90377 세드나의 발견과 명명

90377 세드나

90377 세드나는 태양계 밖을 공전하는 대형 소행성입니다. 2015년 현재 태양에서 해왕성(86AU)의 3배 거리에 있으며 세도나 표면은 주로 물, 메탄, 질소, 얼음, 토란의 혼합물이기 때문에 분광 분석에 따르면 다른 해왕성 천체와 크게 다르지 않습니다.

세도나의 표면은 태양계에서 가장 붉은 축의 하나입니다. 그는 또한 소행성의 유력 후보이기도 합니다. 세도나의 궤도 대부분은 태양으로부터 멀리 떨어져 있으며, 장주기 혜성을 제외한 태양계에서 가장 먼 천체인 937AU (해왕성의 31배)의 차이가 난다고 합니다.

세드나는 비정상적으로 길고 땅딸막한 궤적을 가지고 있습니다. 궤도를 완성하는데 1만 1400년이 걸리며, 가장 태양에 가까운 거리는 764AU입니다. 이 사실로부터 세도나의 기원에 대해서는 다양한 추측이 있습니다.

소행성센터는 현재 세도나를 산란원반 (해왕성의 중력에 의해 펴심이 큰 천체군)으로 분류하고 있습니다. 그러나 세드나는 해왕성의 중력에 정신이 팔릴 정도로 가까이 있었던 적이 없어서 이 분류에 대한 이론을 가지고 잇습니다.

일부의 천문학자는, 세드나가 처음으로 발견된 내적인 오르트 구름의 천체였다고 결론을 짓고 있습니다. 세드나는 통과하는 별에 의해서 현재의 궤도에 눌려져 있고, 그 별은 아마도 태양과 함께 태어났을 것이라고 말하는 사람도 있습니다.

세드나가 전혀 다른 항성계에서 태양에 사로잡혔다고 믿는 사람도 있으며, 세드나의 궤도는 아직 발견되지 않은 해왕성 너머 거대 행성의 증거라고 말하는 사람도 있습니다.

 

세드나의 역사

Sadan (가칭 번호) 2003 VB12)는 2003년 11월 14일에 마이클 E에 의해서 발견이 되었습니다. 브라운 (캘리포니아 공과대학) 패드 도구 질리오(제미니), 데이비드 L, 라비노비츠(예일대학), 세드나의 발견은, 캘리포니아주 샌디에이고 근교의 팔로마 천문대에서, 새뮤얼 오스틴 망원경과 예일 대학의 160메가 픽셀의 팔로마 임무 카메라를 사용하였습니다.

그로 인해 2001년에 시작된 전지형 탐험의 일환이었습니다. 세도나는 배경별을 위하여 3.1시간당 4.6분을 이동하였습니다. 배경성으로부터의 거리는 약 100AU였는데, 2003년 11월부터 12월에 걸쳐서 칠레의 캐 무더기로 아메리칸 위클리 천문대에 있는 SMARTS 망원경과 하와이 마우나케아 화산에 있는 퀘크 천문대에 있는 티 나 그라 제 4 망원경을 사용하여 추가 관측이 이루어졌습니다.

세드나 씨는 나중에 새뮤얼 오스틴 망원경과 소행성 근접추적팀에 의해서 촬영된 이전 사진에서 재발견이 되었습니다. 과거의 정확한 장소가 밝혀졌을 때 세도나는 궤도 상에 부채꼴을 그릴 수 있었으며 그것에 의해서 궤도가 덩구 정확하게 계산이 되었습니다.

 

명명

 

마이클 브라운은 웹사이트에서 "새로 발견된 물체는 지금까지 가장 춥고 태양계에서 가장 먼 것이죠" 라는 말을 하였으며 이누이트 신화의 얼어붙은 북쪽 얼음 밑바닥에 사는 바다의 여신 세도나에 이름을 붙이는 게 적절하다고 생각한 브라운 씨는 국제천문학 연합 (IAU) 소행성센터에서 세도나 궤도에서 발견된 물체에 북극신화에서 따온 이름을 붙여야 한다고 말했습니다.

연구자들은 정식으로 번호가 매겨지기 전에 먼저 세드나라고 이름을 붙였습니다. 소행성 센터의 브라이언 G, 마쓰덴 소장은 이러한 행동은 규칙 위반이며 IAU의 일부 구성원은 그에 반대표를 던질 수 있다고 경고하였습니다.

하지만 세드나의 이름에는 이의가 없었으며 다른 경쟁자의 이름도 제시되지 않았습니다. IAU의 중소기업위원회는 2004년 9월에 세도나라는 명칭을 정식으로 받아들이고, 장래에 이와 같은 비상한 관심이 있다면 번호가 매겨지기 전에 발표될지도 모른다고 결론을 지었습니다.

 

공전과 자전

세도나는 지금까지 태양계에서 발견된 천체 중에서 가장 긴 궤도 주기를 가지고 있었으며, 계산하면 약 1만 1400년 궤도의 펴심은 매우 크며, 거리는 약 937AU, 거리는 약 76AU입니다. 이 원유거리는 2012년에 VP113이 발견될 때 까지, 태양계의 천체 중에서 최장이었습니다.

세도나가 발견되었을 때 태양으로부터의 거리는 89.6AU로 가까운 지점을 향해 나아가고 있었습니다. 그 후, 같은 탐사 중에 엘리스는 태양에서 97AU 부근에서 발견되었습니다. 세도나보다 궤도 상에 있는 장기 혜성은 몇 개 밖에 없습니다.

혜성은 너무 어두워서 태양계 안쪽으로 들어가서 가까운 곳으로 가야 보입니다. 세도나는 2076 중반까지는 근지점에 도달하겠지만 너무 멀어서 육안으로는 원반을 볼 수 없습니다. 세도나의 표면에서 하늘을 보면, 태양은 매우 밝은 별의 하나 (만월의 100배)로 보일 것입니다.

지구에서 본 태양의 밝기는 만월의 40만 배이므로, 이것은 잘 비교할 수 있습니다. 세드나가 처음 발견되었을 때, 그녀의 사이클은 묘하게 길었습니다.(20~50일) 애초 큰 동료가 있어서 세드나의 로테이션을 늦춘 것은 명왕성과 카론의 관계일 수 있다는 추측이 있습니다.

2004년 3월 허블우주망원경은 그러한 천체와 위성을 탐색하였지만 아무것도 없었습니다. 이후 MTM천문대에서 재측정된 망원경은 회전주기가 초기치보다 훨씬 짧은 10시간임을 나타냈습니다. (세도나 정도 크기의 물체의 회전주기에 의해서 전형적입니다.)

 

물리적 성질

 

세도나의 V 밴드 절대 정격 (H)은 1.8로, 알베도는 약 0.32로, 지름은 약 1,000킬로입니다. 세도나가 발견되었을 때, 그녀는 1930년의 명왕성 이래 발견된 밝은 천체에 속해 있습니다. 2004년에 발견자들은 세도나의 지름 상한을 1,800킬로로 설정하고, 2007년에 스피츠 우주 망원경을 사용한 회의 관측에서 1,600킬로 상한까지 조금 낮췄습니다.

2012년 허셜의 우주망원경 관측으로는 세드나의 지름이 99,580Km로 명왕성 위성 카론보다도 작은 것으로 판명됐습니다. 세도나에는 위성이 없으므로 현시점에서는 우주탐사선을 직접 보내는 것 외에 질량을 알 방법이 없습니다.

SMARTS 망원경을 사용한 관측으로, 세도나는 태양계에서 가시 광대 중에서 가장 붉은 축의 물체의 하나인 것을 알 수 있었습니다. 차드 투르딜로와 동료는 세도나의 암색적인 탄화수소 찌꺼기 또는 토란으로 표면이 덮여 있기 때문이라는 설을 제기했습니다.

이들은 단순한 유기 화합물을 자외선에 장시간 노출함으로써 만들어집니다. 표면이 색 및 분광학적으로 균일할 것, 이것은 세도나가 태양에 가까운 물체와 달리 다른 천체와 충돌하는 일이 거의 없었기 때문일지도 모릅니다.

8405 As Bolus의 경우와 마찬가지로 이러한 충돌 때문에 바닥의 밝은 얼음 물질이 밝혀져 밝기의 차이가 생깁니다. 세도나와 다른 두 개의 아주 먼 물체는 고전적 카이페리아 천체나 켄타우로스 소행성 5145와 같은 색을 띠고 있으며 아마도 비슷한 기원입니다.

 

토르딜로 씨와 동료는 세도나의 표면 성분으로 메탄 얼음에 60% 수비에 70%의 상한을 설정하였습니다. 메탄의 존재는 세도나 표면에 트리니 존재한다는 이론을 뒷받침 하였습니다. 발기 씨와 동료는 세도나의 분광법과 트리톤의 분광법을 비교하여 메탄과 고체질소에 대응하는 약한 흡수 선을 발견하였습니다.

이 관찰에서 세도나의 표면 조성은 트리 톤형 토린 24%, 비정질 탄소 7%, 질소 10%, 메탄올 26%, 메탄 33%로 추측하였습니다. 스피츠 우주 망원경의 중적외선에 의해 2006년에 빙상 메탄과 물의 존재가 확인이 되었습니다.

표면에 질소가 존재하는 경우는 세드나에 극히 단기간에 대기가 존재하고 있을 가능성이 있습니다. 세도나의 최고 기온은 200년간 35.6K를 넘고 있습니다. 트리톤에 포함되는 알파던 고체 질소와 베타던 고체 질소 사이의 포이오는 약 38k입니다.

38K에서 N2의 증기압은 14 마이크로 바입니다. 그러나 붉은 띠의 깊은 스펙트럼 경사는 세도나 표면에 유기물이 고농도임을 나타내고, 약한 메탄 흡수 선은 표면의 메탄이 새로 쌓이는 것이 아니라 고래임을 나타내고 있습니다.

즉, 세도나는 너무 추워서 메탄이 증발하여 눈 속으로 돌아가는 과정은 일어날 수 없다는 것입니다. 내부 열모델은 세도나 표면에 액체의 바다가 있을 수 있다는 이론을 뒷받침 하고 있습니다.