해왕성 바깥 천체

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1. 개요

해왕성 바깥 천체는 해왕성 궤도 너머에 위치한 천체를 통칭하며, 1930년 명왕성 발견 이후 지속적으로 발견되었다. 이들은 명왕성을 포함한 왜행성, 카이퍼 벨트 천체, 산란 원반 천체 등으로 분류되며, 태양과의 거리와 궤도 요소에 따라 구분된다. 해왕성 바깥 천체의 크기는 수십 km에서 명왕성, 에리스와 같은 2,000km 이상에 이르기까지 다양하며, 표면의 물리적 특징과 구성 성분, 색지수 등을 통해 연구가 진행된다. 뉴 호라이즌스 등의 탐사선을 통해 연구가 이루어졌으며, 극한 해왕성 바깥 천체(ETNO)는 궤도가 매우 멀리 떨어져 해왕성의 영향을 거의 받지 않는 천체를 의미한다.

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해왕성 바깥 천체

2. 역사

2. 1. 명왕성 발견

각 행성의 궤도는 다른 행성의 중력의 영향으로 약간씩 영향을 받는다.^[4] 1900년대 초반, 천왕성과 해왕성의 관측된 궤도와 예상 궤도 사이의 불일치는 해왕성 너머에 하나 이상의 추가 행성이 존재할 가능성을 시사했다.^[4] 이러한 행성을 찾기 위한 탐색은 1930년 2월 명왕성 발견으로 이어졌지만, 명왕성의 크기는 이러한 불일치를 설명하기에는 너무 작았다.^[4] 1989년 ''보이저 2호''의 근접 비행으로 해왕성의 질량에 대한 추정치가 수정되면서 문제가 잘못된 것으로 밝혀졌다.^[4] 명왕성은 알려진 모든 해왕성 바깥 천체 중 겉보기 등급이 가장 높았기 때문에 가장 쉽게 발견되었다.^[4] 또한 다른 대부분의 대형 TNO보다 황도에 대한 기울기가 낮다.^[4]

2. 2. 후속 발견

명왕성 발견 이후, 미국의 천문학자 클라이드 톰보는 수년간 유사한 천체를 계속 탐색했지만 찾지 못했다. 오랫동안 명왕성이 해왕성 너머의 유일한 주요 천체라고 일반적으로 믿어졌기 때문에, 다른 해왕성 바깥 천체를 찾는 사람은 없었다.

1992년에 두 번째 해왕성 바깥 천체인 15760 알비온이 발견된 후에야 이러한 천체에 대한 체계적인 탐색이 시작되었다. 황도 주변의 넓은 하늘을 촬영하고 느리게 움직이는 천체를 찾기 위해 디지털 방식으로 평가했다. 그 결과, 직경이 50~2,500km 범위인 수백 개의 해왕성 바깥 천체가 발견되었다.

2005년에는 가장 질량이 큰 해왕성 바깥 천체인 에리스가 발견되었으며, 이로 인해 거대한 해왕성 바깥 천체의 분류와 명왕성과 같은 천체가 행성으로 간주될 수 있는지에 대한 과학계 내부의 오랜 논쟁이 재점화되었다. 명왕성과 에리스는 결국 국제천문연맹에 의해 왜행성으로 분류되었다.

2018년 12월에는 "파 아웃"이라는 별명이 붙은 천체 2018 VG18의 발견이 발표되었다. 이 천체는 발견 당시 태양으로부터 120 au로 관측된 가장 멀리 떨어진 태양계 천체이며, 1000년 이상의 시간을 들여 궤도를 한 바퀴 돌 것으로 생각된다.

3. 분류

태양과의 거리와 궤도 요소에 기반하여, 태양계 외곽 천체는 에지워스-카이퍼 벨트 천체와 산란 원반 천체라는 두 개의 큰 그룹으로 분류된다. 오른쪽 그림은 알려진 태양계 외곽 천체의 분포를 최대 70 천문 단위(au)까지 나타낸 것으로, 행성의 궤도와의 관계, 참고로 켄타우루스족 천체도 함께 그려져 있다. 다른 분류의 천체는 다른 색상으로 표시된다. 공명 외곽 천체 (해왕성의 트로얀 천체 포함)는 빨간색, 고전적 카이퍼 벨트 천체는 파란색이다. 산란 원반 천체는 그림의 범위를 훨씬 넘어 오른쪽으로 뻗어 있으며, 알려진 천체로는 평균 거리가 500 au를 넘는 것 (세드나), 원일점이 1000 au를 넘는 것 ()이 있다.

3. 1. 카이퍼 벨트 천체 (KBO)

해왕성 궤도 바깥쪽, 약 30~55 AU 사이에 위치하는 천체들로, 비교적 원형에 가까운 궤도를 가지며, 황도면 경사가 작다. 궤도 공명 여부에 따라 공명 해왕성 바깥 천체와 고전적 카이퍼대 천체 (일명 "큐비와노")로 분류된다.

공명 해왕성 바깥 천체는 해왕성과의 궤도 공명에 갇힌 천체들로, 2:3 공명인 플루티노와 1:2 공명인 투티노 등이 있다. 플루티노는 가장 큰 구성원인 명왕성의 이름을 따서 명명되었다.

고전적 카이퍼대 천체는 해왕성의 영향을 받지 않고 거의 원형 궤도를 따라 움직이는 천체들이다. 15760 알비온, 콰오아, 마케마케 등이 이에 속한다.

3. 2. 산란 원반 천체 (SDO)

산란 원반은 카이퍼 벨트 바깥쪽에 위치하며, 매우 찌그러진 궤도 이심률을 가진 해왕성 바깥 천체들이 분포한다. 이들은 해왕성의 중력 섭동에 의해 현재의 궤도로 흩어졌다고 여겨진다.^[8] 해왕성에 대한 티세랑 매개변수(T_N)를 기준으로, T_N이 3 미만이면 "전형적인" 산란 원반 천체(SDO)로 분류된다.^[8] 대표적인 예시로는 가장 질량이 큰 왜행성인 에리스가 있다.^[8]

3. 3. 분리 천체

산란원반천체는 태양에서 훨씬 멀리 떨어져 있고, 매우 궤도 이심률이 크고 기울어진 궤도를 가진 천체가 속하는 분류이다. 이들 천체의 궤도는 해왕성과 궤도 공명을 이루지 않으며, 다른 행성의 궤도와도 교차하지 않는다. 해왕성에 대한 티스랑 매개변수(T_N)를 기반으로 산란원반천체는 두 가지로 더 분류할 수 있는데, T_N이 3 미만인 "전형적인" 산란원반천체와 3보다 큰 분리천체이다. 또한 분리천체는 시간 평균 궤도 이심률이 0.2를 초과한다. 분리천체는 근일점이 매우 멀리 떨어져 있어 해왕성의 중력 영향을 거의 받지 않는 천체들이다. 세드나형 천체는 분리천체 중에서도 더욱 극단적인 하위 분류이며, 근일점 거리가 매우 멀다. 이러한 천체의 궤도는 거대 행성으로부터의 섭동으로도, 또는 은하 조석력과의 작용으로도 설명할 수 없는 것으로 알려져 있다.

세드나의 궤도는 카이퍼 벨트(30-50 AU)를 훨씬 넘어 1000 AU 부근까지 도달한다.

3. 4. 오르트 구름

4. 물리적 특징

가장 큰 해왕성 바깥 천체를 제외한 모든 천체의 겉보기 등급이 20보다 크기 때문에 물리적 연구는 다음과 같이 제한된다.

가장 큰 천체의 열 방출 (크기 결정 참조)
색지수, 즉 다른 필터를 사용하여 겉보기 등급을 비교
시각 및 적외선 스펙트럼 분석

색상과 스펙트럼을 연구하면 천체의 기원에 대한 통찰력을 얻을 수 있으며, 특히 센타우루스와 거대 행성의 일부 위성(트리톤, 포에베)과 같은 다른 종류의 천체와의 잠재적인 상관관계를 파악할 수 있는데, 이들은 카이퍼 벨트에서 기원한 것으로 추정된다. 그러나 스펙트럼이 표면 조성의 여러 모델에 부합할 수 있고 알려지지 않은 입자 크기에 따라 달라지기 때문에 해석은 일반적으로 모호하다. 더 중요한 점은 소천체의 광학 표면이 강렬한 방사선, 태양풍 및 미소운석에 의해 변형될 수 있다는 것이다. 결과적으로 얇은 광학 표면층은 그 아래의 레골리스와 상당히 다를 수 있으며, 천체의 전체적인 조성을 나타내지 않을 수 있다.

작은 TNO는 스펙트럼에서 감지된 솔린과 같은 유기 화합물(탄소 포함) 표면 물질과 암석 및 얼음의 저밀도 혼합물로 생각된다. 반면에 하우메아의 높은 밀도(2.6–3.3 g/cm³)는 얼음 외 물질의 함량이 매우 높음을 시사한다(명왕성의 밀도: 1.86 g/cm³과 비교). 일부 작은 TNO의 조성은 혜성의 조성과 유사할 수 있다. 실제로 일부 센타우루스는 태양에 접근할 때 계절적 변화를 겪으며 경계를 모호하게 만듭니다''(키론 및 엘스트-피사로 참조)'''. 그러나 센타우루스와 TNO 사이의 개체군 비교는 여전히 논란의 여지가 있다.^[12]

4. 1. 크기

해왕성 바깥 천체의 크기는 매우 다양하다. 가장 큰 천체는 왜행성인 명왕성과 에리스이며, 지름이 2,000km가 넘는다. 반면, 수십 km 크기의 작은 천체들도 많이 존재한다.^[16]^[18]

달, 해왕성의 위성 트리톤, 명왕성, 몇몇 큰 해왕성 바깥 천체와 왜행성 세레스의 크기 비교. 각각의 모양은 표현되지 않음.

해왕성 바깥 천체의 지름을 추정하기는 어렵다. 명왕성과 같이 궤도 요소가 매우 잘 알려진 매우 큰 물체의 경우 별의 엄폐를 통해 지름을 정확하게 측정할 수 있다. 다른 큰 해왕성 바깥 천체의 경우 적외선 측정을 통해 지름을 추정할 수 있다.^[18] 물체를 비추는 빛의 강도는 (태양과의 거리에서) 알려져 있으며, 표면의 대부분이 열 평형 상태에 있다고 가정한다(일반적으로 대기가 없는 물체에 대해 나쁘지 않은 가정). 알려진 알베도의 경우, 표면 온도를 추정할 수 있고, 이에 따라 열 복사의 강도를 추정할 수 있다. 또한 물체의 크기가 알려져 있다면 지구에 도달하는 가시광선과 방출되는 열 복사의 양을 예측할 수 있다. 단순화 요소는 태양이 가시광선과 인접 주파수에서 거의 모든 에너지를 방출하는 반면, 해왕성 바깥 천체의 차가운 온도에서 열 복사는 완전히 다른 파장(원적외선)에서 방출된다는 것이다.^[18]

따라서 두 개의 미지수(알베도와 크기)가 있으며, 이는 두 개의 독립적인 측정(반사된 빛의 양과 방출된 적외선 열 복사)으로 결정할 수 있다. 해왕성 바깥 천체는 태양에서 너무 멀리 떨어져서 매우 차갑기 때문에 약 60 마이크로미터의 파장에서 흑체 복사를 생성한다. 이 빛의 파장은 지구 표면에서는 관찰할 수 없고, 예를 들어 스피처 우주 망원경을 사용하여 우주에서만 관찰할 수 있다. 지상 관측의 경우, 천문학자들은 원적외선에서 흑체 복사의 꼬리를 관찰한다. 이 원적외선 복사는 매우 희미해서 열적 방법은 가장 큰 KBO에만 적용할 수 있다. 대부분의 (작은) 물체의 경우, 지름은 알베도를 가정하여 추정한다. 그러나 발견된 알베도는 0.50에서 0.05까지 다양하며, 등급 1.0의 물체의 경우 1,200–3,700 km의 크기 범위를 나타낸다.^[18]

4. 2. 구성 성분

4. 3. 색지수

해왕성 바깥 천체의 색상. 괄호 안의 노란색 이름은 참조용으로 추가된 해왕성 바깥 천체가 아닌 천체입니다. 화성과 트리톤도 실제 크기가 아닙니다.

다양한 크고 해왕성 바깥 천체의 크기, 알베도 및 색상 비교 (크기 > 700 km). 어두운 색상의 호는 물체의 크기에 대한 불확실성을 나타냅니다.

색지수는 파란색(B), 가시광선(V), 즉 녹황색 및 빨간색(R) 필터를 통해 보이는 물체의 겉보기 등급 차이를 간단히 측정한 것이다. 이 그림은 가장 큰 물체를 제외한 모든 물체에 대해 알려진 색 지수를 보여준다(약간 향상된 색상).^[13] 참조용으로, 두 개의 위성인 트리톤과 포에베, 센타우루스 폴루스와 행성 화성이 표시되어 있다(노란색 레이블, 크기는 실제 크기가 아님).

해왕성 바깥 천체의 색깔은 다양하다. 어떤 천체는 회청색을 띠는 반면, 어떤 천체는 매우 붉은색을 띤다. 색지수는 천체의 표면 성분과 기원을 연구하는 데 중요한 단서를 제공한다.

다양한 역학적 분류의 기원에 대한 이론을 확인하기 위해 색상과 궤도 특성 간의 상관 관계가 연구되었다.

고전적 카이퍼 대 천체(큐비와노)는 두 가지 다른 색상 집단으로 구성된 것으로 보인다. 소위 차가운(경사각 <5°) 집단은 빨간색만 표시하고, 소위 뜨거운(더 높은 경사각) 집단은 파란색에서 매우 빨간색까지 모든 색상을 표시한다.^[14] 딥 황도면 탐사의 데이터를 기반으로 한 최근 분석은 낮은 경사각(''코어''라고 명명됨)과 높은 경사각(''헤일로''라고 명명됨) 물체 간의 이러한 색상 차이를 확인한다. 코어 물체의 붉은 색상은 궤도가 방해받지 않는 것과 함께 이러한 물체가 띠의 원래 집단의 유물일 수 있음을 시사한다.^[15]
산란 원반 물체는 뜨거운 고전적 물체와 유사한 색상을 보여 공통 기원을 나타낸다.

상대적으로 어두운 천체와 집단 전체는 붉은색(V−I = 0.3–0.6)을 띠는 반면, 더 큰 물체는 종종 색상이 더 중립적이다(적외선 지수 V−I < 0.2). 이러한 차이점은 가장 큰 천체의 표면이 얼음으로 덮여 있고 그 아래의 더 붉고 어두운 영역을 숨기고 있다는 제안으로 이어집니다.^[16]

태양계 외곽(outer Solar System)의 동적 그룹의 평균 색 지수
색상	플루티노	큐비와노	센타우루스	SDO	혜성	목성 트로얀
B–V	0.895	0.973	0.886	0.875	0.795	0.777
V–R	0.568	0.622	0.573	0.553	0.441	0.445
V–I	1.095	1.181	1.104	1.070	0.935	0.861
R–I	0.536	0.586	0.548	0.517	0.451	0.416

색지수도 참조

4. 4. 스펙트럼

해왕성 바깥 천체는 켄타우루스처럼 파란색-회색(중성)에서 매우 붉은색까지 다양한 색상을 띠지만, 회색과 붉은색 켄타우루스로 이분되는 켄타우루스와 달리 해왕성 바깥 천체의 분포는 균일한 것으로 보인다.^[12] 넓은 범위의 스펙트럼은 가시 적색선과 근적외선에서의 반사율이 다르다. 중성 천체는 가시 스펙트럼만큼 적색선과 적외선을 반사하는 평평한 스펙트럼을 나타낸다.^[17] 매우 붉은 천체는 가파른 기울기를 나타내며 적색선과 적외선에서 훨씬 더 많이 반사한다. 가시광선 및 적외선 스펙트럼 분석을 통해 천체의 표면 성분을 추정할 수 있다.

표면의 일반적인 모델에는 물 얼음, 비정질 탄소, 규산염, 강렬한 방사선에 의해 생성된 유기 거대 분자인 톨린이 포함된다. 스펙트럼 분석 결과, 물 얼음, 비정질 탄소, 규산염, 톨린 등이 존재하는 것으로 나타났다. 4가지 주요 톨린이 붉은색 기울기를 설명하는데 사용된다.

타이탄 톨린: 90% 질소(N₂)와 10% 메테인(CH₄)의 혼합물로 생성되는 것으로 추정됨
트리톤 톨린: 위와 같지만 메테인 함량이 매우 낮음(0.1%)
(에탄) 얼음 톨린 I: 86% 물(H₂O)과 14% 에테인(C₂H₆)의 혼합물로 생성되는 것으로 추정됨
(메탄올) 얼음 톨린 II: 80% H₂O, 16% 메탄올(CH₃OH) 및 3% 이산화 탄소(CO₂)

분류 시도는 (켄타우루스와 공통적으로) '''BB''' (파란색 또는 중성 색, 예: 오르쿠스)에서 '''RR''' (매우 붉은색, 예: 세드나)까지 4개의 클래스를 사용하며, '''BR'''과 '''IR'''은 중간 클래스이다. BR (중간 파란색-붉은색)과 IR (중간 정도의 붉은색)은 주로 적외선 I, J 및 H 밴드에서 차이가 난다.

두 개의 극단적인 클래스 BB와 RR의 예로, 다음과 같은 조성이 제안되었다.

세드나(RR 매우 붉은색): 24% 트리톤 톨린, 7% 탄소, 10% N₂, 26% 메탄올, 33% 메테인
오르쿠스(BB, 회색/파란색): 85% 비정질 탄소, +4% 타이탄 톨린, 11% H₂O 얼음

5. 주요 천체

134340 명왕성은 왜행성이자 최초로 발견된 해왕성 바깥 천체(TNO)이며, 가장 큰 TNO로 알려져 있다. 유일하게 대기가 있는 TNO이다. 5개의 위성이 있는 시스템을 가지고 있으며, 플루티노의 원형이다.^[24]

15760 알비온은 큐비와노의 원형으로, 명왕성 다음으로 발견된 최초의 카이퍼 대 천체이다.

(385185) 1993 RO는 명왕성 다음으로 발견된 또 다른 플루티노이다.

은 산란 원반 천체로 확인된 최초의 천체이다.

은 명왕성 다음으로 발견된 최초의 이중 카이퍼 대 천체이다.

47171 렘포는 플루티노이자 중앙의 크기가 비슷한 이중 천체 쌍과 세 번째 바깥쪽의 순환 위성으로 구성된 삼중 시스템이다.

20000 바루나는 빠르게 자전(6.3시간)하고 길쭉한 모양으로 알려진 큰 큐비와노이다.

28978 익시온은 큰 플루티노로, 발견 당시 가장 큰 카이퍼 대 천체 중 하나로 여겨졌다.

50000 콰오아는 왜행성이자 큰 큐비와노이다. 하우메아보다 덜 길지만, 길쭉한 모양을 가지고 있다. 하나의 위성인 웨이우트와 로슈 한계보다 훨씬 바깥에 있는 두 개의 고리가 있다.

90377 세드나는 새로운 범주인 "확장된 산란 원반"(E-SDO)으로 제안된, 멀리 떨어진 왜행성으로, "분리된 천체", "멀리 떨어진 분리된 천체"(DDO) 또는 DES의 공식 분류에서 "산란-확장"으로 불린다.

90482 오르쿠스는 왜행성이자 명왕성 다음으로 두 번째로 큰 플루티노이다. 비교적 큰 위성을 가지고 있다.

136108 하우메아는 왜행성으로, 세 번째로 큰 해왕성 바깥 천체로 알려져 있다. 두 개의 위성, 고리, 그리고 특이하게 짧은 자전 주기(3.9시간)로 유명하다. 하우메아 충돌족의 가장 질량이 큰 구성원이다.

136472 마케마케는 왜행성, 큐비와노이며, 네 번째로 큰 해왕성 바깥 천체이다.

136199 에리스는 왜행성, 산란 원반 천체이며 현재 가장 질량이 큰 해왕성 바깥 천체이다. 하나의 위성인 디스노미아를 가지고 있다.

"버피"는 기울기가 높지만 거의 원형에 가까운 궤도를 따르는 산란 원반 천체이다.

225088 꽁꽁은 왜행성이자 두 번째로 큰 산란 원반 천체이다. 하나의 위성인 샹리우를 가지고 있다.

"드락"은 궤도 경사각이 i = 104°인 최초의 역행 TNO이다.

"니쿠"는 궤도 경사각이 110°로 매우 높은 TNO이다. 중국어로 "반역적인"을 의미하는 니쿠(逆骨)라는 별명이 붙었다.

"바이든"은 태양으로부터 80AU(해왕성 너머 50AU)의 큰 근일점을 가진 세드노이드이다. 지정된 문자(VP) 때문에 조 바이든의 이름을 따서 명명되었다. 조 바이든은 발견 당시 미국의 부통령("VP")이었다.

486958 아로코스는 2019년 ''뉴 호라이즌스'' 우주선에 의해 발견된 접촉 이중 큐비와노이다.

"파라우트"는 태양으로부터 100AU 이상에서 발견된 최초의 해왕성 바깥 천체이다.

"파파라우트"는 태양으로부터 132AU 떨어진 가장 멀리 관측 가능한 해왕성 바깥 천체이다.

"디디"는 태양으로부터의 현재 거리를 나타내는 "Distant Dwarf(멀리 떨어진 왜행성)"의 약자인 디디(DD)라는 별명이 붙었다.

가능한 왜행성 후보로 카이퍼 대 내에 위치해 있다.

5. 1. 왜행성

2006년 국제천문연맹(IAU) 총회에서 제출된 "행성의 정의안"은 수성에서 해왕성까지를 "Classic Planet", 명왕성 등 그 외는 "Dwarf Planet"으로, 해왕성 바깥 천체(trans-Neptunian object) 중 Dwarf Planet 조건을 충족하는 것을 "Plutons"으로 분류하려 했다. 그러나 반대로 인해 수정되었고, 최종적으로 행성, dwarf planet, small solar system bodies 정의와 함께, TNO 내 새로운 하위 그룹을 만들어 명왕성을 대표적인 예로 하는 결의가 채택되었다(국제천문연맹의 행성 정의). 결의안에서는 이 하위 그룹 명칭을 "plutonian objects"로 하려 했으나 부결되었다.

일본학술회의는 2007년 4월 9일 dwarf planet, TNO, small solar system bodies를 각각 "준행성", "태양계 외연 천체", "태양계 소천체"로 번역하고, 명왕성형 천체를 "명왕성형 천체"(메이오세이가타텐타이)로 부르는 것을 권장했다. 일정 이상의 지름(예: 1000km)을 "준행성" 기준으로 추가하는 것을 검토했지만, 국제천문연맹이 "준행성"으로 분류될 가능성이 있다고 한 "태양계 외연 천체" 중에는 이에 미치지 못하는 것들이 많다(준행성 후보 목록 참조).

2008년 6월 11일, 노르웨이 오슬로에서 열린 IAU 집행위원회에서 명왕성형 천체에 해당하는 하위 그룹 명칭을 "plutoid"로 결정했다.

(134340) 명왕성 - 왜행성이자 최초로 발견된 태양계 외곽 천체.
(136199) 에리스 - 산란 원반 천체이자 왜행성으로, 현재 알려진 가장 무거운 외곽 천체.
(136472) 마케마케 - 큐비와노족으로, 2008년 7월 왜행성으로 인정.
(136108) 하우메아 - 큐비와노족으로, 2008년 9월 왜행성으로 인정.

5. 2. 기타 주요 천체

바르나, 콰오아는 큐비와노족 천체이다. 익시온, 오르쿠스는 명왕성족 천체이다. (90377) 세드나는 분류가 불분명하며, "extended scattered disc"(E-SDO), 분리 천체, "distant detached objects"(DDO), "scattered-extended"라는 새로운 분류가 제안되고 있다. (15760) 알비온은 명왕성을 제외하고 처음으로 발견된 해왕성 바깥 천체로, 큐비와노족의 프로토타입이 된 천체이다. (19521) 카오스는 큐비와노족 천체이다. (38083) 라다만투스와 (38628) 후야는 명왕성족 천체이다. (42355) 튜폰과 (65489) 케토는 산란원반 천체이며, 큰 위성을 갖고 있다. (47171) 렌포는 명왕성족 천체이며, 처음으로 확인된 삼중 소행성이다. (58534) 로고스와 (66652) 보라시시, (88611) 테하론히아와코는 큐비와노족 천체이며, 큰 위성을 갖고 있다. (120347) 사라키아는 Scattered-extended 혹은 큐비와노족 천체이다. (385185) 1993 RO는 명왕성 다음으로 발견된 명왕성족 천체이다. (486958) 알로코스는 큐비와노족 천체로, 2019년에 뉴 호라이즌스가 접근하여 관측했다. (528219) 2008 KV₄₂는 처음으로 발견된 역행 궤도에 있는 해왕성 바깥 천체이다.

6. 탐사

2006년 1월에 발사된 미국 항공우주국(NASA)의 ''뉴 허라이즌스''는 2015년 7월에 명왕성계를 지나갔고^[26] 2019년 1월에는 카이퍼 벨트 천체 486958 아로코스를 지나가면서^[27] 해왕성 바깥 천체에 대한 탐사를 진행했다.

2011년에는 콰오아, 세드나, 마케마케, 하우메아, 에리스를 탐사하는 우주선 연구가 진행되었으며,^[28] 2019년에는 해왕성 바깥 천체(TNO) 탐사 임무 중 궤도 포획 및 다중 목표 시나리오를 위한 설계가 포함되었다.^[29]^[30] 이 설계 연구 논문에서 연구된 일부 TNO는 25/2002 UX^영어, 31/1998 WW^영어, 렘포였다.^[30]

지구 질량 미만에서 갈색 왜성에 이르기까지 해왕성 너머의 행성의 존재가 종종 가정되었으며,^[31]^[32] 최근에는 ''뉴 허라이즌스'' 우주선의 거리 측정 데이터를 사용하여 그러한 가설적 천체의 위치를 제한하는 것이 제안되었다.^[33]

미국 항공우주국(NASA)은 21세기에 성간 전구체(Interstellar Precursor) 개발을 위해 노력해 왔으며, 성간 매질에 도달하도록 설계된 이 탐사의 일환으로 세드나와 같은 천체의 근접 비행도 고려하고 있다.^[34] 이러한 유형의 우주선 연구는 2020년대에 발사하는 것을 제안했으며, 기존 기술을 사용하여 보이저보다 조금 더 빠르게 이동하려고 시도할 것이다.^[34] 성간 전구체에 대한 2018년 설계 연구에는 2030년대에 소행성 콰오아를 방문하는 것도 포함되었다.^[35]

7. 극한 해왕성 바깥 천체 (ETNO)

극한 해왕성 바깥 천체 개요, 상단에 세 그룹으로 분류된 극한 TNO(해왕성 바깥 천체)가 표시되어 있음.

극한 해왕성 바깥 천체(ETNO)는 궤도 긴반지름이 크고 매우 멀리 공전하는 천체를 말한다.^[36]^[37]^[38] 이들은 근일점 거리가 30AU 이상으로, 해왕성의 중력 섭동을 거의 받지 않는다.

90377 세드나, (541132) 2015 TG₃₈₇, 그리고 541132 레레아쿠호누아등이 여기에 속하며, 이들은 세드나형 천체로 분류된다. 이 천체들은 근일점이 70 천문 단위(AU)보다 큰, 멀리 떨어져 있는 분리 천체이다. 높은 근일점 덕분에 해왕성의 중력 섭동을 피할 수 있을 만큼 충분한 거리를 유지한다. 세드나의 높은 근일점에 대한 이전 설명으로는 먼 궤도의 해왕성 바깥 행성과의 근접 조우, 또는 태양계 근처를 지나간 무작위 별 또는 태양의 탄생 성단 구성원과의 먼 거리에서의 조우 등이 있다.

참조

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