는 적었다.[38]

센타우루스군과 혜성은 궤도로 명확하게 구분하기 어렵다. 슈바스만-바흐만 1 혜성과 오테르마 혜성은 궤도가 센타우루스군과 비슷하여 센타우루스군으로 분류되기도 한다. 오테르마 혜성은 1963년 목성의 섭동으로 현재의 센타우루스 궤도로 진입했다.[75][39] 게렐스 2 혜성은 2200년경 센타우루스 궤도로 진입할 가능성이 있다.

4. 1. 색상

센타우루스군 천체들의 색상은 매우 다양하며, 따라서 표면 구성성분을 단순하게 유추하기 힘들다.[63] 오른쪽 다이어그램에 나타난 표면 색은 센타우루스 천체들의 겉보기등급을 파랑(B), 가시광(V, 초록색 및 노란색), 빨강(R) 필터로 각각 나눠서 값을 측정해 색지수를 통해 색상을 유추한 것이다. 다이어그램에는 색상이 밝혀진 모든 센타우루스군 천체가 표시되어 있으며, 트리톤, 포에베, 화성이 참고용으로서 노란색으로 표시되어 있다.

센타우루스군 천체들의 색상은 크게 두 분류로 나뉜다.

  • 짙은 빨강 (5145 폴루스 등)
  • 파랑/회색빛 파랑(2060 키론 등)


색상 차이를 설명하는 이론은 매우 많지만, 크게 2개로 묶일 수 있다.

  • 색상 차이는 천체별로 구성 성분이 다르거나 기원 자체가 다르기 때문에 나타나는 것이다(기원 문단 참고).
  • 색상 차이는 태양 복사선이나 혜성 활동 등에 따라 변화하여 다르게 나타나는 것이다.


두 번째 이론에 속하는 이론 중 하나로, 폴루스가 빨간색인 이유는 빨간색 유기물 맨틀이 바깥으로 드러나서 그런 것이며, 키론은 혜성 활동으로 인해 파란색을 띈다고 설명하는 이론도 있다.[64] 또 다른 이론으로, 폴루스가 카이퍼대에서 떨어져나온 지 얼마 되지 않아 아직 표면이 바뀌는 과정이 진행 중이라는 이론도 있다. 한 이론에서는 파란색은 충돌에 의해서, 빨간색은 복사선에 노출되어서 생겨난 것이라고 추정하였다.[65][66]

4. 2. 스펙트럼

스펙트럼 분석은 입자 크기 등 여러 요인으로 인해 해석이 모호할 때가 있지만, 표면 구성에 대한 정보를 제공한다. 색상과 마찬가지로, 관측된 스펙트럼은 표면의 여러 모델에 부합할 수 있다.[62]

물 얼음의 특징은 2060 키론, 10199 카리클로, 5145 폴루스 등 여러 센타우루스군 천체에서 확인되었다.[24] 이러한 물 얼음의 특징 외에도, 표면 구성에 대한 여러 모델이 제시되었다.

2060 키론의 표면은 관측 시기에 따라 스펙트럼이 다르게 나타나는 등 가장 복잡한 양상을 보인다. 활동이 적을 때는 얼음이 감지되었으나, 활발할 때는 감지되지 않았다.[69][70][71][30][31][32]

4. 3. 혜성과의 유사성

2060 키론은 1988년 ~ 1989년에 근일점에 도달했을 때 코마가 발견되어[74] 현재 소행성과 혜성으로 동시에 분류되지만, 이에 대한 논쟁은 아직 진행 중이다. 60558 에케클러스와 166P/NEAT 또한 혜성 활동이 관측되었다.[72] 166P/NEAT는 코마가 관측되어 혜성으로 분류되었지만 궤도는 센타우루스군 천체와 유사하다. 반면 60558 에케클러스는 발견 당시에는 코마가 없었으나 최근 혜성 활동을 시작했다.[34] 현재 활동이 감지된 센타우루스족 천체는 약 30개 정도이며, 주로 근일점 거리가 가까운 천체들이다.[35]

에케클러스[73][36]와 키론[74][37]에서는 일산화 탄소가 극소량 발견되었지만, 코마를 채우기에는 충분한 양이었다. 하지만, 슈바스만-바흐만 1 혜성에서 방출되는 일산화 탄소량보다는 적었다.[38]

센타우루스군과 혜성은 궤도로 명확하게 구분하기 어렵다. 슈바스만-바흐만 1 혜성과 오테르마 혜성은 궤도가 센타우루스군과 비슷하여 센타우루스군으로 분류되기도 한다. 오테르마 혜성은 1963년 목성의 섭동으로 현재의 센타우루스 궤도로 진입했다.[75][39] 게렐스 2 혜성은 2200년경 센타우루스 궤도로 진입할 가능성이 있다.

5. 기원에 대한 학설

센타우루스군 연구는 최근 활발하게 진행되고 있지만, 물리적 정보 부족으로 인해 명확한 결론은 나오지 않았고, 각 이론마다 다른 결론이 나오기도 한다.

천체 궤도 시뮬레이션 결과, 일부 카이퍼대 천체들이 섭동으로 인해 카이퍼대에서 벗어나 센타우루스군이 될 수 있다는 사실이 밝혀졌다.[76][42] 산란원반 천체들 또한 가능성이 있지만, 이들의 표면 색상은 센타우루스군과 다르다. 명왕성족 천체들은 센타우루스군과 색상이 비슷하며, 일부는 명왕성의 섭동으로 인해 센타우루스군이 된다는 이론도 있다.[76][42]

일부 센타우루스군은 목성과 근접 조우하는 동안 발생한 파편화 사건에서 기원했을 수 있다.[43] 예를 들어 센타우루스군 2020 MK4, P/2008 CL94 (Lemmon), P/2010 TO20 (LINEAR-Grauer)는 혜성 29P/슈바스만-바흐만과 궤도가 가깝다.[43] 최소한 하나의 센타우루스군인 2013 VZ70은 토성의 불규칙 위성 집단에서 충돌, 파편화 또는 조석 파괴를 통해 기원했을 수 있다.[44]

현재까지 밝혀진 것은 이것이 전부이며, 더 많은 물리량 자료가 확보되면 추가적인 연구가 진행될 수 있을 것이다.

6. 주요 센타우루스 소행성군

주요 센타우루스군은 다음과 같다.[45][77][1]

이름발견 연도발견자(발견 단체)궤도 반감기등급
2060 키론1977찰스 코월103만 년SU
5145 폴루스1992Spacewatch (데이비드 라비노위츠)1,280만 년SN
7066 네수스1993Spacewatch (데이비드 라비노위츠)490만 년SK
8405 아스볼루스1995Spacewatch (제임스 스코티)86만 년SN
10199 커리클로1997Spacewatch1,030만 년U
10370 힐로노메1995마우나케아 천문대630만 년UN
54598 비에노2000마크 윌리엄 블루 등?U
55576 아미코스2002NEAT (팔로마 천문대)1,110만 년UK



분류:센타우루스군 (소행성군)

참조

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[77] 문서 등급은 근일점과 원일점의 거리로 나타내지는데, S는 근일점이나 원일점이 [[토성]] 근처, U는 [[천왕성]], N은 [[해왕성]], K는 [[카이퍼대]]를 나타낸다.


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