{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:Eris and dysnomia2.jpg|섬네일|300px|가장 큰 산란원반 천체인 [[에리스 (왜행성)|에리스]]와 에리스의 위성 [[디스노미아 (위성)|디스노미아]].]]
{{TNO}}

'''산란원반'''<ref>[http://astro.kasi.re.kr/main/ContentViewForm.aspx?MenuID=1193 한국천문연구원 천문학습관 - 카이퍼 벨트] {{웨이백|url=http://astro.kasi.re.kr/main/ContentViewForm.aspx?MenuID=1193# |date=20130816064147 }} “카이퍼 벨트는 고전적 카이퍼 벨트와 산란원반(Scattered Disk)으로 나뉜다.”</ref>({{linktext|散|亂|圓|盤}}, {{lang|en|scattered disc 또는 scattered disk}})은 얼음질 [[태양계 소천체]]로 이루어진 [[태양계]]의 [[별주위원반]]으로, 산란원반 천체({{lang|en|scattered-disc object, '''SDO'''}})는 [[해왕성 바깥 천체]]로 분류되며, [[근일점]] 거리가 30 AU 이상이며, [[궤도 이심률]]이나 [[궤도 경사|경사]]가 각각 0.8, 40° 정도로 큰 경우도 있다. 이러한 극단적인 궤도는 [[목성형 행성]]의 [[섭동 (천문학)|섭동]]으로 인하여 천체들이 "[[산란]]되어" 형성된 것으로 여겨진다.

가까운 산란원반 천체의 근일점은 30 ~ 35 AU지만, 원일점은 100 AU 이상이 될 수도 있어, 태양계 천체 중 가장 멀고 차가운 편에 속한다.<ref>Maggie Masetti. (2007). ''[http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cosmic/solar_system_info.html Cosmic Distance Scales&nbsp;– The Solar System]''. Website of NASA's High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. Retrieved 2008 07-12.</ref> 산란원반의 안쪽 경계는 흔히 [[카이퍼대]]라고 부르는 도넛 모양 지역과 겹치며,<ref name="Morbidelli2008" /> 바깥쪽 경계는 카이퍼대보다 [[황도면]] 위아래로 더 퍼져 있다.{{efn|문헌에 따라 "산란원반"과 "카이퍼대"라는 용어가 일관적으로 사용되지 않는다. 일부에서는 서로 완전히 다른 분류로 보지만, 한편에서는 산란원반을 카이퍼대의 일부로 본다. 일부 문헌에서는 같은 작품 속에서 두 용례가 섞여 사용되기도 한다.<ref>McFadden, Weissman, & Johnson (2007). ''Encyclopedia of the Solar System'', footnote p. 584</ref>}}

산란원반의 역학적 불안정성을 근거로, 현재 천문학계는 산란원반과 [[센타우루스군]]을 [[주기 혜성]] 대부분의 기원으로, 목성형 행성의 섭동이 누적되어 이 지역의 천체가 태양 쪽으로 움직여 주기 혜성이 된다고 여겨지고 있다.<ref name="Horner2004a">{{저널 인용|last=Horner |first= J. |author2=Evans, N. W.|author3=Bailey, Mark E. |title=Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics |date=2004 |arxiv=astro-ph/0407400 |bibcode=2004MNRAS.354..798H |volume=354 |pages=798 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x |issue=3 |s2cid= 16002759 }}</ref> [[오르트 구름]]에 속한다고 추정되는 천체 다수는 산란원반 기원으로 추정된다. [[분리천체]] 또한 산란원반 천체와 엄격한 구분 기준이 있지 않으며, [[90377 세드나]] 같은 천체도 경우에 따라서는 산란원반으로 보는 경우가 있다.

== 발견 ==
<!--{{see also|카이퍼대#역사|l1=카이퍼대의 역사}}-->
전통적으로 천체를 찾기 위해서는 [[사진 필름]]을 이용해 사진을 촬영한 다음 [[반짝 비교정]]으로 배경별에 대해 움직이는 점을 찾는 방법이 사용되었다. 1980년대에는 망원경에 [[전하결합소자]](CCD)를 사용한 경우가 많아짐에 따라, 사진을 [[디지털화]]하여 [[디지털 이미지]]로 변환하는 것이 가능해졌는데, 사진 필름이 들어오는 빛을 10%가량 흡수하는 데 비해 CCD는 90%가량 흡수하여 감도가 좋아졌고, 움직이는 점을 찾는 작업이 컴퓨터에서 편히 이루어질 수 있게 되어, 천체 탐색의 효율이 급증하여 새 천체 발견 수가 급격히 늘어났다. 1992 ~ 2006년 사이에 해왕성 바깥 천체 천 개 이상이 발견되었다.<ref>{{콘퍼런스 인용| first=Scott S. | last=Sheppard | title=Small Bodies in the Outer Solar System | book-title=New Horizons in Astronomy: Frank N. Bash Symposium 2005 | publisher=Astronomical Society of the Pacific | pages=3–14 | date=October 16–18, 2005 | location=Austin, Texas | url=http://www.ciw.edu/sheppard/pub/Sheppard06smallbodies.pdf | access-date=2008-08-14 | isbn=1-58381-220-2 | url-status=dead | archive-url=http://webarchive.loc.gov/all/20061012062457/http://www.ciw.edu/sheppard/pub/Sheppard06smallbodies.pdf | archive-date=2006-10-12 }}</ref>

산란원반 천체로서 발견된 천체는 {{mpl-|15874|1996 TL|66}}로,<ref>{{저널 인용|first1=Jane X. |last1=Luu |first2=Brian G. |last2=Marsden |first3=David C. |last3=Jewitt |date=5 June 1997 |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/TL66_1996/TL66.pdf|title=A new dynamical class of object in the outer Solar System|journal=Nature|volume=387| doi=10.1038/42413|access-date=2008-08-02|pages=573–575|archive-url = https://web.archive.org/web/20070812095854/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/TL66_1996/TL66.pdf |archive-date = August 12, 2007|bibcode = 1997Natur.387..573L|issue=6633|s2cid=4370529 }}</ref><ref name="Davies1">{{서적 인용|title=Beyond Pluto: Exploring the Outer Limits of the Solar System |publisher=Cambridge University Press |first=John Keith |last=Davies |date=2001 |url=https://archive.org/details/beyondplutoexplo00davi/page/111 |access-date=2008-07-02 |isbn=978-0-521-80019-8 |page=[https://archive.org/details/beyondplutoexplo00davi/page/111 111] |url-access=registration }}</ref> 1996년 발견되었다. 1999년 세 천체, {{mp|1999 CV|118}}, {{mp|1999 CY|118}}, {{mp|1999 CF|119}}가 추가로 발견되었다.<ref name="jewitt2000" /> 산란원반 천체로 분류된 천체 중 가장 먼저 발견된 천체는 {{mpl-|48639|1995 TL|8}}로, 1995년 [[Spacewatch]]에서 발견하였다.<ref>Schmadel, Lutz D. (2003); ''Dictionary of Minor Planet Names'' (5th rev. and enlarged ed. edition). Berlin: Springer. Page 925 (Appendix 10). Also see McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul & Johnson, Torrence (1999). ''Encyclopedia of the Solar System''. San Diego: Academic Press. Page 218.</ref>

2011년 현재 산란원반 천체는 200개가 넘으며,<ref name="MPC" /> 대표적으로는 [[229762 그쿤홈디마|그쿤홈디마]],<ref>{{저널 인용|title=2007 UK126|bibcode=2008MPEC....D...38S|last1=Schwamb|first1=M. E.|last2=Brown |first2=Michael E. |last3=Rabinowitz |first3=Davdi |last4=Marsden |first4=Brian G. |date=2008|pages=38|journal=Minor Planet Electronic Circ.|volume=2008-D38}}</ref> {{mpl-|84522|2002 TC|302}}, [[에리스 (왜행성)|에리스]],<ref>{{웹 인용| author=Staff| date=2007-05-01| url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/NumberedMPs.html| title=Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets| publisher=Minor Planet Center| access-date=2010-10-25 }}</ref> [[90377 세드나|세드나]]<ref>{{웹 인용|title=Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (90001)-(95000) |publisher=Minor Planet Center |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/NumberedMPs090001.html |access-date=2010-10-25}}</ref> {{mpl|2004 VN|112}}가 있다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/04VN112.html|title=Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112|author=Marc W. Buie|author-link=|date=2007-11-08|publisher=SwRI (Space Science Department)|archive-url=https://web.archive.org/web/20100818145946/http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/04VN112.html|archive-date=2010-08-18|url-status=dead|access-date=2008-07-17}}</ref> 카이퍼대와 산란원반에 속한 천체는 이론적으로 비슷할 것으로 예측되나, 산란원반이 더 멀리 있기 때문에 관측된 수가 카이퍼대에 비해 훨씬 적다.<ref name="dynam">{{서적 인용|title=Encyclopedia of the Solar System |chapter=Comet Populations and Cometary Dynamics |first1=Harold F. |last1=Levison |first2=Luke |last2=Donnes |publisher=Academic Press |date=2007 |editor-first1=Lucy Ann |editor-last1=Adams McFadden |editor-first2=Paul Robert |editor-last2=Weissman |editor-first3=Torrence V. |editor-last3=Johnson |edition=2nd |location=Amsterdam; Boston |isbn=978-0-12-088589-3 |pages=[https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 575–588] |chapter-url=http://astropolis.pl/index.php?app=core |url=https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 }}</ref>

== 해왕성 바깥 천체의 하위 분류 ==
{{본문|해왕성 바깥 천체}}
[[파일:TheKuiperBelt Projections 100AU Classical SDO.svg|섬네일|210px|산란원반 천체를 궤도 이심률과 경사에 대해 고전적 카이퍼대 천체 및 5:2 공명 카이퍼대 천체와 비교한 그림.]]

해왕성 바깥 천체는 크게 카이퍼대와 산란원반으로 나눈다.<ref name= MorbidBrown /> 세 번째 분류인 [[오르트 구름]]은 이론상 제기되긴 하였지만 직접 관측은 이루어진 적이 없다.<ref name= Morbidelli2008>{{ArXiv 인용|title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs |first=Alessandro |last= Morbidelli |eprint=astro-ph/0512256 |date=2005}}</ref> 연구자 일부는 산란원반과 오르트 구름 내부의 과도기적 분류로 [[분리천체]]를 사용한다.<ref name= gomes />

=== 카이퍼대와의 비교 ===
{{참고|카이퍼대}}
카이퍼대는 30 ~ 50 AU 지점의, 비교적 두꺼운 [[원환체|토러스]]("도넛") 모양 영역으로,<ref>{{저널 인용|title=Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects|first1=M. C. |last1=De Sanctis|first2=M. T. |last2= Capria|first3=A. |last3= Coradini|journal=The Astronomical Journal| doi= 10.1086/320385 |volume=121 |pages=2792–2799|date=2001 |bibcode=2001AJ....121.2792D |issue=5|doi-access=free}}</ref> 소속된 천체는 크게 해왕성이 영향을 미치지 않는 [[고전적 카이퍼대 천체]](큐비원족)와 해왕성과 [[궤도 공명]]이 일어나는 [[공명 해왕성 바깥 천체|공명 카이퍼대 천체]]로 나눈다. 특히, 2:3 공명이 일어나는 천체는 가장 큰 천체인 [[명왕성]]을 따 [[명왕성족]]이라 부른다.

카이퍼대와 달리 산란원반은 해왕성에 의한 [[섭동 (천문학)|섭동]]이 일어난다.<ref name= dynam2 /> 산란원반 천체는 근일점 부근(~30 AU)에서 해왕성의 영향을 받지만 원일점은 이보다 몇 배 떨어져 있어,<ref name=gomes>{{웹 인용|title=The Scattered Disk: Origins, Dynamics and End States|first1=Rodney S. |last1=Gomes |first2=Julio A. |last2=Fernandez |first3=Tabare |last3=Gallardo |first4=Adrian |last4=Brunini |work=Universidad de la Republica, Uruguay |url=http://www.fisica.edu.uy/~gallardo/scatdisk.pdf |date= 2008 |access-date=2008-08-10 }}</ref> 현재 진행 중인 연구에 따르면<ref name=horner2003>{{저널 인용|title=The Populations of Comet-like Bodies in the Solar System|last1=Horner|first1=J.|last2=Evans|first2=N. W.|last3=Bailey|first3=Mark E.|last4=Asher|first4=D. J.|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=343|pages=1057–1066|date=2003|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06714.x|arxiv=astro-ph/0304319|bibcode=2003MNRAS.343.1057H|issue=4|s2cid=2822011}}</ref> 목성과 해왕성 사이 소행성체인 [[센타우루스군]]이 단순히 해왕성의 영향으로 산란원반 천체가 해왕성 안쪽으로 옮겨간 것으로 보인다.<ref>Remo notes that Cis-Neptunian bodies "include terrestrial and large gaseous planets, planetary moons, asteroids, and main-belt comets within Neptune's orbit." (Remo 2007)</ref> {{mpl-|29981|1999 TD|10}}처럼 둘 사이에 걸쳐 있는 천체도 있다.<ref>{{웹 인용|title=New Object in Solar System Defies Categories |first= Kenneth | last= Silber |work=space.com |date=1999 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/centaur_disc_991111.html |access-date=2008-08-12 |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20050921034710/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/centaur_disc_991111.html |archive-date= September 21, 2005 }}</ref>

공식적으로 해왕성 바깥 천체를 기록하는 [[소행성체 센터]]는 센타우루스군과 산란원반 천체를 함께 기록하고 있는데,<ref name= MPC /> 카이퍼대와 산란원반 간 궤도의 안정성을 기준으로 엄격하게 카이퍼대와 산란원반을 구분하고 있다.<ref name= MPC>{{웹 인용
|url= http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html |title= List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects |publisher= Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|date= 2011-01-03 |author= IAU: Minor Planet Center
|access-date=2011-01-03}}</ref> 하지만 카이퍼대와 산란원반 사이의 경계는 엄격하지 않으며, 천문학자 다수는 산란원반을 카이퍼대의 바깥 부분으로 보기도 한다. 이 관점에서는 산란원반 천체를 산란 카이퍼대 천체({{lang|en|scattered Kuiper-belt object, SKBO}})로 칭한다.<ref>{{웹 인용
|date=2008 |first=David C. |last=Jewitt |title= The 1000&nbsp;km Scale KBOs |url= http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html|access-date=2010-01-23}}</ref>

모비델리와 브라운은 카이퍼대와 산란원반 천체 사이의 차이를, 산란원반 천체는 "해왕성과의 접근으로 인해 궤도 긴반지름이 변화하는" 천체로 보았는데,<ref name= MorbidBrown /> 이 관점은 천체가 해왕성과 궤도 공명으로 잡혀 있더라도 산란이 되었다가 아니었다가 하는, "왔다 갔다 하는" 시기가 있어 천체가 카이퍼대와 산란원반을 넘나들 수 있기 때문으로, 태양계의 나이가 오래 될수록 부적절해지는 단점이 있다.<ref name= MorbidBrown /> 이에 모비델리와 브라운은 개별적인 천체 대신 영역으로서 카이퍼대와 산란원반을 정의했는데, 산란원반을 해왕성의 [[힐 권]] 내부로 진입하는 천체가 닿을 수 있는 지역으로, 카이퍼대를 궤도 긴반지름이 30 AU 이상인 천체가 존재하는 지역으로 정의했다.<ref name= MorbidBrown />

=== 분리천체 ===
{{본문|분리천체}}
{{참고|세드나족}}
소행성체 센터에서는 [[90377 세드나]]를 산란원반 천체로 분류하는데, 발견자 [[마이클 E. 브라운]]은 근일점 거리가 76 AU나 되는 만큼 기체 행성의 중력적 영향을 받지 못하므로, 산란원반보다는 내부 오르트 구름 천체로 분류하자고 주장하였다.<ref name="Sedna">{{웹 인용|title= Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud) |first= Michael E. |last= Brown |publisher= California Institute of Technology, Department of Geological Sciences |url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/ |access-date=2008-07-02}}</ref> 이 주장에 따르면, 근일점이 40 AU 이상이면 산란원반 바깥의 천체로 볼 수 있다.<ref name="Kobe">{{저널 인용
|title= Dynamical classification of trans-Neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation
|first1 =Patryk Sofia | last1= Lykawka |first2=Tadashi | last2= Mukai
|place=Kobe |volume=189 |issue=1|pages=213–232
|doi=10.1016/j.icarus.2007.01.001
|bibcode=2007Icar..189..213L
|date=2007
|journal=Icarus}}</ref>

세드나 이외에 {{mpl|(148209) 2000 CR|105}}나 {{mpl|2004 VN|112}}도 [[해왕성]]의 영향을 받기에 너무 멀리 있기 때문에, 논의를 통해 새 소행성체 부류인 확장 산란원반 천체('''E-SDO''')가 생겨났다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.obs-nice.fr/gladman/cr105.html|title=Evidence for an Extended Scattered Disk? |work=Observatoire de la Cote d'Azur |first=Brett J. |last=Gladman |access-date=2008-08-02}}</ref> {{mpl|(148209) 2000 CR|105}}는 내부 오르트 구름 천체나, 산란원반과 내부 오르트 구름의 경계에 있는 천체로 여기기도 한다. 최근에는 이러한 천체를 태양계 안쪽과 "분리"되었다는 뜻에서 분리천체나,<ref name="Jewitt2006">{{서적 인용|title=Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences|last1=Jewitt|first1=David C.|author-link=|last2=Delsanti|first2=A.|date=2006|publisher=Springer-Praxis Ed.|chapter=The Solar System Beyond The Planets|isbn=978-3-540-26056-1}} ([http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2006/DJ06.pdf Preprint version (pdf)])</ref> 원거리 분리천체('''DDO''')로 부르기도 한다.<ref name="Gomez 2006" />

산란원반과 분리천체 지역 사이의 경계는 명확히 정해지지 않았다.<ref name="Kobe" /> 일부에서는 산란원반 천체를 "이심률이 크고, 근일점이 해왕성 바깥이며, 궤도 긴반지름이 1:2 궤도 공명 지점보다 바깥"으로 정의하는데, 이에 따르면 모든 분리천체는 산란원반 천체가 된다.<ref name="gomes" /> 분리천체의 궤도는 해왕성의 영향으로 만들어진 것이 아니므로, 다른 가능성이 제기되고 있는데, 대표적으로는 지나가는 별의 영향이라는 설이나<ref name="Morbidelli2004">{{저널 인용|journal=The Astronomical Journal |issue=5 |volume=128 |pages=2564–2576 |date=November 2004 |title=Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects 2000 CR<sub>105</sub> and 2003 VB<sub>12</sub> |first1=Alessandro |last1=Morbidelli |first2=Harold F. |last2=Levison |doi=10.1086/424617 |bibcode=2004AJ....128.2564M |arxiv = astro-ph/0403358 |s2cid=119486916 }}</ref><ref>{{저널 인용|last1=Pfalzner|first1=Susanne|last2=Bhandare|first2=Asmita|last3=Vincke|first3=Kirsten|last4=Lacerda|first4=Pedro|date=2018-08-09|title=Outer Solar System Possibly Shaped by a Stellar Fly-by|journal=The Astrophysical Journal|volume=863|issue=1|pages=45|doi=10.3847/1538-4357/aad23c|issn=1538-4357|arxiv=1807.02960|bibcode=2018ApJ...863...45P|s2cid=119197960}}</ref> 바깥쪽의 [[해왕성 바깥 행성|행성 크기 천체]]의 영향이라는 설이 있으며,<ref name="Gomez 2006" >{{저널 인용|bibcode=2006Icar..184..589G|title=A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects|first1=Rodney S. |last1=Gomes |first2=John J. |last2=Matese |first3=Jack J. |last3=Lissauer |journal=Icarus |volume=184 |issue=2 |pages=589–601 |date=October 2006 |doi=10.1016/j.icarus.2006.05.026 }}</ref> 옆을 지나가던 별에서 포획된 것이라는 이론도 있다.<ref>{{저널 인용|last1=Jílková|first1=Lucie|last2=Portegies Zwart|first2=Simon|last3=Pijloo|first3=Tjibaria|last4=Hammer|first4=Michael|date=2015-11-01|title=How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=453|issue=3|pages=3158–3163|doi=10.1093/mnras/stv1803|arxiv=1506.03105|bibcode=2015MNRAS.453.3157J|s2cid=119188358|issn=0035-8711}}</ref>

2005년 [[심원황도탐사]]에서는 산란 근방 천체(일반적인 산란원반 천체)와 산란 확장 천체(분리천체)라는 용어를 제안하였는데,<ref name="DES_Elliot2006">{{저널 인용|first1=J. L. |last1= Elliot|first2= S. D. |last2= Kern| first3=K. B. | last3= Clancy|display-authors=etal|title=The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population|journal=The Astronomical Journal|volume=129|date=2005| pages=1117–1162|doi=10.1086/427395|bibcode=2005AJ....129.1117E|issue=2|s2cid= 19385887|url=http://pdfs.semanticscholar.org/937e/3a1430b6bab2e2680bcc87d35e2a7d5e7d09.pdf}}</ref> 구체적으로 산란 근방 천체는 공명이 없고, 행성 궤도를 횡단하지 않으며, 해왕성에 대한 [[티세랑 변수]]가 3 이하인 천체로 정의하였다.<ref name="DES_Elliot2006" /> 반대로, 산란 확장 천체는 티세랑 변수가 3 이상이고, 평균 궤도 이심률이 0.2 이상인 천체로 정의하였다.<ref name="DES_Elliot2006" />

2007년 브레트 글래드맨과 브라이언 마스덴이 제안한 분류 방법에서는 티세랑 변수 대신 1000만 년 간 일어나는 궤도 통합을 기준으로 하였다.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007">{{서적 인용|title=The Solar System Beyond Neptune|last1=Gladman|first1=Brett J.|author-link=|last2=Marsden|first2=Brian G.|author2-link=|date=2008|pages=43|chapter=Nomenclature in the Outer Solar System|bibcode=2008ssbn.book...43G|isbn=978-0-8165-2755-7|last3=Van Laerhoven|first3=Christa}}</ref> 천체는 공명이 일어나지 않고, 궤도 긴반지름이 2000 AU 이하이며, 궤도 통합이 일어나는 도중 긴반지름이 1.5 AU 이상 이동하면 산란원반 천체로 분류한다.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> 산란원반이라는 용어 또한 "산란하는 원반의 천체"({{lang|en|scattering disk object}})로, 현재 진행형임을 강조하였다.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> 만약 위의 정의에 따라 천체가 산란원반에 속하지 않지만 이심률이 0.240 이상이면 분리 해왕성 바깥 천체({{lang|en|detached TNO}})로, 이심률이 그 아래이면 [[고전적 카이퍼대 천체]]로 정의한다.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> 이 정의에 따르면 산란원반은 2000 AU까지 이어지며, 그 이후부터는 내부 오르트 구름에 속한다.

== 궤도 ==
[[파일:KBOs and resonances.png|right|섬네일|660px|가로축을 궤도 긴반지름, 세로축을 궤도 경사로 하여 나타낸 해왕성 바깥 천체의 분포. 산란원반 천체는 회색, 해왕성과 공명이 일어나는 천체는 빨간색, 고전적 카이퍼대 천체는 파란색, 세드나족은 노란색으로 나타나 있다.]]

산란원반은 역학적으로 매우 활발한 지역이다.<ref name="dynam" /> 산란원반 천체는 아직 해왕성의 섭동을 받을 수 있기 때문에, 바깥쪽으로 보내져 오르트 구름으로 가거나 안쪽으로 끌어당겨져 센타우루스군이나 목성족 혜성이 될 수 있다.<ref name="dynam" /> 이것이 일부에서 산란원반을 "산란하는 원반"으로 부르는 까닭이다.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007" /> 카이퍼대 천체와 달리 산란원반 천체의 궤도는 [[황도면]]에서 40°까지 떨어져 있기도 하다.<ref name="Bertoldi Altenhoff et al. 2006">{{저널 인용| doi = 10.1038/nature04494| last1 = Bertoldi | first1 = F.| last2 = Altenhoff | first2 = W.| last3 = Weiss | first3 = A.| last4 = Menten | first4 = K. M.| last5 = Thum | first5 = C.| date = 2 February 2006| title = The trans-Neptunian object {{mp|UB|313}} is larger than Pluto| journal = Nature| volume = 439| issue = 7076| pages = 563–564| pmid = 16452973| bibcode = 2006Natur.439..563B| s2cid = 4369483 | ref = {{sfnRef|Bertoldi Altenhoff et al.|2006}}
}}</ref>

산란원반 천체는 통상 궤도 [[긴반지름]]이 50 AU 이상이고 궤도 경사와 이심률이 높으며 근일점이 해왕성의 영향을 받을 만큼 낮은 천체로 분류한다.<ref name="tjl2000">{{저널 인용|title=Population of the Scattered Kuiper Belt|journal=The Astrophysical Journal|last1=Trujillo|first1=Chadwick A.|last2=Jewitt|first2=David C.|author2-link=|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/SKBO/tjl2000.pdf|date=2000-02-01|volume=529|issue=2|pages=L103–L106|arxiv=astro-ph/9912428|bibcode=2000ApJ...529L.103T|doi=10.1086/312467|pmid=10622765|archive-url=https://web.archive.org/web/20070812095910/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/SKBO/tjl2000.pdf|archive-date=August 12, 2007|access-date=2008-07-02|last3=Luu|first3=Jane X.|author3-link=|s2cid=8240136}}</ref> 해왕성이 영향을 끼칠 수 있는 범위는 통상 30 AU까지로 본다.<ref name="jewitt2000">{{웹 인용|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-scattered.html|title=Scattered Kuiper Belt Objects (SKBOs)|last=Jewitt|first=David C.|author-link=|date=August 2009|publisher=Institute for Astronomy|access-date=2010-01-23}}</ref>

[[고전적 카이퍼대 천체]](큐비원족)는 산란원반 천체와 많은 차이가 난다. 큐비원족의 30%가량은 궤도 경사가 거의 0인 원 궤도를 돌며, 이심률도 0.25가 평균이다.<ref name="Levison2003">{{저널 인용|title=The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration|journal=Nature|last1=Levison|first1=Harold F.|author-link=|last2=Morbidelli|first2=Alessandro|date=2003-11-27|volume=426|issue=6965|pages=419–421|bibcode=2003Natur.426..419L|doi=10.1038/nature02120|pmid=14647375|s2cid=4395099}}</ref> 큐비원족의 이심률 분포는 0.2 ~ 0.8이다. 산란원반 천체의 궤도 경사는 극단적인 카이퍼대 천체와 비슷하지만, 카이퍼대 천체처럼 황도면에 궤도가 가깝지는 않다.<ref name="dynam" />

산란원반 천체의 이동 방향은 무작위이지만, 일정한 방향성은 가지고 있어, 해왕성과 임시로 공명을 이루기도 한다. 산란원반 천체가 이룰 수 있는 공명으로는 1:3, 2:7, 3:11, 5:22, 4:79 등이 있다.<ref name="gomes" />

== 형성 ==
{{참고|태양계의 형성과 진화|니스 모형|행성 이동}}
[[파일:Lhborbits.png|섬네일|400px|외행성과 미행성대를 보여주는 시뮬레이션으로, a) 목성과 토성이 2:1 공명에 이르기 전의 설정, b) 해왕성(짙은 파랑)과 천왕성(옅은 파랑)의 궤도 이동 이후 내태양계에서의 미행성 산란, c) 행성에 의한 미행성의 방출 이후를 보여주고 있다.]]
산란원반의 형성 과정은 아직 불명이며, 카이퍼대의 형성 이론 중 어떠한 것도 현재 산란원반의 모습을 제대로 설명하지 못한다.<ref name="MorbidBrown">{{서적 인용|first1=Alessandro |last1=Morbidelli |first2=Michael E. |last2=Brown |title=Comets II|editor= M. C. Festou|editor2= H. U. Keller|editor3= H. A. Weaver |publisher=University of Arizona Press |location=Tucson (AZ) |date=2004-11-01 |pages=175–91 |chapter=The Kuiper Belt and the Primordial Evolution of the Solar System |isbn=978-0-8165-2450-1 |oclc=56755773 |chapter-url=http://www.lpi.usra.edu/books/CometsII/7004.pdf |access-date=2008-07-27 }}</ref>

현대 이론에서는 [[카이퍼대]] 천체가 [[해왕성]]과 다른 [[목성형 행성]]과 중력적 상호작용을 겪으며 [[궤도 이심률]]과 [[궤도 경사|경사]]가 더 큰 궤도로 "산란"되며 형성되었다고 본다.<ref name="Duncan Levison 1997">{{저널 인용|title=A Disk of Scattered Icy Objects and the Origin of Jupiter-Family Comets|journal=Science|last1=Duncan|first1=Martin J.|last2=Levison|first2=Harold F.|date=1997|volume=276|issue=5319|pages=1670–1672|bibcode=1997Sci...276.1670D|doi=10.1126/science.276.5319.1670|pmid=9180070|author-link2=}}</ref> 산란이 일어나는 기간은 불확실한데, 일부에서는 태양계의 나이와 같다고 보며,<ref>{{저널 인용|title=From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets|first1= Harold F. |last1= Levison| first2= Martin J. |last2= Duncan|journal=Icarus|issue=1|date=1997|pages=13–32|doi=10.1006/icar.1996.5637 |volume=127|bibcode=1997Icar..127...13L}}</ref> 또 일부에서는 해왕성이 초기에 [[행성 이동|이동]]한 기간에 빠르게 일어났다고 본다.<ref name="shuffle" />

태양계의 지속적인 형성을 다루는 모형에서는 5:7이나 8:1 등 약한 공명이나, 강한 공명 지역 가변부의 천체는 수백만 년 정도 시간이 흐르면 궤도가 불안정해진다는 결과가 산출되었는데, 카이퍼대 천체가 목성형 행성의 영향이나 충돌 등으로 불안정한 궤도에 들어가면 옆 궤도로 퍼져, 점진적으로 산란원반이 형성된다.<ref name="gomes" /> 컴퓨터 모형에서는 산란원반이 더 급격하게 형성되는 방법으로, 천왕성이나 해왕성의 현재 위치에는 물질이 너무 적기 때문에 두 행성이 토성 안쪽에서 형성된 다음 바깥쪽으로 움직였다면, 행성과 소행성체 간 [[각운동량]] 교환이 일어났을 가능성을 제기하였다.<ref name=migration>{{저널 인용| title= Neptune's Migration into a Stirred–Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations|first1= Joseph M. |last1= Hahn| first2= Renu |last2= Malhotra|journal=Astronomical Journal|arxiv=astro-ph/0507319|date=13 July 2005|bibcode = 2005AJ....130.2392H |doi = 10.1086/452638|volume=130|issue=5|pages=2392–414 |s2cid= 14153557 }}</ref> 목성과 토성이 2:1 궤도 공명이 일어나게 되면 그 영향으로 해왕성이 원시 카이퍼대 속으로 진입해,<ref name="shuffle">{{웹 인용|title=Orbital shuffle for early solar system| first= Kathryn |last= Hansen|work=Geotimes|url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html|date= 2005-06-07|access-date=2007-08-26}}</ref> 해왕성이 움직임에 따라 소행성체 다수가 이심률과 경사가 더 큰 궤도로 튕겨나가게 되었다는 것이다.<ref name="Duncan Levison 1997" /><ref>{{저널 인용|title=The Formation of Uranus and Neptune Among Jupiter and Saturn|first1= E. W. |last1= Thommes| first2= M. J. |last2= Duncan| first3= H. F. |last3= Levison|doi=10.1086/339975|journal=The Astronomical Journal|volume=123|date=May 2002|pages=2862–83| bibcode= 2002AJ....123.2862T|arxiv = astro-ph/0111290|issue=5 |s2cid= 17510705 }}</ref> 이 모형에서는 산란원반의 천체 90%가량이 해왕성이 이동하던 시기 궤도 공명으로 현재의 이심률이 큰 궤도로 옮겨갔을 것으로, 예상보다 산란원반이 덜 산란되어 있을 가능성을 제기하고 있다.<ref name=migration />

== 구성 ==
[[파일:2003 UB313 near-infrared spectrum.png|섬네일|200px|명왕성과 에리스의 적외선 스펙트럼으로, 공통적으로 메테인 흡수선이 있다.]]

산란원반 천체는 다른 해왕성 바깥 천체처럼 밀도가 낮고 대부분 물이나 [[메테인]] 등 휘발성 물질이 얼어붙은 형태로 이루어져 있다.<ref name="dynam3" /> 카이퍼대와 산란원반 천체를 분광 분석한 결과 서로 구성 성분이 유사함이 밝혀졌다. 예를 들어, 명왕성과 에리스는 모두 메테인 흡수선이 나타난다.<ref name="methane" />

처음 천문학계에서는 해왕성 바깥 천체는 모두 같은 지역에서 형성되어 비슷한 물리적 진화를 거치리라 예상하였다. 따라서, 표면의 메테인이 [[톨린]]으로 변질되어 파란빛을 흡수하는 과정이 동일하게 일어나 표면이 모두 비슷하게 빨간색일 것으로 예상하였다. 하지만, 고전적 카이퍼대 천체 다수는 빨간빛을 보이나, 산란원반 천체는 회색이나 하얀색을 띈다.<ref name="dynam3">{{서적 인용| title = Encyclopedia of the Solar System | chapter = Kuiper Belt Objects: Physical Studies | first = Stephen C. | last = Tegler | publisher = Academic Press | date = 2007 | editor-first1 = Lucy Ann | editor-last1 = Adams McFadden | editor-first2 = Paul Robert | editor-last2 = Weissman | editor-first3 = Torrence V. | editor-last3 = Johnson | edition = 2nd | location = Amsterdam; Boston | isbn = 978-0-12-088589-3 | pages = [https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/605 605–620] | chapter-url = https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/605 }}</ref>

색 차이를 설명하기 위해 제기된 가설로는, 충돌에 의해 표면 밑의 하얀색 층이 노출된다는 것과, 지구형과 목성형 행성에서 보이는 차이처럼 태양과 거리가 달라 구성 성분이 달라진다는 것이 있다.<ref name="dynam3" /> 에리스의 발견자인 [[마이클 E. 브라운]]은 에리스의 색이 더 옅은 이유는 에리스와 태양 사이의 거리가 멀어 메테인 대기가 얼어붙어 표면에 깔려, 밝은 얼음층이 형성되기 때문이라는 설을 제기하며, 명왕성은 온도가 높아 메테인이 더 차가운 지역에서만 얼어 [[반사율]]이 높은 지형을 만들고, 메테인이 얼지 못하는 지역은 반사율이 낮은 [[톨린]] 지역이 된다고 하였다.<ref name="methane">{{저널 인용| title = Discovery of a Planetary-sized Object in the Scattered Kuiper Belt| first1=Michael E. |last1=Brown |first2=Chadwick A. |last2=Trujillo |first3=David L. |last3=Rabinowitz |journal=The Astrophysical Journal |date=2005 |volume=635 |issue=1 |pages=L97–L100 |doi=10.1086/499336 |arxiv=astro-ph/0508633 |bibcode=2005ApJ...635L..97B | s2cid=1761936 }}</ref>

== 혜성 ==
{{본문|단주기 혜성}}
[[파일:Tempel 1 (PIA02127).jpg|섬네일|[[목성족 혜성]]인 [[템펠 1 혜성]].]]

당초 황도면과 궤도면이 거의 일치하는 혜성의 발상지를 카이퍼대로 추정했지만, 1992년 이후 본격적인 연구가 진행됨에 따라 카이퍼대 천체의 궤도는 혜성이 생기기에 너무 안정되어 있어, 궤도가 불안정한 산란원반에서 유래할 것으로 추정이 바뀌었다.<ref>{{저널 인용|title=The Kuiper Belt and the Solar System's Comet Disk |last=Gladman |first=Brett J. |date=2005 |journal=Science |volume=307 |issue=5706 |pages=71–75 |doi=10.1126/science.1100553 |pmid=15637267 |bibcode=2005Sci...307...71G |s2cid=33160822 }}</ref>

혜성은 크게 단주기와 장주기 혜성으로 나누는데, 장주기 혜성은 오르트 구름에서 오는 것으로 여겨진다. 단주기 혜성은 [[목성족 혜성]]과 [[핼리형 혜성]]으로 나누는데,<ref name="dynam" /> 핼리형 혜성은 [[핼리 혜성]]처럼 오르트 구름 기원이나 목성형 행성의 섭동으로 궤도가 태양계 안쪽으로 들어온 경우이며,<ref name="matter" /> 목성족 혜성의 기원은 산란원반으로 여겨지며,<ref name="dynam2">{{서적 인용| title = Encyclopedia of the Solar System | chapter = Kuiper Belt Dynamics | first1 = Alessandro | last1 = Morbidelli | first2 = Harold F. | last2 = Levison | publisher = Academic Press | date = 2007 | editor = Lucy-Ann Adams McFadden | editor2 = Paul Robert Weissman | editor3 = Torrence V. Johnson | edition = 2nd | location = Amsterdam; Boston | isbn = 978-0-12-088589-3 | pages = [https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/589 589–604] | chapter-url = https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/589 }}</ref> [[센타우루스군]]은 산란원반과 목성족 혜성 사이 단계로 추정된다.<ref name="horner2003" />

목성족 혜성이 산란원반에서 유래했을 것이라 추정되는 것과 상반되게, 산란원반 천체와 목성족 혜성 간에는 많은 차이가 있다. 또한 센타우루스군도 색이 붉거나 회색질로 산란원반 천체와 유사하지만, 혜성 핵은 더 푸른빛을 띄어, 둘 사이에 화학적 조성 차이가 있음을 보이고 있다.<ref name="matter" /> 이를 설명하기 위해 천체가 태양에 접근하며 새 물질로 표면이 덮인다는 가설이 제기되어 있다.<ref name="matter">{{저널 인용|title=From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter|first=David C. |last=Jewitt |volume=123 |pages=1039–1049 |date=2001 |journal=The Astronomical Journal |doi=10.1086/338692 |bibcode=2002AJ....123.1039J |issue=2 |s2cid=122240711 |url=http://pdfs.semanticscholar.org/9b63/4b7bf2b08f6bafae8bbe61fec60d36de6346.pdf }}</ref>

== 같이 보기 ==
{{포털|천문학}}
* [[소행성대]]
* [[센타우루스군]]
* [[카이퍼대]]
* [[분리천체]]
{{Clear}}

== 각주 ==
;내용주
{{notes}}

;참조주
{{각주}}

{{왜행성}}
{{태양계 소천체}}

[[분류:산란원반 천체| ]]
[[분류:1996년 발견한 천체]]
[[분류:해왕성 바깥 영역]]