해왕성 횡단 천체

Trans-Neptunian object
이 기사는 해왕성 너머에 있는 태양계 물체들에 관한 것입니다.가상의 행성에 대해서는 해왕성 너머의 행성을 참고하세요.
EarthMoonCharonCharonNixNixKerberosKerberosStyxStyxHydraHydraPlutoPlutoDysnomiaDysnomiaErisErisNamakaNamakaHi'iakaHi'iakaHaumeaHaumeaMakemakeMakemakeMK2MK2XiangliuXiangliuGonggongGonggongWeywotWeywotQuaoarQuaoarSednaSednaVanthVanthOrcusOrcusActaeaActaeaSalaciaSalacia2002 MS42002 MS4File:EightTNOs.png
명왕성, 에리스, 하우메아, 메이크메이크, 공공, 콰오아르, 세드나, 오르쿠스, 살라시아, 2002 MS4, 달과 지구의 예술적 비교
멀리 떨어진 소행성의 종류

해왕성 횡단 천체(Trans-Neptunian Object, TNO)는 [1]태양계에서 궤도 반장축이 30.1 천문단위(au)인 해왕성보다 더 먼 평균 거리에서 태양을 공전하는 작은 행성을 말합니다.

일반적으로 TNO는 카이퍼 벨트의 고전적인 물체와 공명하는 물체, 산란된 원반과 분리된 물체로 다시 나뉘며, 세드노이드는 가장 먼 물체입니다.[nb 1]2020년 10월 현재, 소행성 목록에는 번호가 매겨진 678개와 번호가 매겨진 2,000개 이상의 TNO가 포함되어 있습니다.[3][4][5][6][7]

최초로 발견된 해왕성 횡단 천체는 1930년의 명왕성이었습니다.1992년까지 태양을 직접 공전하는 두 번째 해왕성 횡단 천체인 15760 알비온을 발견했습니다.알려진 가장 거대한 TNO는 에리스이고, 명왕성, 하우메아, 메이크메이크, 공공이 그 뒤를 이룹니다.해왕성 횡단 천체의 궤도에서 80개 이상의 위성이 발견되었습니다.TNO는 색상이 다양하며 회색-청색(BBB) 또는 매우 빨간색(RR)입니다.그것들은 돌, 비정질 탄소 그리고 물과 메탄과 같은 휘발성 얼음의 혼합물로 구성된 것으로 생각되며, 톨린과 다른 유기 화합물로 코팅됩니다.

반장축이 150 au보다 크고 근일점이 30 au보다 큰 12개의 작은 행성이 알려져 있는데, 이들을 ETNO(극한 해왕성 횡단 천체)라고 합니다.[8]

역사

명왕성의 발견

뉴호라이즌스가 이미지화한 명왕성

행성들 각각의 궤도는 다른 행성들의 중력 영향에 약간 영향을 받습니다.1900년대 초 천왕성과 해왕성의 관측된 궤도와 예상되는 궤도 사이의 불일치는 해왕성 너머에 하나 이상의 추가적인 행성이 있다는 것을 암시했습니다.이들에 대한 탐색은 1930년 2월 명왕성의 발견으로 이어졌는데, 그 차이를 설명하기에는 너무 작았습니다.1989년 보이저 2호의 근접 비행에서 나온 해왕성의 질량 추정치를 수정한 결과 이 문제는 거짓임이 드러났습니다.[9]명왕성은 알려진 모든 해왕성 횡단 천체들 중 가장 겉보기 등급이 높기 때문에 가장 쉽게 발견할 수 있었습니다.또한 대부분의 다른 큰 TNO보다 황도에 대한 경향이 낮습니다.

후속 발견 사항

명왕성의 발견 이후, 미국의 천문학자 Clyde Tombaugh는 몇 년 동안 비슷한 물체를 계속 찾았지만, 발견하지 못했습니다.2006년 8월까지 행성으로 분류되었던 명왕성이 해왕성 너머에 있는 유일한 주요 천체라고 일반적으로 믿어졌기 때문에 오랫동안 아무도 다른 TNO를 찾지 못했습니다.1992년에 두 번째 TNO인 15760 알비온이 발견된 후에야 그러한 천체들에 대한 체계적인 탐색이 시작되었습니다.황도 주위의 넓은 하늘의 띠가 사진에 찍혔고 천천히 움직이는 물체에 대해 디지털로 디지털로 평가되었습니다.수백 개의 TNO가 발견되었으며 지름은 50에서 2,500 킬로미터 사이입니다.가장 거대한 TNO인 에리스는 2005년에 발견되었으며, 큰 TNO의 분류와 명왕성과 같은 천체가 행성으로 간주될 수 있는지에 대한 과학계의 오랜 논쟁을 다시 논의했습니다.명왕성과 에리스는 결국 국제천문연맹에 의해 왜행성으로 분류되었습니다.2018년 12월, 파아웃(Farout)이라는 별명으로 불리는 2018 VG18의 발견이 발표되었습니다.파아웃은 지금까지 관측된 태양계 천체 중 가장 멀리 있으며 태양으로부터 약 120 au 떨어져 있습니다.하나의 궤도를 완성하는데 738년이 걸립니다.[10]

분류

해왕성 횡단 천체의 분포
태양계 천체의 종류를 보여주는 오일러 다이어그램.

태양으로부터의 거리와 궤도 매개 변수에 따라 TNO는 카이퍼 벨트 천체(KBO)와 산란 원반 천체(SDO)의 두 개의 큰 그룹으로 분류됩니다.[nb 1]오른쪽 도표는 행성과 센타우루스의 궤도와 관련하여 알려진 해왕성 횡단 천체의 분포(최대 70 au)를 보여줍니다.다른 클래스는 다른 색상으로 표현됩니다.공명 천체(해왕성 트로이목마 포함)는 빨간색으로, 고전적인 카이퍼 벨트 천체는 파란색으로 표시됩니다.분산된 디스크는 그림을 훨씬 벗어난 오른쪽으로 뻗어 있으며, 평균 거리가 500 au(Sedna)를 초과하고 아펠리아가 1,000((87269) 2000 OO67)을 초과하는 것으로 알려져 있습니다.

KBO들

에지워스-카이퍼 대에는 태양과의 평균 거리가 30에서 55 au 정도이며, 보통 황도에서 약간의 기울기를 가진 원형에 가까운 궤도를 가지고 있는 천체들이 포함되어 있습니다.에지워스-카이퍼 벨트 천체는 해왕성과 궤도 공명에 갇혀 있는 공명하는 해왕성 횡단 천체와 해왕성에 의해 방해받지 않고 거의 원형 궤도를 따라 움직이는 고전적인 카이퍼 벨트 천체로 더 분류됩니다.가장 큰 공명 부분군은 명왕성의 가장 중요한 구성원인 두 개의 티토노(1:2 공명)와 명왕성의 이름을 딴 플루토노(2:고전적인 에지워스 카이퍼 벨트의 멤버는 15760 알비온, 50000 콰오아르, 메이크메이크 등입니다.

카이퍼 벨트 물체의 또 다른 하위 분류는 소위 산란 물체(SO)입니다.이것들은 해왕성에 충분히 가까이 접근하여 궤도가 수시로 변할 수 있는 비공진성 물체이며(예를 들어 천만 년 안에 최소 1.5 AU의 반장축 변화를 일으키는 것과 같이), 따라서 중력 산란을 겪고 있습니다.산란 천체는 지구에 가까워지기 때문에 동일한 크기의 다른 해왕성 횡단 천체보다 탐지가 용이하며, 일부는 근일점을 20AU 정도 가지고 있습니다.g-band 절대 크기가 9 이하인 것으로 알려져 있는 것들이 몇 개 있는데, 이는 추정 직경이 100 km 이상이라는 것을 의미합니다.r 밴드 절대진도 12보다 큰 산란 물체는 약 18km 이상의 직경에 해당하는 240,000개에서 83,000개 사이인 것으로 추정됩니다.산란물은 20년 미만의 주기를 가진 소위 목성족 혜성(JFC)의 근원으로 가정됩니다.[11][12][13]

SDOs

산란된 원반에는 태양에서 더 멀리 떨어진 물체들이 포함되어 있으며, 궤도는 매우 편심하고 기울어져 있습니다.이 궤도들은 비공진적이고 비행성 궤도 교차입니다.대표적인 예로 가장 질량이 큰 TNO 에리스가 있습니다.해왕성(TN)과 관련된 Tisserand 매개 변수에 따라, 산란 디스크의 객체는 T가N 3보다 작은 "전형적인" 산란 디스크 객체(SDO, Scattered-near)와 T가N 3보다 큰 분리된 객체(ESDO, Scattered-extended)로 더 나눌 수 있습니다.또한 분리된 천체는 시간 평균 이심률이 0.2보다[14] 큽니다. 세드노이드는 근일점이 너무 멀어서 그들의 궤도가 거대 행성의 섭동이나 [15]은하 조수와의 상호작용에 의해 설명될 수 없다는 것이 확인될 정도로 분리된 천체들의 더욱 극단적인 하위 그룹입니다.[16]

물리적 특성

명왕성을 돌아보니 지금까지 KBO를 방문한 사람 중 가장 큰 사람

가장 큰 해왕성 횡단 천체를 제외한 모든 천체의 겉보기 크기(>20)를 고려할 때, 물리적 연구는 다음과 같이 제한됩니다.

색깔과 스펙트럼을 연구하는 것은 물체의 기원에 대한 통찰력과 카이퍼대에서 기원한 것으로 추정되는 거대 행성의 일부 위성(트리톤, 피비)과 같은 다른 종류의 물체들과의 잠재적인 상관관계를 제공합니다.그러나 스펙트럼이 표면 구성의 두 가지 모델에 적합할 수 있고 알려지지 않은 입자 크기에 따라 달라지기 때문에 해석은 일반적으로 모호합니다.더 중요한 것은, 작은 물체의 광학 표면은 강렬한 복사, 태양풍 및 운석에 의해 변형됩니다.따라서, 얇은 광학 표면 층은 아래의 레골리스와 상당히 다를 수 있으며, 몸체의 벌크 구성을 대표하지 않습니다.

작은 TNO는 스펙트럼에서 검출된 톨린과 같은 일부 유기(탄소 함유) 표면 물질을 가진 암석과 얼음의 저밀도 혼합물로 생각됩니다.반면에 Haumea의 높은 밀도는 2.6–3.3 g/cm로3 얼음이 아닌 함량이 매우 높다는 것을 암시합니다(명왕성의 밀도와 비교하면 1.86 g/cm3).일부 작은 TNO의 구성은 혜성의 구성과 유사할 수 있습니다.실제로 일부 센타우루스자리는 태양에 접근할 때 계절적 변화를 겪기 때문에 경계가 흐려집니다(2060 키론과 7968 엘스트-피사로 참조).그러나 센타우루스와 TNO 사이의 개체수 비교는 여전히 논란의 여지가 있습니다.[17]

색지수

참고 항목:소행성 색지수
해왕성 횡단 물체의 색입니다.화성과 트리톤은 규모를 조정할 수 없습니다.피비와 폴루스는 해왕성 횡단이 아닙니다.
일부 대형 TNO의 상대적인 크기, 알베도 및 색상 그림

색상 지수는 청색(B), 가시(V), 녹색-황색, 적색(R) 필터를 통해 보이는 물체의 겉보기 크기 차이를 측정하는 단순한 수치입니다.이 다이어그램은 가장 큰 물체를 제외한 모든 물체에 대해 알려진 색상 지수를 보여줍니다(약간 향상된 색상).[18]참고로, 두 개의 위성, 트리톤과 피비, 센타우루스 폴루스와 화성이 표시되어 있습니다(노란색 라벨, 크기는 축척하지 않음).서로 다른 동역학 등급의 기원 이론을 확인하기 위해 색과 궤도 특성 사이의 상관관계를 연구해 왔습니다.

  • 고전적인 카이퍼 벨트 물체(큐브와노)는 두 개의 다른 색군으로 구성되어 있는 것으로 보입니다. 이른바 추위(기울기 <5°)입니다.붉은색만을 나타내는 모집단과 파란색에서 매우 붉은색까지 전체 범위의 색상을 나타내는 소위 뜨거운(higher 성향) 모집단.심층 황도 조사의 데이터를 기반으로 한 최근의 분석은 낮은 기울기(핵심)와 높은 기울기(헤일로) 물체 사이의 색상 차이를 확인해 줍니다.중심 물체의 빨간색과 방해받지 않는 궤도는 이 물체들이 벨트의 원래 개체군의 유물일 수 있음을 암시합니다.[20]
  • 흩어진 원반 물체는 공통된 기원을 가리키는 뜨거운 고전 물체와 색깔 유사성을 보여줍니다.

인구 전체뿐만 아니라 상대적으로 희미한 물체는 불그스름한 반면(V-I = 0.3–0.6), 큰 물체는 종종 색이 더 중성적입니다(적외선 지수 V-I < 0.2).이러한 구분은 가장 큰 물체의 표면이 얼음으로 덮여 있고, 아래에 더 붉고 어두운 부분을 숨기고 있다는 것을 암시합니다.[21]

외부태양계내 동적군의 평균색지수
색. 플루티노스 큐브와노스 센타우르스 SDOs 코메츠 주피터 트로이 목마
B–V 0.895±0.190 0.973±0. 0.886±0. 0.875±0. 0.795±0.035 0.777±0.091
V-R 0.568±0.106 0.622±0.126 0.573±0.127 0.553±0.132 0.441±0.122 0.445±0.048
V–I 1.095±0.201 1.181±0.237 1.104±0. 1.070±0.220 0.935±0.141 0.861±0.090
R–I 0.536±0.135 0.586±0.148 0.548±0.150 0.517±0.102 0.451±0.059 0.416±0.057

분광형

참고 항목:소행성 분광형

TNO 중에서도 센타우루스류처럼 푸른 회색(중성)부터 매우 붉은 색까지 다양한 색이 있지만, 회색과 빨간색 센타우루스류로 이원적으로 분류되는 센타우루스류와는 달리 TNO의 분포는 균일한 것으로 보입니다.[17]광범위한 스펙트럼은 가시적인 적색과 근적외선에서 반사율이 다릅니다.중성 물체는 평평한 스펙트럼을 나타내는데, 가시 스펙트럼만큼 많은 양의 적색과 적외선을 반사합니다.[23]매우 붉은 물체는 빨간색과 적외선으로 훨씬 더 많이 반사되는 가파른 경사를 나타냅니다.최근의 분류 시도(센타우르와 공통)는 BR과 IR을 중간 클래스로 하는 BB(파란색 또는 중성색, 평균 B-V = 0.70, V-R = 0.39, 예를 들어 오르쿠스)부터 RR(매우 빨간색, B-V = 1.08, V-R = 0.71, 예를 들어 세드나)까지 총 4개의 클래스를 사용합니다.BR(중간 청색-적색)과 IR(중간 적색)은 대부분 적외선 대역 I, J, H에서 다릅니다.

표면의 전형적인 모델로는 물 얼음, 비정질 탄소, 규산염, 그리고 강렬한 방사선에 의해 만들어진 톨린이라는 이름의 유기 고분자가 있습니다.붉어지는 기울기에 맞추기 위해 4가지 주요 톨린이 사용됩니다.

  • 90% N2(질소)과 10%의 혼합물에서 생성되는 것으로 추정되는 타이탄톨린CH4(메탄)
  • 트리톤톨린, 위와 같으나 메탄 함량이 매우 낮은(0.1%) 트리톤톨린
  • (에탄)86%의2 HO와 14%의 CH26(에탄)의 혼합물로부터 생성되는 것으로 추정되는 아이스톨린 I
  • (methanol)아이스톨린 II, 80% HO2, 16% CHOH3(메탄올) 및 3% CO2

두 극한 클래스 BB와 RR의 예로서, 다음과 같은 구성이 제안되었습니다.

  • Sedna(RR 매우 적색)의 경우: 트리톤톨린 24%, 탄소 7%, N 102%, 메탄올 26%, 메탄 33%
  • Orcus용(BB, 회색/청색): 비정질탄소 85%, Titantholin +4%, HO얼음2 11%

크기결정 및 분포

달, 해왕성의 위성 트리톤, 명왕성, 몇 개의 대형 TNO, 소행성 세레스의 크기 비교.각각의 모양은 표현되지 않았습니다.

특징적으로, 큰 (밝은) 물체는 일반적으로 경사 궤도에 있는 반면, 불변의 평면은 대부분 작고 희미한 물체를 다시 모읍니다.[21]

TNO의 직경을 추정하는 것은 어렵습니다.명왕성과 같이 매우 잘 알려진 궤도 요소를 가진 매우 큰 천체의 경우, 별의 가려짐으로 정확하게 지름을 측정할 수 있습니다.다른 대형 TNO의 경우, 직경은 열 측정을 통해 추정할 수 있습니다.물체를 비추는 빛의 세기는 태양까지의 거리에서 알려져 있으며, 표면의 대부분이 열 평형 상태에 있다고 가정합니다(보통 공기가 없는 물체의 경우 나쁜 가정은 아닙니다).알려진 알베도의 경우 표면 온도와 그에 상응하는 열복사의 강도를 추정할 수 있습니다.또한 물체의 크기를 알면 지구에 도달하는 가시광선과 방출되는 열복사의 양을 모두 예측할 수 있습니다.단순화 요인은 태양이 가시광선과 가까운 주파수에서 거의 모든 에너지를 방출하는 반면 TNO의 차가운 온도에서는 열복사가 완전히 다른 파장(원적외선)으로 방출된다는 것입니다.

따라서 두 개의 미지(알베도 및 크기)가 있으며, 두 개의 독립적인 측정(반사광과 방출된 적외선 복사의 양)에 의해 결정될 수 있습니다.TNO는 태양으로부터 너무 멀리 떨어져 있어서 매우 차가워서 파장이 약 60 마이크로미터인 흑체 복사를 생성합니다.이러한 빛의 파장은 지구 표면에서는 관측이 불가능하지만 스피처 우주 망원경과 같은 우주에서만 관측이 가능합니다.지상 관측을 위해 천문학자들은 원적외선에서 흑체 복사의 꼬리를 관측합니다.이 원적외선 방사량은 너무 어두워서 열방법은 가장 큰 KBO에만 적용 가능합니다.대부분의 (작은) 개체의 경우 알베도를 가정하여 직경을 추정합니다.하지만 발견된 알베도는 0.50에서 0.05 사이의 범위를 가지며, 크기가 1.0인 물체의 경우 1,200-3,700 km의 범위를 갖습니다.[24]

주목할 만한 개체

자세한 목록은 해왕성 횡단 개체 목록 및 번호가 매겨진 해왕성 횡단 개체 목록을 참조하십시오.
물건 묘사
134340 명왕성 소행성과 최초로 발견된 TNO.
15760 알비온 명왕성 다음으로 발견된 최초의 카이퍼 벨트 물체인 원형 큐브와노
(385185) 1993 RO 명왕성 다음으로 발견된 플루티노.
(15874) 1996 TL66 흩어진 원반 물체로 최초로 확인된 물체
1998년 세계31위 명왕성 다음으로 발견된 최초의 바이너리 카이퍼 벨트 물체
47171 렘포 비슷한 크기의 중심 쌍성과 세 번째 바깥쪽의 두 개의 쌍성 위성으로 이루어진 플루티노와 세 개의 삼중성계.
20000 바루나 빠른 회전(6.3시간)과 길쭉한 모양으로 유명한 대형 큐브와노
28978 익시온 발견 당시 가장 큰 카이퍼 벨트 물체 중 하나로 여겨졌던 커다란 플루티노
50000 콰오아르 위성을 가진 대형 큐브와노; 6번째로 큰 카이퍼 벨트 천체로, 발견 당시 가장 큰 카이퍼 벨트 천체 중 하나로 여겨졌습니다.
90377 세드나 확장된 분산 디스크(E-SDO),[25] 분리된 물체,[26] 원격 분리된 물체(DDO)[27] 또는 DES에 의한 공식 분류에서 분산 확장된 새로운 범주에 대해 제안된 원거리 물체.[14]
90482 오르쿠스 명왕성 다음으로 알려진 가장 큰 플루티노.비교적 큰 위성을 가지고 있습니다.
136108 하우메아 세 번째로 큰 해왕성 횡단 천체인 왜행성알려진 두 개의 위성, 고리, 그리고 이례적으로 짧은 회전 주기(3.9시간)로 유명합니다.그것은 Haumea 충돌 가족 중 가장 거대한 것으로 알려져 있습니다.[28][29]
136472 메이크메이크 왜행성, 입방체와노, 해왕성 횡단 천체[30] 중 네 번째로 큰 것.
136199 에리스 왜소행성, 흩어져 있는 원반 물체, 그리고 현재 가장 거대한 해왕성 횡단 천체로 알려진 것입니다.이 위성은 하나로 알려진 '디노미아'가 있습니다.
(612911) 2004 XR190 고도로 기울어졌지만 거의 원형에 가까운 궤도를 따라 흩어진 원반 물체
225088 공공 위성을 가진 두 번째로 큰 산란원반 물체
(528219) 2008 KV42 "드락" 궤도 경사가 i = 104°인 첫 번째 역행 TNO
(471325) 2011 KT19 "니쿠" 궤도 경사가 110°[31]로 비정상적으로 높은 TNO
2012 VP113 태양으로부터 80 au(해왕성 너머 50 au)의 거대한 근일점을 가진 세드노이드.
486958 아로코스 2019년 뉴호라이즌스 우주선과 마주친 쌍성 큐브와노 접촉
2018 VG18 파아웃 태양으로부터 100 au(150억 km) 이상 떨어진 곳에서 발견된 최초의 해왕성 횡단 물체
2018 AG37 "Far Out" 태양으로부터 132 au(197억 km) 떨어진 곳에서 관측 가능한 가장 먼 해왕성 횡단 천체

탐험

뉴호라이즌스 우주선이 촬영한 카이퍼 벨트 물체 486958 아로코스

현재까지 주로 해왕성 횡단 물체를 목표로 한 유일한 임무는 2006년 1월에 발사되어 2015년[32] 7월 명왕성 시스템과 2019년 1월에 486958 아로코스를 비행한 NASA의 New Horizons였습니다.[33]

2011년, 한 디자인 연구는 콰오아르, 세드나, 메이크메이크, 하우메아, 에리스의 우주선 조사를 탐구했습니다.[34]

2019년 TNO에 대한 하나의 임무는 궤도 포착 및 다중 표적 시나리오에 대한 설계를 포함했습니다.[35][36]

디자인 연구 논문에서 연구된 일부 TNO는 2002 UX25, 1998 WW31, 그리고 Lempo였습니다.[36]

해왕성 너머에 있는 행성들의 존재는 지구 질량 미만에서 갈색 왜성에 이르기까지 다양한 이론적 이유로 카이퍼대와 오르트 구름의 여러 관측 또는 추측된 특징들을 설명하기 위해 종종 가정되어[37][38] 왔습니다.최근에는 New Horizons 우주선의 데이터 범위를 지정하여 그러한 가설 물체의 위치를 제한하는 것이 제안되었습니다.[39]

NASA는 21세기에 성간매질에 도달하도록 의도적으로 설계된 성간 전구를 위해 노력해 왔습니다. 그리고 이것의 일부로서 세드나와 같은 물체의 근접도 고려됩니다.[40]전반적으로 이러한 종류의 우주선 연구는 2020년대에 발사를 제안했고, 기존의 기술을 사용하는 보이저호보다 조금 더 빨리 가려고 할 것입니다.[40]인터스텔라 전구체(Interstellar Precursor)의 2018년 설계 연구 중 하나는 2030년대에 소행성 50000 콰오아르를 방문한 것을 포함했습니다.[41]

해왕성 횡단 천체

극한 TNO가 있는 해프투니아 횡단 물체에 대한 개요는 상단에서 세 가지 범주로 그룹화됩니다.
세드나의 궤도는 카이퍼대(30~50 au)를 훨씬 넘어 거의 1,000 au(태양-지구 거리)에 이릅니다.
참고 항목: 해왕성 횡단 물체

극한의 해왕성 횡단 천체 중에는 세드노이드로 분류된 세 개의 높은 근일점 천체가 있습니다: 90377 세드나, 2012 VP113, 541132 레아쿠호누아.근일점이 70 au보다 큰 멀리 떨어져 있는 천체들입니다.이들의 높은 근일점들은 해왕성으로부터의 중대한 중력 섭동을 피할 수 있는 충분한 거리를 유지합니다.세드나의 높은 근일점에 대한 이전의 설명으로는 먼 궤도에서 미지의 행성과의 근접한 접촉과 태양계 근처를 지나는 임의의 별 또는 태양의 탄생 성단의 멤버와의 먼 접촉이 있습니다.[42][43][44]

소설속에서

참고 항목

메모들

  1. ^ a b 이 문헌은 "산란 디스크"와 "카이퍼 벨트"라는 문구를 사용하는 데 일관성이 없습니다.어떤 이들은 별개의 집단이고, 다른 이들은 흩어져 있는 원반이 카이퍼대의 일부이며, 이 경우 낮은 이심률의 집단은 "고전 카이퍼대"라고 불립니다.저자들은 심지어 하나의 출판물에서 이 두 가지 용도를 바꿀 수도 있습니다.[2]

참고문헌

  1. ^ "Transneptunian object 1994 TG2".
  2. ^ 맥패든, 와이스먼, & 존슨 (2007).태양계 백과사전, 각주 p. 584
  3. ^ "List Of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. Retrieved 23 October 2018.
  4. ^ "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". Minor Planet Center. 8 October 2018. Retrieved 23 October 2018.
  5. ^ "List of Known Trans-Neptunian Objects". Johnston's Archive. 7 October 2018. Retrieved 23 October 2018.
  6. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (TNO)". JPL Solar System Dynamics. Retrieved 2014-07-10.
  7. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (TNO) and q > 30.1 (au)". Retrieved 2014-07-11.
  8. ^ C. de la Fuente Marcos; R. de la Fuente Marcos (September 1, 2014). "Extreme trans-Neptunian objects and the Kozai mechanism: signalling the presence of trans-Plutonian planets". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (1): L59–L63. arXiv:1406.0715. Bibcode:2014MNRAS.443L..59D. doi:10.1093/mnrasl/slu084.
  9. ^ Chris Gebhardt; Jeff Goldader (August 20, 2011). "Thirty-four years after launch, Voyager 2 continues to explore". NASASpaceflight.
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외부 링크

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