90377 세드나: 두 판 사이의 차이

	90377 세드나
	; 90377 세드나의 상상화
발견
발견자	마이클 브라운
발견일	2003년 11월 14일
궤도 성질
근일점(q)	11.393 ×109 km ; 76.156
원일점(Q)	145.866 ×109 km ; 975.056
궤도 이심률(e)	0.855
물리적 성질
분광형	(red) B-V=1.24; V-R=0.78
지름	995±80 km
질량	1.7-6.1×1021
탈출 속도	0.62-0.95 km/s
반사율	>0.2?
자전 주기	0.42 일 (10 시간)
절대등급(H)	1.6

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2016년 6월 21일 (화) 00:13 판

90377 세드나(90377 Sedna)는 그 궤도가 태양계 외곽에 미치는 커다란 소행성체이다. 2015년 현재 태양으로부터 86 천문단위(AU), 즉 해왕성보다 세 배 더 멀리 떨어져 있다. 분광분석 결과 세드나의 표면은 주로 물, 메탄, 질소, 얼음, 톨린 등이 혼합되어 있어 다른 해왕성 바깥 천체와 크게 다르지 않다. 세드나의 표면은 태양계 천체 중 가장 붉은 축에 속한다. 유력한 왜행성 후보이기도 하다.

세드나의 궤도 대부분은 현재 거리보다도 태양에서 멀리 떨어져 있는데, 원일점 거리는 937 AU(해왕성 거리의 31배)에 달할 것으로 추측되어,^[1] 장주기 혜성을 제외하면 태양계의 발견된 천체 중 가장 먼 천체이다.^[a]^[b]

세드나는 유별나게 길고 짜부라진 궤도를 가지고 있다. 궤도를 1바퀴 완주하려면 11,400 여년이 걸리고, 태양에 가장 가까울 때 거리는 76 AU이다. 이러한 사실 때문에 세드나의 기원에 대해 다양한 추측이 있다. 소행성 센터는 현재 세드나를 산란 분포대(해왕성의 중력 때문에 이심률이 높은 궤도를 돌게 되는 천체들의 집단) 천체로 분류하고 있다. 그러나 세드나는 해왕성의 중력에 산란을 받을 정도로 해왕성에 가까이 와 본적이 한 번도 없기 떄문에 이 분류에 대해서는 이론이 있다. 일부 천문학자들은 세드나가 최초로 발견된 내부 오르트 구름 천체라는 결론을 내린다. 또 다른 이들은 세드나가 지나가는 항성에 의해 현재의 궤도로 찌그러졌고 그 항성은 아마 태양과 함께 태어났을 것(산개성단)이라고 한다. 심지어 세드나가 아예 다른 항성계로부터 태양에 붙잡힌 것이라 보는 사람도 있고, 혹자는 세드나의 궤도는 해왕성 너머에 있는 아직 발견되지 않은 거대한 제9행성의 증거라고도 한다.^[5]

세드나 및 여러 왜행성(에리스, 하우메아, 마케마케)의 공동발견자 중 한 명인 마이클 E. 브라운은 세드나가 현재 과학적으로 가장 중요한 해왕성 바깥 천체라고 말한다. 세드나의 이상한 궤도를 이해하면 태양계의 기원과 초기 진화에 대한 가치있는 정보를 얻게 될 가능성도 있다.^[6]^[7]

역사

발견

세드나(임시 지정번호 2003 VB₁₂)는 2003년 11월 14일 마이클 E. 브라운(칼텍), 채드 트루질리오(제미니), 데이비드 L. 라비노비츠(예일)가 발견했다. 세드나 발견은 2001년부터 캘리포니아 주 샌디에이고 근교의 팔로마 천문대의 새뮤얼 오스친 망원경과 예일의 160 메가픽셀 팔로마 퀘스트 카메라를 사용해 수행하던 전천탐사의 일환이었다. 발견 당일 세드나는 배경 항성에 대하여 3.1 시간마다 4.6 각분씩 움직였으며, 여기서 추측할 수 있는 거리는 약 100 AU였다. 이후 2003년 11월에서 12월 사이에 칠레의 케로 톨롤로 미주간 천문대의 SMARTS 망원경과 하와이 마우나케아 화산의 켁 천문대의 테나그라 제4망원경을 이용한 추가 관측이 이루어졌고, 이 천체가 이심률이 매우 큰 궤도를 따라 움직인다는 것이 밝혀졌다. 이후 새뮤얼 오스친 망원경과 근지구 소행성 추적 협력단이 예전에 촬영한 사진들에서 세드나가 재발견되었다. 과거의 정확한 위치가 밝혀지자 세드나의 공전궤도상의 부채꼴을 그릴 수 있었고 이를 통해 궤도를 보다 정밀하게 계산해냈다.^[5]

명명

마이클 브라운은 자기 웹사이트에 “이번에 새로 발견된 천체는 지금까지 태양계에서 발견된 천체 중 가장 춥고 가장 먼 곳에 있다,” “그래서 우리는 이누이트 신화에서 얼어붙은 북빙양 바닥에 산다고 하는 바다의 여신 세드나의 이름을 붙이는 것이 적절하다고 생각했다”라고 써서 올렸다.^[8] 브라운은 국제천문연맹(IAU) 소행성체센터에 앞으로 세드나의 궤도 지역에서 발견되는 천체들은 북극 신화에서 이름을 따서 명명해야 한다고 주장했다.^[8] 연구진은 공식 번호가 매겨지기도 전에 "세드나"라는 이름부터 먼저 지어서 발표했다.^[9] 소행성체센터장 브라이언 G. 마스덴은 이런 행동은 규약 위반이며, IAU 회원 일부는 반대표를 던질 수 있다고 경고했다.^[10] 그러나 세드나라는 이름에 반대하는 의견은 없었고, 그 외에 다른 경합할 만한 이름이 제시되지도 않았다. IAU 소천체명명위원회는 세드나라는 이름을 2004년 9월에 정식으로 받아들이고,^[11] 앞으로도 이와 같이 비상한 관심의 대상인 경우 번호가 매겨지기 전에 이름을 먼저 발표할 수도 있다는 결론을 내렸다.^[9]

공전과 자전

세드나는 지금까지 태양계에서 발견된 대형 천체 중 공전주기가 가장 길어,^[b] 11,400 년 전후로 계산된다.^[1]^[c] 그 궤도는 이심률이 극도로 커서 원일점 거리가 약 937 AU이고^[1] 근일점 거리가 약 76 AU 이다. 이 원일점 거리는 2012년 2012 VP₁₁₃이 발견되기 전까지 태양계 천체 중 가장 먼 거리였다.^[15]^[16] 세드나가 발견되었을 당시 태양에서의 거리는 89.6 AU였으며^[17] 근일점을 향해 움직이고 있었다. 이후 같은 탐사 과정에서 태양으로부터 97 AU 떨어진 근일점 근처에서 에리스가 감지되었다. 세드나보다 궤도가 더 먼 천체는 일부 장주기 혜성들밖에 없다. 그리고 혜성들은 너무 어두워서 내부 태양계로 들어와 근일점을 향할 때가 아니면 보이지도 않는다. 세드나도 2076년 중순에 근일점에 다다르겠지만,^[4]^[d] 너무 멀어서 육안으로는 원반상을 볼 수 없을 것이다. 세드나 표면에서 하늘을 보면 태양이 그저 매우 밝은(보름달의 100배 밝기) 항성 중 하나로 보일 것이다. 지구에서 보이는 태양의 밝기는 보름달의 400,000 배 밝기이므로 이를 능히 비교할 수 있다.^[18]

처음 발견되었을 당시 세드나는 자전주기도 이상하게 길게 나왔다(20에서 50일).^[18] 처음에는 커다란 동반천체가 있어서 세드나의 자전을 늦추는 것(명왕성과 카론의 관계)이 아니냐는 추측도 나왔다.^[8] 2004년 3월 허블 우주망원경으로 그러한 동반천체 또는 위성이 있는지 찾아보았지만 아무 것도 없었다.^[19]^[e] 이후 MMT 천문대의 망원경으로 다시 측정한 결과 자전주기는 초기값보다 훨씬 짧은 10시간(이 정도면 세드나 정도 크기의 천체의 자전주기로 보다 전형적이다)으로 나왔다.^[21]

2018년 4월 11일 현재 태양계에서 가장 먼 천체들^[22]
천체명	태양으로부터 거리 (AU)			겉보기등급	절대등급 (H)
천체명	현재	근일점	원일점	겉보기등급	절대등급 (H)
V774104	103	50	150	24	4
에리스	96.14	37.8	97.6	18.7	−1.1
2014 UZ₂₂₄	90.93	38.0	179.8	23.2	3.5
2015 TH₃₆₇	89.17	28.6	139.7	26.2	6.6
(225088) 2007 OR₁₀	87.96	33.0	100.8	21.7	1.8
세드나	85.14	76.0	939	21.0	1.5
2013 FS₂₈	84.83	34.6	347.6	24.5	4.9
2014 FC₆₉	84.72	40.3	106.9	24.1	4.6
2006 QH₁₈₁	83.85	37.8	96.7	23.6	4.3
2012 VP₁₁₃	83.65	80.5	438	23.4	4.0
2015 TG₃₈₇^[23]	83.00	65.0	2000	24.64	5.3
2015 UH₈₇	82.87	34.7	90.1	25.3	6.0
2013 FY₂₇	80.07	36.1	81.8	22.1	3.0
2015 TJ₃₆₇	78.66	33.5	127.5	25.7	6.7
2017 FO₁₆₁	78.62	33.1	93.9	24.2	5.2
2010 GB₁₇₄	71.89	48.7	693	25.1	6.5
2016 TS₉₇	71.39	36.2	71.6	24.8	6.1
2014 FJ₇₂	71.17	38.7	152.2	24.2	5.6
2012 FH₈₄	68.75	45.8	80.6	25.7	7.3
2015 GR₅₀	68.38	35.6	78.6	25.1	6.7
2015 GP₅₀	67.95	40.3	70.3	24.8	6.5
2013 FQ₂₈	67.76	48.7	80.6	24.4	6.0
2014 UD₂₂₈	66.14	36.4	73.0	24.4	6.1
2016 CD₂₈₉	65.83	36.8	75.3	25.6	7.3
2013 UJ₁₅	64.99	36.3	69.2	25.2	7.0
2015 KV₁₆₇	64.47	38.2	65.3	25.4	7.2
2014 FL₇₂	64.44	38.2	170.4	25.0	6.8
2015 RL₂₅₈	64.22	34.7	67.8	24.7	6.5
2014 FD₇₀	64.17	38.6	69.3	25.0	6.9
2011 GM₈₉	63.28	37.2	68.8	25.6	7.1
2015 RR₂₄₅	63.27	33.7	129.2	22.1	3.9
2014 SU₃₄₉	63.09	30.8	109.8	25.0	7.0
2013 AT₁₈₃	62.60	36.0	88.1	22.0	4.7
2015 VG₁₅₇	62.34	39.0	68.5	25.5	7.5
2014 FE₇₂	62.31	36.3	4274.0	24.1	6.1
2017 DO₁₂₁	62.23	26.7	185.6	25.6	7.6
2014 SV₃₄₉	61.71	34.2	89.0	23.0	5.0
(148209) 2000 CR₁₀₅	61.59	44.3	412	23.9	6.3
2015 RX₂₄₅	61.03	45.5	768.9	24.2	6.2
2008 ST₂₉₁	60.74	42.4	154.5	22.2	4.2
2014 FM₇₂	60.40	34.4	76.6	24.1	6.2
2017 DP₁₂₁	60.34	40.5	60.4	25.1	7.2
2014 FF₇₂	60.18	37.1	63.3	24.8	6.9
2003 QX₁₁₃	60.11	36.7	62.1	22.5	4.7
2015 TG₃₆₇	59.70	37.6	66.3	25.1	7.3
2015 RK₂₅₈	59.69	35.8	111.8	24.9	7.1
2015 KH₁₆₂	59.63	41.5	82.8	21.6	3.9
2013 JQ₆₄	59.22	22.6	76.0	24.4	6.2
2014 FL₇₀	59.03	33.1	77.0	24.0	6.5
발견된 태양계 천체 중 현재 해왕성보다 두 배 이상 먼 천체들을 나열했음.^[22] 보기 • 토론 • 편집 • 역사

물리적 성질

세드나의 V 대역 절대등급(H)은 약 1.8 등급이며 알베도는 약 0.32, 직경은 약 1,000 킬로미터이다.^[24] 발견되었을 당시 세드나는 1930년 명왕성 이래로 발견된 밝은 천체에 속했ㄷ. 2004년, 발견자들은 세드나의 직경 상한을 1,800 킬로미터로 잡았고,^[25] 2007년 스피처 우주망원경으로 관측이 이루어진 결과 조금 낮추어 1,600 킬로미터를 상한으로 잡았다.^[26] 2012년, 허셜 우주망원경의 장비로 관측한 결과 세드나의 직경은 995 ± 80 킬로미터로, 이는 명왕성의 위성 카론보다 작은 크기이다.^[24] 세드나는 위성이 없기 때문에 현재로서 그 질량을 알아낼 방법은 우주탐사선을 직접 보내는 방법 외에는 없다.

SMARTS 망원경을 통한 관측 결과 세드나는 가시광선 대역에서 태양계의 천체들 중 가장 붉은 축에 속한다는 것이 밝혀졌다. 거의 화성만큼 붉다.^[8] 채드 트루질로와 그 동료들은 세드나의 암적색이 표면이 탄화수소 슬러지나 톨린으로 덮여 있기 때문이라는 설을 제기했다. 이것들은 보다 단순한 유기화합물이 자외선 복사에 오래 노출됨으로써 만들어진다.^[27] 표면은 색깔 면에서나 분광 면에서나 균질하다. 이는 세드나가 태양에 가까운 천체들과 달리 다른 천체와 충돌한 적이 거의 없기 때문일 것이다. 8405 아스볼루스의 사례처럼 그런 충돌이 일어나야 아래쪽의 밝은 얼음질 물질이 드러나서 밝기의 차이가 생기게 된다.^[27] 세드나와 또다른 매우 먼 천체 두 개(2006 SQ₃₇₂ 및 (87269) 2000 OO₆₇)는 고전적 카이퍼대 천체 및 켄타우루스족 소행성 5145 폴루스와 같은 색깔을 공유하는데, 어쩌면 그 기원이 유사할 수도 있다.^[28]

트루질로와 동료들은 세드나의 표면 성분에서 메탄 얼음이 차지할 수 있는 비율 상한을 60%, 물 얼음이 차지할 수 있는 비율 상한을 70%로 잡았다.^[27] 메탄의 존재는 세드나 표면에 톨린(메탄에 빛이 조사되어 만들어진다)이 존재한다는 설을 뒷받침해준다.^[29] 바루키와 동료들은 세드나의 분광을 트리톤의 분광과 비교하여 메탄과 고체 질소에 해당하는 미약한 흡수선을 발견했다. 이 관측을 토대로 그들은 세드나의 표면 조성이 트리톤형 톨린 24%, 비결정형 탄소 7%, 질소 10%, 메탄올 26%, 메탄 33%일 것이라고 추측했다.^[30] 얼음 형태의 메탄과 물의 존재는 2006년 스피처 우주망원경의 중적외선 측광으로 확인되었다.^[29] 표면에 질소가 존재한다면 그것은 아주 짧은 시간일지언정 세드나에 미약한 대기가 존재했을 가능성을 제기한다. 근일점 근처에서 200여 년을 지내면서 세드나의 최대 온도가 35.6 K (−237.6 ℃)을 초과했을 것이다. 알파단계 고체 질소와 트리톤에서 발견되는 베타단계 고체질소 사이의 천이온도는 38 K 정도이다. 38 K에서 N₂의 증기압은 14 마이크로바(1.4 파스칼 또는 0.000014 기압)이다.^[30] 그러나 붉은 대역에서 나타나는 깊은 분광 기울기는 세드나의 표면에 유기물질이 매우 집중되어 있음을 보여주며, 미약한 메탄 흡수선은 세드나 표면의 메탄이 새로이 누적된 것이기보다는 고래의 것임을 시사한다. 이는 곧 세드나는 너무 추워서 메탄이 증발한 뒤 눈으로 다시 내리는 과정(현재 트리톤에서 일어나고 있고 아마 명왕성에서도 일어나는 과정으로 추측됨)이 일어날 수 없음을 의미한다.^[29]

방사성 감쇠를 통한 내부열 모형은 세드나의 표면 아래에 액체 상태의 물로 된 바다가 있을 수 있다는 설을 지지한다.^[31]

기원

종족

세드나의 이심률이 큰 궤도는 즉 이것이 발견될 확률은 80분의 1임을 의미하고, 세드나의 발견이 단순한 요행의 결과가 아니라면 세드나 체급의 천체들이 같은 지역에 40–120 개 정도는 있을 수 있다.^[5]^[20] 또다른 천체 2000 CR₁₀₅는 세드나와 유사하지만 그보다는 이심률이 덜 극단적인 궤도를 돈다. 근일점은 44.3 AU 이고 원일점은 394 AU, 공전주기는 3,240 년이다. 이 천체 역시 세드나와 같은 과정의 영향을 받을 것이다.^[32]

세드나의 극단적인 궤도를 설명하기 위해 다양한 기작이 제기되었고, 이들 모형 각각은 보다 넓은 종족과 분명히 구분되는 구조적 운동적 특징이 나타난다. 만일 해왕성 너머의 제9행성이 원인이라면 세드나 유사 천체들은 모두 같은 근일점(약 80 AU)을 공유해야 한다. 만일 세드나가 태양계와 같은 방향으로 자전하는 다른 항성계 출신인데 태양에게 붙잡힌 천체라면 세드나 유사 천체들은 모두 궤도경사가 상대적으로 작고 장반경 길이가 100–500 AU 사이여야 한다. 또는 태양과 반대 방향으로 자전하는 항성계 출신이라면 궤도경사가 크고 작은 두 개의 집단이 각각 형성되어야 할 것이다. 지나가는 항성의 섭동의 결과라면 그러한 항성 조우의 회수와 조우 각도가 모두 변인으로 작용하므로 다소 폭넓은 근일점과 원일점 값이 가능할 것이다.^[33]

어느 시나리오가 가장 그럴듯한지 결정하려면 세드나와 유사한 천체의 표본이 보다 커질 필요가 있다.^[34] 브라운은 2006년에 "“나는 세드나를 극초기 태양계의 화석이라고 부른다,” “향후 다른 화석들도 발견된다면 세드나는 우리에게 태양이 어떻게 형성되고 태양 가까이에서 함께 태어난 항성의 수는 얼마나 되는지 알려주는 도움이 될 것이다”라고 했다.^[6] 브라운, 라비노비츠, 그리고 메건 스웜이 2007년에서 2008년 사이에 수행한 탐사에서는 세드나와 유사한 종족에 속하는 다른 천체를 찾으려는 시도가 이루어졌다. 1,000 AU 밖의 움직임도 잡아낼 정도로 철저한 탐사였고 그 과정에서 왜행성 후보 2007 OR₁₀이 발견되기는 했지만, 찾고자 했던 새로운 세드나족 천체는 발견되지 않았다.^[34] 이후 새로운 데이터를 반영한 시뮬레이션은 세드나 근처에 세드나 체급의 천체가 40여 개 있을 것이고 가장 밝은 것은 에리스 정도로 밝을 것(-1.0 등급)이라는 결과를 나타냈다.^[34]

2014년, 천문학자들은 세드나의 절반 크기에 세드나와 유사한 4,200 년짜리 궤도를 돌며 세드나와 비슷한 80 AU 전후의 근일점을 가진 천체 2012 VP₁₁₃을 발견했다고 발표했다.^[16]^[35] 일각에서는 이 발견이 해왕성 너머 제9행성의 존재의 증거를 제공할 수 있을지 기대하고 있다.^[36]

분류

태양계 천체들을 공식 분류하는 소행성체센터는 세드나를 산란 분포대 천체로 분류하고 있다.^[37] 그러나 이 분류에 대해서는 상당히 심한 의문이 제기되고 있으며, 많은 천문학자들은 세드나와 몇몇 다른 천체들(e.g. 2000 CR₁₀₅)을 묶어 새로운 범주로 분류해야 한다고 본다. 제안되는 이름은 확장 산란 분포대 천체(extended scattered disc objects ;E-SDO),^[38] 분리천체(detached objects),^[39] 원거리 분리천체(distant detached objects; DDO),^[40] 또는 심원황도탐사(DES)에서 쓰는 분류대로 산란확장(scattered-extended) 등이 있다.^[41]

세드나의 발견은 어떤 천체를 행성으로 보고 또 어떤 천체를 행성으로 보지 않아야 하느냐는 해묵은 문제를 부활시켰다. 2004년 3월 15일, 여러 대중언론매체에서는 세드나의 발견을 두고 태양계 제10행성이 발견되었다고들 이야기했다. 2006년 8월 24일 받아들여진 국제천문연맹의 행성 정의를 따르자면, 행성은 궤도 주변에 대한 지배권이 있어서 자신을 제외한 천체들을 치워버려야 한다. 세드나의 스테른-레비슨 변수는 1 미만일 것으로 추산되며,^[f] 고로 궤도 주변을 청소할 수 없다. 아직 그 궤도 주변에서 발견된 천체가 있는 것도 아니지만, 수치적으로 불가능하다. 행성보다 체급이 작은 왜행성이 되기 위해서는 세드나는 정역학적 평형 상태에 있어야 한다. 세드나는 충분히 밝고 그러므로 충분히 클 것이므로 이 조건을 만족시킬 것으로 예상된다.^[43] 그래서 많은 천문학자들은 세드나를 왜행성이라고 부르고 있다.^[44]^[45]^[46]^[47]^[48]

탐사

세드나는 2075년에서 2076년 사이에 근일점에 도달한다.^[d] 이 때는 세드나를 연구할 수 있는 12,000 년에 한 번 밖에 안 오는 기회가 될 것이다. 세드나는 NASA의 태양계 탐사 웹사이트에 올라와 있기는 하지만,^[49] 현재로서 NASA가 어떠한 형태로든 세드나에 대한 임무를 고려하고 있다는 소식은 없다.^[50] 목성의 중력보조를 받으면 세드나까지 가는 데 걸리는 시간은 24.48 년이 걸릴 것이라는 계산이 나온다. 이에 바탕해 2033년 5월 6일 또는 2046년 6월 23일에 우주선을 발사한다면 우주선이 도달했을 당시 세드나는 태양으로부터 각각 77.27 AU 또는 76.43 AU 거리에 있을 것이다.^[51]

각주

내용주

↑ 2014년 현재 세드나는 태양에서 86.3 AU 떨어져 있다.^[2] 왜행성 중 가장 잘 알려진 에리스와 이름이 붙여지지 않은 태양계 천체 중 가장 큰 (225088) 2007 OR₁₀은 각각 태양으로부터 96.4 AU와 87.0 AU 떨어져 있어 세드나보다 더 멀다.^[3] 그러나 에리스는 원일점 근처에 있는 반면 세드나는 2076년경 근일점에 도달할 것이다.^[4] 2114년이 되면 세드나가 에리스를 이기고 다시금 가장 먼 천체가 되겠지만 그보다 앞서 왜행성 후보인 (225088) 2007 OR₁₀이 2045년 에리스를 이기고 가장 먼 천체가 될 것이다.^[4]
↑ ^가 ^나 (308933) 2006 SQ₃₇₂, 2005 VX₃, (87269) 2000 OO₆₇, 2002 RN₁₀₉, 2007 TG₄₂₂ 등의 태양계 소천체와 몇몇 혜성들(예컨대 1577년 대혜성)의 태양중심 궤도가 더 크다. 그러나 이 중 원일점이 목성 궤도 너머에 있는 것은 (308933) 2006 SQ₃₇₂, (87269) 2000 OO₆₇, 2007 TG₄₂₂ 뿐이다. 때문에 이 천체들이 사실 잘못 분류된 혜성이 아닌지 여부는 논쟁의 여지가 있다.
↑ 세드나의 궤도이심률이 주어진 상태에서 서로 다른 역기점은 태양중심 비섭동 2체 곡선맞춤으로 공전주기에 대한 서로 다른 해를 도출한다. 1950년 역기점을 사용하면 세드나의 공전주기는 12,100 여년으로 나오지만,^[12] 2010년 역기점을 사용하면 11,800 여년으로 나온다.^[13] 이렇게 이심률이 높은 천체에 대해서는 태양의 무게중심좌표계가 태양중심좌표계보다 더 안정적이다.^[14] JPL 허라이즌스를 이용해 계산한 무게중심좌표계의 공전주기는 약 11,400 년이다.^[1]
↑ ^가 ^나 서로 다른 역기점 또는 데이터를 서로 다른 프로그램에 넣고 돌리면 세드나의 근일점 계산 결과는 조금씩 다르게 나올 수밖에 없다. 2014년 데이터를 이용해 계산해본 결과 세드나의 근일점 위치는 조금 다르게 나왔다. JPL 소천체 데이터베이스의 2014년 역기점을 사용하면 세드나의 근일점은 2076년으로 계산되지만,^[13] 로웰 DES의 1990년 역기점을 사용하면 근일점이 2479282.9591 2075년 12월 11일로 계산된다. 2010년 현재 JPL 허라이즌스의 수치적분 결과는 세드나의 근일점 도달 시기가 2076년 7월 18일이라고 한다.^[4]
↑ 허블 우주망원경은 세드나보다 500배 어두운 밝기를 하한으로 두고 탐색을 했지만 위성 후보가 될 만한 천체를 찾지 못했다(Brown and Suer 2007).^[20]
↑ 스테른-레비슨 변수(Λ)는 앨런 스테른과 해럴드 F. 레비슨이 2002년 어떤 천체가 자기 궤도에 대한 지배권을 가지고 소천체들을 없애버릴 수 있는지 여부를 결정하기 위한 값이다. 천체의 질량을 태양질량으로 나눈 뒤 제곱하고 장반경의 3/2승으로 나눈 뒤 1.7×10^¹⁶을 곱한 값이다.^[42]^{(방정식 4 참조)} 어떤 천체의 Λ가 1보다 크면 그 천체는 시간이 지남에 따라 궤도 주변을 청소할 수 있고 행성인 것으로 여겨진다. 세드나의 가장 높은 질량 추정치(전혀 옳은 수치로 보이지 않는) 2×10^²¹ kg을 사용해도 세드나의 Λ 는 (2×10^²¹/1.9891×10^³⁰)² / 519^3/2 × 1.7×10^¹⁶ = 1.44×10^^-6. 이 값은 1보다 훨씬 작은 값이며, 때문에 세드나는 이 기준을 만족할 수 없기에 행성이 아니다.

참조주

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외부 링크

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90377 세드나

How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling (9 Jun 2015)
NASA's Sedna page (Discovery Photos)
Mike Brown's Sedna page

틀:소행성 길 찾기

이 글은 천체에 관한 토막글입니다. 여러분의 지식으로 알차게 문서를 완성해 갑시다.

[5] 2014년 현재 세드나는 태양에서 86.3 AU 떨어져 있다.^[2] 왜행성 중 가장 잘 알려진 에리스와 이름이 붙여지지 않은 태양계 천체 중 가장 큰 (225088) 2007 OR₁₀은 각각 태양으로부터 96.4 AU와 87.0 AU 떨어져 있어 세드나보다 더 멀다.^[3] 그러나 에리스는 원일점 근처에 있는 반면 세드나는 2076년경 근일점에 도달할 것이다.^[4] 2114년이 되면 세드나가 에리스를 이기고 다시금 가장 먼 천체가 되겠지만 그보다 앞서 왜행성 후보인 (225088) 2007 OR₁₀이 2045년 에리스를 이기고 가장 먼 천체가 될 것이다.^[4]

[footnoteF-6] 가 ^나 (308933) 2006 SQ₃₇₂, 2005 VX₃, (87269) 2000 OO₆₇, 2002 RN₁₀₉, 2007 TG₄₂₂ 등의 태양계 소천체와 몇몇 혜성들(예컨대 1577년 대혜성)의 태양중심 궤도가 더 크다. 그러나 이 중 원일점이 목성 궤도 너머에 있는 것은 (308933) 2006 SQ₃₇₂, (87269) 2000 OO₆₇, 2007 TG₄₂₂ 뿐이다. 때문에 이 천체들이 사실 잘못 분류된 혜성이 아닌지 여부는 논쟁의 여지가 있다.

[footnoteG-17] 세드나의 궤도이심률이 주어진 상태에서 서로 다른 역기점은 태양중심 비섭동 2체 곡선맞춤으로 공전주기에 대한 서로 다른 해를 도출한다. 1950년 역기점을 사용하면 세드나의 공전주기는 12,100 여년으로 나오지만,^[12] 2010년 역기점을 사용하면 11,800 여년으로 나온다.^[13] 이렇게 이심률이 높은 천체에 대해서는 태양의 무게중심좌표계가 태양중심좌표계보다 더 안정적이다.^[14] JPL 허라이즌스를 이용해 계산한 무게중심좌표계의 공전주기는 약 11,400 년이다.^[1]

[footnoteC-21] 가 ^나 서로 다른 역기점 또는 데이터를 서로 다른 프로그램에 넣고 돌리면 세드나의 근일점 계산 결과는 조금씩 다르게 나올 수밖에 없다. 2014년 데이터를 이용해 계산해본 결과 세드나의 근일점 위치는 조금 다르게 나왔다. JPL 소천체 데이터베이스의 2014년 역기점을 사용하면 세드나의 근일점은 2076년으로 계산되지만,^[13] 로웰 DES의 1990년 역기점을 사용하면 근일점이 2479282.9591 2075년 12월 11일로 계산된다. 2010년 현재 JPL 허라이즌스의 수치적분 결과는 세드나의 근일점 도달 시기가 2076년 7월 18일이라고 한다.^[4]

[25] 허블 우주망원경은 세드나보다 500배 어두운 밝기를 하한으로 두고 탐색을 했지만 위성 후보가 될 만한 천체를 찾지 못했다(Brown and Suer 2007).^[20]

[48] 스테른-레비슨 변수(Λ)는 앨런 스테른과 해럴드 F. 레비슨이 2002년 어떤 천체가 자기 궤도에 대한 지배권을 가지고 소천체들을 없애버릴 수 있는지 여부를 결정하기 위한 값이다. 천체의 질량을 태양질량으로 나눈 뒤 제곱하고 장반경의 3/2승으로 나눈 뒤 1.7×10^¹⁶을 곱한 값이다.^[42]^{(방정식 4 참조)} 어떤 천체의 Λ가 1보다 크면 그 천체는 시간이 지남에 따라 궤도 주변을 청소할 수 있고 행성인 것으로 여겨진다. 세드나의 가장 높은 질량 추정치(전혀 옳은 수치로 보이지 않는) 2×10^²¹ kg을 사용해도 세드나의 Λ 는 (2×10^²¹/1.9891×10^³⁰)² / 519^3/2 × 1.7×10^¹⁶ = 1.44×10^^-6. 이 값은 1보다 훨씬 작은 값이며, 때문에 세드나는 이 기준을 만족할 수 없기에 행성이 아니다.

[barycenter-1] 가 ^나 ^다 ^라 Horizons output. “Barycentric Osculating Orbital Elements for 90377 Sedna (2003 VB12)”. 2011년 4월 30일에 확인함. (Solution using the Solar System Barycenter and barycentric coordinates. Select Ephemeris Type:Elements and Center:@0) (saved Horizons output file 2011-Feb-04). In the second pane "PR=" can be found, which gives the orbital period in days (4.15E+06, which is ~11400 Julian years).

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[Mike-7] 가 ^나 ^다 Mike Brown; David Rabinowitz; Chad Trujillo (2004). “Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid”. Astrophysical Journal 617 (1): 645–649. arXiv:astro-ph/0404456. Bibcode:2004ApJ...617..645B. doi:10.1086/422095.

[fussman-8] 가 ^나 Cal Fussman (2006). “The Man Who Finds Planets”. Discover. 2010년 6월 16일에 보존된 문서. 2010년 5월 22일에 확인함.

[9] Chang, Kenneth, Ninth Planet May Exist Beyond Pluto, Scientists Report, New York Times, 21 January 2016, page A1

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[mpc-11] 가 ^나 “MPEC 2004-S73 : Editorial Notice”. IAU Minor Planet Center. 2004. 2010년 7월 18일에 확인함.

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