분리천체

1. 개요

분리천체는 해왕성의 중력적 영향을 거의 받지 않는 태양계 외곽 천체로, 근일점이 해왕성 궤도보다 훨씬 멀리 떨어져 있다. 이들은 매우 타원형의 궤도를 가지며, 궤도 긴반지름이 수백 천문 단위에 달하기도 한다. 분리천체의 궤도는 해왕성이나 다른 거대 행성의 섭동으로는 설명하기 어려워, 지나가는 별과의 만남, 해왕성 바깥 행성, 또는 제9행성의 영향 등 다양한 가설이 제시된다. 분리천체는 해왕성 바깥 천체의 일종으로, 세드나, 2000 CR105, 2004 XR190 등이 대표적이며, 현재까지 수십 개가 발견되었다.

2. 궤도

분리천체들의 근일점은 해왕성에 비해 매우 멀다. 분리천체들의 궤도는 심하게 찌그러진 경우가 많으며, 궤도 긴반지름이 수백 천문단위까지 늘어나기도 한다. 이 궤도는 해왕성 등 거대 행성들이 섭동시킨 결과라고는 보기 어려우며, 태양계 근처에 항성이 지나갔다는 이론, 해왕성 바깥 행성 이론, 또는 원인이 해왕성 그 자체라는 이론, 떠돌이 행성이 원인이라는 이론 등 추정되는 원인은 다양하다.

심원황도탐사 팀에서는 티세랑 변수를 이용하여, 티세랑 변수 3 이하를 "(해왕성에 섭동되는) 산란 근방 천체", 3 이상을 "산란 확장 천체"로 분류하자고 제안하였다.

제9행성 이론에서는 분리천체들의 궤도를 200 ~ 1200 AU 사이를 도는 가상의 거대 행성이 존재한다면 설명할 수 있다고 주장한다.
분리 천체는 근일점이 해왕성의 원일점보다 훨씬 크다. 이들은 종종 매우 타원형이고 매우 큰 궤도를 가지며, 긴반지름이 수백 천문 단위 (AU, 지구 궤도의 반지름)에 달한다. 이러한 궤도는 거대 행성의 중력적 산란에 의해 생성될 수 없으며, 해왕성에 의해서도 생성될 수 없다. 대신, 지나가는 별과의 만남 또는 멀리 떨어진 행성 크기의 천체, 또는 '해왕성 이동'(한때 훨씬 더 큰 이심률 궤도를 가졌으며, 이로 인해 천체를 현재 궤도로 끌어당겼을 수 있음)과 같은 여러 가지 설명이 제시되었거나, [[방랑 행성|'초기 태양계에 존재했다가 방출된 방랑 행성']']이 제시되었다.

딥 황도 탐사 팀이 제안한 분류는 티세랑 매개변수 값이 3을 사용하여 90377 세드나와 같은 (해왕성에 의해 산란될 수 있는) 산란 근거리 천체와 산란 확장 천체 간의 공식적인 구분을 도입했다.

분리 천체의 근점은 해왕성의 원점보다 크다. 종종 큰 궤도 경사각을 가지며, 궤도 긴반지름이 수백 au에 달하는 매우 큰 궤도이다. 이러한 궤도는 목성형 행성에 의한 중력 산란으로는 형성될 수 없다. 항성 또는 행성 질량 천체가 근방을 통과한 것에 기원을 두는 것 등, 다양한 가설이 제안되었다. 황도 심부 서베이 팀에 의한 분류에서는, scattered-near object와 scattered-extended object 사이에 티스랑 매개변수의 값으로 3이라는 명확한 구별이 도입되었다.

2.1. 해왕성의 영향

분리천체는 해왕성의 영향을 거의 받지 않지만, 약한 궤도 공명이 존재할 가능성이 있다. 이러한 궤도 공명 현상을 밝혀내는 것은 쉽지 않은데, 분리천체에 대해 알려진 정보가 극히 적고, 혼란스러운 섭동 현상을 계산하기 힘들기 때문이다. 분리천체들의 공전 주기는 300년이 넘으며 관측 가능한 호가 몇 년밖에 되지 않아, 궤도 공명이 존재하는지 확인하려면 몇십 년이 걸리기도 한다.

현재까지 연구된 바에 따르면, 는 해왕성과 8:3 궤도 공명을 보일 확률이 84%로 높은 편이다. 반면, 왜행성 후보 천체 는 4:1 공명일 확률이 1% 미만이다.

분리천체의 궤도와 궤도 공명 현상에 대한 연구는 태양계 및 목성형 행성들의 형성과 진화 과정을 더 자세히 이해하는 데 중요한 단서를 제공할 수 있다.

2.2. 가상의 행성 (제9행성)의 영향

마이클 브라운은 제9행성 이론을 주장하며, 관측 결과 카이퍼대에서 좀 떨어진 원거리 천체들(긴반지름> 100 AU, 근일점 < 42 AU)이 가상의 행성의 영향을 받아 밀집된 것처럼 보인다고 발표하였다. 카를로스 데 라 푸엔테 마르코스와 랄프 데 라 푸엔테 마르코스는 제9행성 가설과 소행성들이 진수관계가 성립할 수도 있다는 것을 밝혀냈으며, 많은 천체들이 긴반지름 약 700 AU의 가상의 제9행성과 5:3 또는 3:1 궤도 공명을 일으킬 것이라고 예상된다.

마이크 브라운은 " 제9행성" 가설을 제시하며, "카이퍼대에서 조금이라도 멀리 떨어진 알려진 모든 먼 천체들은 이 가설상의 행성의 영향 아래에 있는 것으로 보인다(구체적으로, 긴반지름 > 100AU이고 근일점 > 42AU인 천체)"라고 관찰했다.

카를로스 데 라 푸엔테 마르코스와 랄프 데 라 푸엔테 마르코스는 통계적으로 유의미한 공명 중 일부가 제9행성 가설과 일치한다고 계산했다. 특히, 극단 해왕성 바깥 천체(ETNOs)로 불리는 다수의 천체는 긴반지름이 ~700AU인 추정 제9행성과 5:3 및 3:1 평균 운동 공명에 갇혀 있을 수 있다.

분리 천체의 근점은 해왕성의 원점보다 크다. 종종 큰 궤도 경사각을 가지며, 궤도 긴반지름이 수백 au에 달하는 매우 큰 궤도이다. 이러한 궤도는 목성형 행성에 의한 중력 산란으로는 형성될 수 없다. 항성 또는 행성 질량 천체가 근방을 통과한 것에 기원을 두는 것 등, 다양한 가설이 제안되었다.

3. 분류

분리천체는 해왕성 바깥 천체의 한 종류로, 고전적 카이퍼대 천체(큐비원족), 공명 해왕성 바깥 천체, 산란원반 천체, 세드나족 등과 함께 분류된다. 분리천체는 일반적으로 근일점이 40 AU보다 멀리 떨어져 있어, 30 AU 근처에서 거의 원형 궤도를 도는 해왕성의 강한 영향을 받지 않는다. 그러나 산란원반 영역과 분리천체 영역 사이에는 명확한 경계가 없으며, 근일점 거리 37~40 AU 영역에서는 두 영역에 모두 속하는 천체가 존재하기도 한다. 120132 2003 FY128가 그러한 예시 중 하나이다.

90377 세드나는 대표적인 분리천체로, 발견자인 마이클 E. 브라운은 세드나의 근일점 거리가 76 AU나 되기 때문에 행성들의 영향을 받지 않아 오르트 구름 천체로 분류해야 한다고 주장하기도 했다. 2000 CR105나 2004 XR190 등도 세드나와 함께 오르트 구름 내부 천체이거나, 산란 원반과 오르트 구름 사이의 과도기적 천체일 수 있다는 논의를 불러일으켰다.

세드나를 분리 천체로 분류하는 것은 최근 논문에서도 받아들여지고 있다. 외행성과의 중력적 상호작용이 없다는 점을 고려하면, 세드나(근일점 76 AU)와 1996 TL66(근일점 35 AU) 사이에서 새로운 소행성체 분류를 정의할 수 있다는 주장도 제기되었다.

이러한 원거리 천체 분류의 문제점은 약한 공명이 존재할 가능성이 있고, 불규칙한 행성 섭동으로 인해 이를 증명하기 어렵다는 점이다. 또한 현재 이러한 천체들의 궤도에 대한 정보가 부족하다. 대부분 궤도 주기가 300년이 넘고, 관측 기간이 짧아 궤도와 공명에 대한 정확한 정보를 얻기까지는 수십 년이 걸릴 수 있다. 이러한 천체들의 궤도와 공명에 대한 이해가 깊어지면 목성형 행성의 이동과 태양계 형성에 대한 이해에 도움이 될 것이다. 예를 들어, 2007년 Emel’yanenko와 Kiseleva의 시뮬레이션에 따르면, 2000 CR105는 10% 확률로 20:1 공명, 2003 QK91은 38% 확률로 10:3 공명, (82075) 2000 YW134는 84% 확률로 8:3 공명 궤도에 있을 가능성이 있다. (145480) 2005 TB190은 1% 미만의 확률로 4:1 공명 궤도에 있을 가능성이 있다고 한다.

4. 분리천체 목록

현재까지 발견된 분리천체는 수십 개에 불과하며, 이들의 물리적 특성에 대한 정보는 제한적이다. 세드나, , , 등이 대표적인 분리천체이다. 2012 VP113은 세드나 다음으로 근일점 거리가 먼 천체이다.

해왕성이 쉽게 섭동시킬 수 없는 천체들을 "분리천체 추정 천체"라고 하며, 이들 중에는 세드나족의 정의와 겹치는 천체들도 있다.

5. 같이 보기