{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:Kuiper belt plot objects of outer solar system.png|right|330px|섬네일|외태양계 천체들의 위치.<br />센타우루스군은 일반적으로 [[카이퍼대]]와 [[목성 트로이군]] 사이에 위치한다.
{| style="width: 100%; margin-bottom: 8px;"
|-
| valign=top width=45% |
{{legend2|#FFFF00|border=1px solid #B3B300|[[태양]]}}<br />
{{legend2|#aaa|border=1px solid #777|[[목성 트로이군]]}}&nbsp;{{small|(6,178)}}<br />
{{legend2|#FFC170|border=1px solid #D67900|[[산란원반]]}}&nbsp;{{small|(&gt;300)}}
| valign=top |
{{legend2|#FF4D4D|border=1px solid #FF0000|[[목성형 행성]]: [[목성|J]]{{·}}[[토성|S]]{{·}}[[천왕성|U]]{{·}}[[해왕성|N]]}}<br />
{{legend2|#009900|border=1px solid #003300|'''센타우루스'''}}&nbsp;{{small|(44,000)}}<br />
{{legend2|#66CCFF|border=1px solid #00AAFF|[[카이퍼대]]}}&nbsp;{{small|(&gt;1,000)}}
|}
''{{small|(그림의 단위는 [[천문단위|AU]]이며, 개수는 2015년 1월 기준이다.)}}'']]
{{TNO}}

'''센타우루스군'''({{llang|en|Centaurs}})은 궤도 [[긴반지름]]이 [[목성형 행성]]들 사이에 있는 [[태양계 소천체]]를 말하며, 궤도가 목성형 행성의 궤도와 한 번 이상 교차하기 때문에 궤도가 수백만 년 정도밖에 유지되지 않을 만큼 불안정하다.<ref name=Horner2004a>{{저널 인용|성=Horner |이름=J. |성2=Evans |이름2=N.W. |성3= Bailey |이름3= M. E. |제목=Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics |날짜=2004 |arxiv=astro-ph/0407400 |doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x |저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |권=354 |호=3 |쪽=798–810 |bibcode=2004MNRAS.354..798H}}</ref> 센타우루스군은 [[소행성]]과 [[혜성]]의 특징을 동시에 갖고 있다. "센타우루스"라는 이름은 상반신은 [[사람]]이고 하반신은 [[말]]인 [[켄타우로스]]에서 유래했다. 현재까지 [[태양계]]에서 지름이 1 km가 넘는 센타우루스 소행성의 개수는 약 44,000개로 추정되고 있다.<ref name=Horner2004a/>

[[제트 추진 연구소]]가 처음으로 센타우루스군의 정의를 내린 이후 최초로 발견됐던 센타우루스는 1920년 발견됐던 [[944 히달고]]지만, 1977년 [[2060 키론]]이 발견되기까지 별개의 [[소행성군]]으로 분류되지 않았었다. 현재까지 가장 큰 센타우루스는 [[10199 커리클로]]로, 지름 260 km로 [[소행성대]] 소행성들과 비슷하며, 매우 옅긴 하지만 [[커리클로의 고리|고리]]도 존재한다.

현재까지 센타우루스군을 근접 촬영한 경우는 없으며,<ref name="Jewitt2007">{{저널 인용|성=Jewitt |이름=David |성2=Haghighipour |이름2=Nader |제목=Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System |저널=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |날짜=2007 |권=45 |쪽=261–95 |url=http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/2007/JH07.pdf |보존url=https://www.webcitation.org/5nMMZRRKe?url=http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/2007/JH07.pdf |보존날짜=2010-02-07 |형식=PDF |doi=10.1146/annurev.astro.44.051905.092459|bibcode=2007ARA&A..45..261J |arxiv=astro-ph/0703059 |url-status=dead}}</ref> [[8405 아스볼루스]]의 경우에만 [[허블 우주 망원경]]이 대략적인 표면 모습을 촬영하였다.

2008년, 세 개의 센타우루스 소행성, [[2060 키론]], [[60558 에케클러스]], [[166P/NEAT]]에서 [[코마 (혜성)|코마]]가 발견되었고, 이에 따라 키론과 에케클러스는 [[혜성]]으로도 분류되게 되었다. 다른 센타우루스들도 [[섭동 (천문학)|섭동]]이 충분히 일어나 [[태양]] 근처로 접근하면 코마가 생겨나리라고 예상되고 있다.

== 분류 논쟁 ==
[[파일:Euler diagram of solar system bodies ko.svg|300px|right|섬네일|태양계 천체들의 분류를 [[벤 다이어그램]]으로 나타낸 것.]]
센타우루스군의 정의는, [[목성]]과 [[해왕성]] 사이에서 [[태양]]을 중심으로 공전하며 목성형 행성들의 궤도와 자신의 궤도가 한 번 이상 교차하는 [[소행성체]]들을 말한다. 하지만 목성형 행성들이 많은 이 지역에서는 궤도가 항상 불안정한 상태로, 센타우루스군 {{mp|2000 GM|137}}나 {{mp|2001 XZ|255}}는 현재 궤도가 목성형 행성과 만나지 않으며, 시간이 지나면 [[섭동 (천문학)|섭동]]이 일어나 다시 궤도가 교차할 것이라고 예상된다.<ref name=Horner2004a/>

여러 기관들에서는 센타우루스군을 [[궤도 요소]]로 정의하며, 기관마다 정의가 약간 다르다.
* [[소행성체 센터]]에서는 [[근일점]](q)이 [[목성]](5.2&nbsp;AU)보다 크고, 궤도 [[긴반지름]](a)이 [[해왕성]](30.1&nbsp;AU)보다 작은 천체로 정의한다.<ref name="MPC-centaur-def">{{웹 인용|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Unusual.html |제목=Unusual Minor Planets |출판사=Minor Planet Center |확인날짜=2010-10-25}}</ref> 따라서 간혹 [[산란원반]] 천체들도 이 분류에 속하는 경우가 있다.
* [[제트 추진 연구소]](JPL)에서는 궤도 [[긴반지름]]이 [[목성]](5.5&nbsp;AU)보다 크고 [[해왕성]](30.1&nbsp;AU)보다 작은 천체로 정의한다.<ref name=jplcent>{{웹 인용|제목=Orbit Classification (Centaur) |출판사=JPL Solar System Dynamics |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_help.cgi?class=CEN |확인날짜=2008-10-13}}</ref>
* 위와는 대조적으로, [[심원황도탐사]](Deep Ecliptic Survey)에서는 1000만 년 후까지의 궤도를 시뮬레이션하여 [[궤도 공명]]이 일어나지 않고 [[접촉 궤도]]의 [[근일점]]이 언제나 [[해왕성]]의 궤도 긴반지름보다 작은 천체를 센타우루스로 분류하며, 이는 센타우루스군의 궤도가 불안정함을 반영한 것이다.<ref name=Elliot2005>{{저널 인용|성=Elliot |first= J.L. |성2=Kern |이름2=S. D. |성3=Clancy |이름3=K. B. |성4=Gulbis |이름4=A. S. |성5=Millis |이름5=R. L. |성6=Buie |이름6=M. W. |성7=Wasserman |이름7=L. H. |성8=Chiang |이름8=E. I. |성9=Jordan |이름9=A. B. |성10=Trilling |이름10=D. E. |성11=Meech |이름11=K. J. |제목=The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population |저널=The Astronomical Journal |권=129 |호=2 |쪽=1117–1162 |날짜=2005 |doi=10.1086/427395 |url=http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/129/2/1117 |확인날짜=2008-09-22 |bibcode=2005AJ....129.1117E}}</ref>

《The Solar System Beyond Neptune》에서는 궤도 긴반지름이 목성과 해왕성 사이인 것에 더해, [[카이퍼대]] 천체들을 제하기 위해 [[티세랑 변수]]가 3.05 이상이며, 목성족 혜성을 제하기 위해 근일점이 목성과 토성 사이(7.35 AU)보다 큰 천체를 센타우루스군으로 정의하고 있으며,<ref group=내용주>이 정의에 따르면, [[60558 에케클러스]](''q''&nbsp;=&nbsp;5.8&nbsp;AU, ''T''<sub>J</sub>&nbsp;=&nbsp;3.03)와 [[52872 오키로에]](''q''&nbsp;=&nbsp;5.8&nbsp;AU; ''T''<sub>J</sub>&nbsp;=&nbsp;2.95), [[944 히달고]](''q''&nbsp;=&nbsp;1.95&nbsp;AU; ''T''<sub>J</sub>&nbsp;=&nbsp;2.07)는 센타우루스군이 아니게 된다.</ref> 궤도 장반경이 해왕성보다 크면서 궤도가 불규칙한 천체들은 산란원반로 분류한다.<ref name="ArizonaBook_Gladman2007">{{저널 인용|제목=Nomenclature in the Outer Solar System |저널=The Solar System Beyond Neptune |isbn= 978-0-8165-2755-7 |날짜=2008  |이름= B. |성=Gladman |이름2= B. |성2=Marsden |이름3=C. |성3=Van Laerhoven |url=http://www.lpi.usra.edu/books/ssbn2008/7002.pdf |형식=PDF}}</ref> 일부 천문학자들은 센타우루스군을 "근일점이 해왕성 궤도 내부에 있으면서 1000만 년 이내에 목성형 행성의 [[힐 권]]을 통과하리라고 예상되는 [[궤도 공명|비공명]] 천체들"로 정의하기도 하며,<ref name=Chiang2007>{{저널 인용|성=Chaing |이름=Eugene |성2=Lithwick |이름2=Y. |성3=Murray-Clay |이름3=R. |성4=Buie |이름4= M. |성5=Grundy |이름5=W. |성6=Holman |이름6= M. |제목=A Brief History of Transneptunian Space |저널=Protostars and Planets V |편집자이름=B. |편집자성=Reipurth |편집자이름2=D. |편집자성2=Jewitt |편집자이름3=K. |편집자성3=Keil |출판사=University of Arizona Press, Tucson |쪽=895–911 |날짜=2007 |bibcode=2006astro.ph..1654C |arxiv=astro-ph/0601654}}</ref> 이 정의에 따르면 센타우루스군은 일반적인 산란원반 천체들보다 더 빠르고 강하게 태양계 안쪽으로 산란된 천체들이 된다.

[[JPL 소천체 데이터베이스]]에서는 천체 421개가 센타우루스군으로 분류되어 있으며,<ref name=jplcentaurlist>{{웹 인용|제목=JPL Small-Body Database Search Engine: List of centaurs |출판사=JPL Solar System Dynamics |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;ast_orbit_class=CEN;OBJ_field=0;ORB_field=0;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBhBgBjBiBnBsCkCqAi;.cgifields=format_option;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=com_orbit_class&query=1&c_sort=AiA |확인날짜=2018-01-01}}</ref> 근일점이 [[천왕성]]보다 가까운(''q''&nbsp;<&nbsp;19.2&nbsp;AU) 천체 97개는 [[해왕성 바깥 천체]]<ref group=내용주>해왕성 바깥 천체는 궤도 긴반지름이 해왕성보다 큰 천체, 즉 a&nbsp;>&nbsp;30.1&nbsp;AU인 천체를 말한다.</ref>로 분류되어 있다.<ref name=jplqUranusTNOlist>{{웹 인용|제목=JPL Small-Body Database Search Engine: List of TNOs with perihelia closer than Uranus's orbit |출판사=JPL Solar System Dynamics |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=ast;obj_numbered=all;OBJ_field=0;ORB_field=0;combine_mode=AND;c1_group=ORB;c1_item=Bi;c1_op=%3C;c1_value=19;c2_group=ORB;c2_item=Bh;c2_op=%3E;c2_value=30.1;table_format=HTML;max_rows=200;format_option=comp;c_fields=AcBhBgBjBkBlBiBnBsCjCpCmCnCoAi;.cgifields=format_option;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=combine_mode;.cgifields=table_format;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=com_orbit_class&query=1&c_sort=AiA |확인날짜=2018-01-01}}</ref> [[국제천문연맹]] 산하 [[소행성체 명명위원회]]는 이 차이에 대해서 공식적인 입장을 내놓지는 않았지만, 관련하여 '센타우루스군과 유사한 해왕성 바깥 천체들과 혜성'들에 대해서 "궤도 긴반지름이 해왕성보다 크고, 궤도 공명이 일어나지 않으며, 궤도가 불안정하고, 목성형 행성들의 궤도를 가로지르는 천체들의 이름은 신화 속에서 모습을 바꾸는 인물 등으로 해야 한다"로 명명 규칙을 발표한 경우는 있다. 현재까지 이 명명 규칙이 적용된 천체는 [[65489 케토]]와 [[42355 타이푼]]밖에 없다.<ref name=Grundy2007>{{저널 인용|성1=Grundy |이름1=Will |이름2=J.A.|성2=Stansberry |이름3=K |성3=Noll |이름4=D.C. |성4=Stephens |이름5=D.E. |성5=Trilling |이름6=S.D. |성6=Kern |이름7=J.R. |성7=Spencer |이름8=D.P. |성8=Cruikshank |이름9=H.F. |성9=Levison |제목=The orbit, mass, size, albedo, and density of (65489) Ceto/Phorcys: A tidally-evolved binary Centaur |저널=Icarus |권=191 |호=1 |쪽=286–297 |날짜=2007 |arxiv=0704.1523 |doi=10.1016/j.icarus.2007.04.004 |bibcode=2007Icar..191..286G}}</ref>

분류 방법에 따라 지위가 달라지는 천체의 대표격인 [[944 히달고]]는 JPL 소천체 데이터베이스에 센타우루스군으로 분류되어 있으며, 천왕성 궤도 내부까지 들어오는 천체 {{mp|(44594) 1999 OX|3}}은 궤도 긴반지름이 32 AU이지만 심원황도탐사에서는 센타우루스로 분류한다. 또한 근일점이 목성과 매우 가까운 천체 [[(434620) 2005 VD]]는 JPL 데이터베이스와 심원황도탐사 둘 모두에서 센타우루스로 분류한다.

[[마이클 E. 브라운]]에 따르면, 센타우루스군 [[10199 커리클로]], [[2060 키론]], [[54598 비에노]]가 [[왜행성]]으로 분류될 가능성이 있다.<ref name="Brown-dplist">{{웹 인용|제목=How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily) |출판사=California Institute of Technology |성=Brown |이름=Michael E. |url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html |확인날짜=2018-01-01}}</ref>

== 궤도 성질 ==
=== 분산 정도 ===
[[파일:TheKuiperBelt 42AU Centaurs.svg|right|섬네일|350px|센타우루스군 천체들을 나타낸 다이어그램.<ref group=내용주>이 다이어그램을 그린 목적에 부합하게끔 하기 위해, "센타우루스군" 천체는 궤도 [[긴반지름]]이 목성과 해왕성 사이에 있는 천체들로 한정하였다.</ref>]]

위 다이어그램에서 천체의 중심을 관통하는 빨간 선은 왼쪽 [[근일점]]부터 오른쪽 [[원일점]]까지 이어지며, 선의 길이가 [[궤도 이심률]]을 나타낸다. 센타우루스군의 [[궤도 이심률]] 범위는 높은 것([[5145 폴루스]], [[8405 아스볼루스]] 등)부터 거의 원 궤도([[10199 커리클로]], [[32532 테레우스]] 등)에 이르는 것까지 다양하다.

다이어그램에 있는 몇몇 천체는 [[궤도 요소]]가 특별해 표시된 것으로, 이름표가 노란색이다.
*{{mp|1999 XS|35}}([[아폴로 소행성군]])은 이심률이 매우 크며(e = 0.947), 근일점은 [[지구]] 근방(q = 0.94&nbsp;AU)이지만 원일점은 해왕성 바깥까지 넘어간다(Q > 34 AU).
*{{mp|2007 TB|434}}의 궤도는 준(準)원 궤도이다(e < 0.026).
*{{mp|2001 XZ|255}}은 [[궤도 경사]]가 가장 낮다(i < 3°).
* [[5335 다모클레스]]나 {{mp|2007 DA|61}}, {{mpl-|144908|2004 YH|32}}의 궤도 경사는 매우 크다(i > 70°)<ref group=내용주>만약 역행일 경우에는 i < 120°이 되며, 예시로는 {{mpl-|265504|2005 JT|50}}이 있다(다이어그램에는 나오지 않는다).</ref>
* {{mpl-|144908|2004 YH|32}}의 궤도 경사 또한 매우 높고(약 80°), 따라서 [[소행성대]]까지의 거리가 태양과 토성 거리 정도이다. 이 천체의 궤도를 황도면에 그리면, 목성 바깥으로 나가지도 않는 것으로 보인다.

[[20461 디오렛사]]<ref group=내용주>영어로 소행성을 뜻하는 "Asteroid"를 거꾸로 쓴 것이다.</ref> 등 센타우루스군 수십 개는 [[역행 운동]]을 한다.

=== 궤도 변동 ===
[[파일:AsbolA.png|350px|섬네일|right|[[8405 아스볼루스]]의 궤도 [[긴반지름]]을 두 가지 이론을
 사용해 5500년 후까지 각각 예측해 본 것으로, 4713년 목성과 만난 후 두 이론 사이에 차이가 생겼다.<ref name=AsbolusClones>{{웹 인용 |제목=Three clones of centaur 8405 Asbolus making passes within 450Gm |url=http://home.surewest.net/kheider/astro/AsbolusClones.txt |확인날짜=2009-05-02 |url-status=dead |보존url=https://web.archive.org/web/20150913215558/http://home.surewest.net/kheider/astro/AsbolusClones.txt |보존날짜=2015-09-13 }} [http://chemistry.unina.it/~alvitagl/solex/ (Solex 10)] {{웨이백|url=http://chemistry.unina.it/~alvitagl/solex/ |date=20120210152814 }}</ref>]]

센타우루스군은 [[궤도 공명]]이 일어나지 않기 때문에, 10<sup>6</sup> ~ 10<sup>7</sup>년 정도 규모로 보았을 때 매우 불안정하다.<ref name=Jewitt2006/> 센타우루스군의 궤도를 연구한 결과, 이 궤도는 [[카이퍼대]] 천체가 [[단주기 혜성]]으로 옮겨가는 과정의 중간 즈음의 궤도로 옮겨가는 궤도임이 밝혀졌다. 센타우루스군 천체들은 [[섭동 (천문학)|섭동]] 과정을 통해 카이퍼대에서 떨어져나와 행성들의 중력 교란을 받았다고 여겨진다([[#기원에 대한 학설들|기원 문단]] 참조). 이 천체들은 "센타우루스군"으로 묶여 있기는 하지만, 각각의 궤도는 상당히 난장판이고, 변화 속도도 매우 빠르다. 몇몇 센타우루스군 천체들은 이러한 궤도 변화를 거쳐 내태양계로 [[근일점]]이 내려가면 [[혜성]]이 되기도 한다고 여겨진다. 센타우루스 천체들은 최종적으로 [[목성형 행성]]의 중력 [[섭동 (천문학)|섭동]]에 의해 [[태양]]에 [[충돌 사건|충돌]]하거나 태양계 바깥 성간 공간으로 내던져지리라고 추측된다.

== 물리적 성질 ==
센타우루스군 천체들이 대부분 크기가 작기 때문에 직접 표면을 관찰하기는 어렵지만, [[색지수]]와 [[스펙트럼]]을 통해서 표면 구성성분을 추정할 수 있다.<ref name=Jewitt2006>{{서적 인용|성=David C. |이름=Jewitt |이름2=A. |성2=Delsanti |chapter=The Solar System Beyond The Planets |제목=Solar System Update : Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences |출판사=Springer-Praxis Ed. |isbn=3-540-26056-0 |날짜=2006}} ([http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf PDF 버전] {{웨이백|url=http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf |date=20060525051103 }})</ref>

=== 색상 ===
[[파일:TheKuiperBelt Albedo and Color.svg|right|섬네일|250px|센타우루스군 천체들의 표면 색상.]]

센타우루스군 천체들의 색상은 매우 다양하며, 따라서 표면 구성성분을 단순하게 유추하기 힘들다.<ref name="Barucci">{{웹 인용|이름=M. A. |성=Barucci |이름2=A. |성2=Doressoundiram |이름3=D. P. |성3=Cruikshank |제목=Physical Characteristics of TNOs and Centaurs |날짜=2003 |url= http://www.lesia.obspm.fr/~alaind/TNO/Barucci2003_comet2.pdf |출판사=Laboratory for Space Studies and Astrophysics Instrumentation, Paris Observatory |확인날짜=2008-03-20 |url-status=dead |보존url=https://web.archive.org/web/20080529193555/http://www.lesia.obspm.fr/~alaind/TNO/Barucci2003_comet2.pdf |보존날짜=2008-05-29 ||형식=PDF}}</ref> 오른쪽 다이어그램에 나타난 표면 색은 센타우루스 천체들의 [[겉보기등급]]을 [[파랑]](B), 가시광(V, 초록색 및 노란색), [[빨강]](R) 필터로 각각 나눠서 값을 측정해 [[색지수]]를 통해 색상을 유추한 것이다. 다이어그램에는 색상이 밝혀진 모든 센타우루스군 천체가 표시되어 있으며, [[트리톤 (위성)|트리톤]], [[포에베 (위성)|포에베]], [[화성]]이 참고용으로서 노란색으로 표시되어 있다.

센타우루스군 천체들의 색상은 크게 두 분류로
나뉜다.
* 짙은 빨강 ([[5145 폴루스]] 등)
* 파랑/회색빛 파랑([[2060 키론]] 등)

색상 차이를 설명하는 이론은 매우 많지만, 크게 2개로 묶일 수 있다.
* 색상 차이는 천체별로 구성 성분이 다르거나 기원 자체가 다르기 때문에 나타나는 것이다([[#기원에 대한 학설들|기원 문단]] 참고).

* 색상 차이는 [[태양풍|태양 복사선]]이나 [[혜성]] 활동 등에 따라 변화하여 다르게 나타나는 것이다.

두 번째 이론에 속하는 이론 중 하나로, 폴루스가 빨간색인 이유는 빨간색 유기물 [[맨틀]]이 바깥으로 드러나서 그런 것이며, 키론은 혜성 활동으로 인해 파란색을 띈다고 설명하는 이론도 있으며,{{#tag:ref|혜성 활동과 색상 간의 관계는 확실하지 않지만, 키론이 파란색을 띄는 데 반해 다른 활동성 센타우루스 천체 166P/NEAT는 빨간색을 띈다는 점에서 관련이 없다는 주장도 있다.<ref name="Baueretal2003">Bauer, J. M., Fernández, Y. R., & Meech, K. J. 2003. "[http://www.journals.uchicago.edu/PASP/journal/issues/v115n810/203101/203101.html An Optical Survey of the Active Centaur C/NEAT (2001 T4)]", Publication of the Astronomical Society of the Pacific", '''115''', 981</ref>|group=내용주}} 또 다른 이론으로, 폴루스가 [[카이퍼대]]에서 떨어져나온 지 얼마 되지 않아 아직 표면이 바뀌는 과정이 진행 중이라는 이론도 있다.

한 이론에서는 파란색은 충돌에 의해서, 빨간색은 복사선에 노출되어서 생겨난 것이라고 추정하였다.<ref name="Peixinho 2003">{{저널 인용|이름=N. |성=Peixinho |이름2= A. |성2=Doressoundiram |이름3= A. |성3=Delsanti |이름4=H. |성4=Boehnhardt |이름5=M. A. |성5=Barucci |이름6=I. |성6=Belskaya |제목=Reopening the TNOs Color Controversy: Centaurs Bimodality and TNOs Unimodality |저널=Astronomy and Astrophysics |권=410 |호=3 |쪽=L29–L32 |날짜=2003 |doi=10.1051/0004-6361:20031420 |arxiv=astro-ph/0309428 |bibcode=2003A&A...410L..29P}}</ref><ref name="Hainaut, Delsanti 2002">{{저널 인용 |url=http://www.eso.org/~ohainaut/MBOSS/MBOSS1.pdf |형식=PDF |성=Hainaut |이름=O. R. |성2=Delsanti |이름2=A. C. |날짜=2002-02-14 |제목=Color of Minor Bodies in the Outer Solar System |저널=Astronomy & Astrophysics |권=389 |쪽=641–664 |doi=10.1051/0004-6361:20020431 |arxiv=1209.1896 |확인날짜=2018-01-03 |보존url=https://web.archive.org/web/20180103072954/http://www.eso.org/~ohainaut/MBOSS/MBOSS1.pdf |보존날짜=2018-01-03 |url-status=dead }}</ref>

=== 스펙트럼 ===
[[스펙트럼]] 분석은 애매모호한 면이 있으며, 다른 변수들과 밀접한 관련이 있기 때문에 여러 가지 해석이 가능한 경우도 있다. 하지만 색상 정보와 스펙트럼을 같이 활용하면 표면을 설명하는 이론을 만들 수 있다.

센타우루스군 소행성 다수에서 [[얼음]]이 발견되었으며,<ref name=Jewitt2006/> 몇몇 이론들은 더 나아가 표면 상태를 유추하기도 한다.
* [[10199 커리클로]]의 표면은 [[타이탄 (위성)|타이탄]]이나 [[트리톤 (위성)|트리톤]]처럼 [[톨린]]과 [[비정질 탄소]]로 이루어져 있을 것이다.
* [[5145 폴루스]]의 표면은 타이탄처럼 [[톨린]], [[카본 블랙]], [[감람석]],<ref group=내용주>규산화 마그네슘과 철(Mg, Fe)<sub>2</sub>SiO<sub>4</sub>의 일종으로, [[화성암]]의 주요 구성 성분이다.</ref> 얼음 상태의 [[메탄올]]로 이루어져 있을 것이다.
* [[52872 오키로에]]의 표면은 [[케로겐]], 감람석 및 얼음 약간으로 이루어져 있을 것이다.
* [[8405 아스볼루스]]의 표면은 15% 가량이 트리톤형 톨린, 8%가 타이탄형 톨린, 37%가 [[비정질 탄소]], 40%가 얼음 상태의 톨린일 것이다.
[[파일:Comet38P2067.png|250px|섬네일|right|[[스테판-오테르마 혜성]]은 1982년부터 2067년까지 목성, 토성, 천왕성과 만남으로서 센타우루스 천체와 궤도가 비슷해진다.<ref name=hybrid>{{웹 인용|날짜=1981-04-04 |at=last obs |제목=JPL Close-Approach Data: 38P/Stephan-Oterma |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=38P;cad=1#cad |출판사=NASA |확인날짜=2018-01-03}}</ref>]]
[[2060 키론]]의 표면은 상당히 복잡해 보인다. 스펙트럼을 통해 얼음을 관찰할 때, 활동이 거의 없을 때는 얼음이 존재했으나 활발할 때는 얼음이 감지되지 않았다.<ref name="Dotto 2003">{{저널 인용|url=https://link.springer.com/article/10.1023%2FB%3AMOON.0000031934.89097.88 |성=Dotto |이름=E. |성2=Barucci |이름2=M. A. |성3=De Bergh |이름3=C. |제목=Colours and composition of the centaurs |저널=Earth, Moon, and Planets |권=92 |number=1–4 |쪽= 157–167 |날짜=2003-06 |doi=10.1023/b:moon.0000031934.89097.88}}</ref><ref name="Water on Chiron">{{저널 인용|이름=Jane X. |성=Luu |이름2=David |성2=Jewitt |이름3=C. A. |성3=Trujillo |제목=Water Ice on 2060 Chiron and its Implications for Centaurs and Kuiper Belt Objects |저널=The Astrophysical Journal |권=531 |날짜=2000 |호=2 |pmid=10688775 |쪽=L151–L154 |doi=10.1086/312536 |arxiv=astro-ph/0002094|bibcode=2000ApJ...531L.151L}}</ref><ref name="Jewitt_Asbolus_Chiron2002">{{저널 인용|이름=Y. R. |성=Fernandez |이름2=D. C. |성2=Jewitt |이름3=S. S. |성3=Sheppard |제목=Thermal Properties of Centaurs Asbolus and Chiron |저널=The Astronomical Journal |권=123 |호=2 |날짜=2002 |쪽=1050–1055 |arxiv=astro-ph/0111395 |doi=10.1086/338436 |bibcode=2002AJ....123.1050F}}</ref>

===혜성과의 유사성===
천문학자들은 1988 ~ 1989년에 [[2060 키론]]이 [[근일점]]에 도달했을 때 키론에서 [[코마 (혜성)|코마]]를 발견했으며, 따라서 키론은 현재 [[소행성]]이면서 동시에 [[혜성]]으로도 분류되지만, 이에 관해서는 아직까지도 논쟁이 진행 중이다. 현재까지 혜성 활동이 관측된 센타우루스군 천체는 총 3개로, 나머지는 [[60558 에케클러스]]와 [[166P/NEAT]]이다. 166P/NEAT는 나머지 둘과 반대로, 코마가 관측되어 혜성으로 분류되었는데, 궤도가 센타우루스군 천체와 비슷한 경우이다. 60558 에케클러스는 발견 당시에는 코마가 없었으나 최근 들어 혜성 활동이 진행되고 있다.<ref name="Choietal2006">{{저널 인용|이름=Y-J. |성= Choi |이름2= P.R. |성2= Weissman |이름3=D. |성3=Polishook |제목=(60558) 2000 EC_98 |저널=IAU Circ. |number=8656 |날짜=2006-01 |쪽=2 |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/08600/08656.html |ISSN=0081-0304}}</ref>

에케클러스<ref name="Wierzchos2017">{{저널 인용|성=Wierzchos |이름=K. |성2=Womack |이름2=M. |성3=Sarid |이름3=G. |제목=Carbon Monoxide in the Distantly Active Centaur (60558) 174P/Echeclus at 6 au |날짜=2017-03-22 |doi=10.3847/1538-3881/aa689c |저널=The Astronomical Journal |권=153 |호=5 |쪽=8 |url=https://arxiv.org/abs/1703.07660 |bibcode=2017AJ....153..230W |arxiv=1703.07660}}</ref>와 키론<ref name="womack1999">{{웹 인용|성=Womack |이름=M. |성2=Stern |이름2=A. |제목=Observations of Carbon Monoxide in (2060) Chiron. |출판사=Lunar and Planetary Science XXVIII |날짜=1999 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1492.PDF |확인날짜=2017-07-11 |형식=PDF}}</ref>에서 [[일산화 탄소]]는 극소량 발견되었지만, 스스로의 코마를 채우기에는 충분한 양이었다. 하지만, [[슈바스만-바흐만 1 혜성]]에서 방출되는 일산화 탄소량보다는 적었다.

센타우루스군과 혜성 사이에는 특별히 궤도로 구별할 방법이 없다. 실제로 슈바스만-바흐만 1 혜성 및 [[오테르마 혜성]]은 궤도가 센타우루스군과 비슷하다는 이유로 센타우루스군으로 분류되기도 한다. 오테르마 혜성은 1963년 [[목성]]의 [[섭동 (천문학)|섭동]]으로 인해 현재의 센타우루스 궤도로 진입했다.<ref name=Mazzotta2006>{{저널 인용|성=Mazzotta Epifani |이름=E. |성2=Palumbo |이름2=P. |성3=Capria |이름3=M. T. |성4=Cremonese |이름4=G. |성5=Fulle |이름5=M. |성6=Colangeli |이름6=L. |제목=The dust coma of the active Centaur P/2004 A1 (LONEOS): a CO-driven environment? |저널=Astronomy & Astrophysics |권=460 |쪽=935–944 |호=3 |날짜=2006-09-13 |doi=10.1051/0004-6361:20065189 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2006/48/aa5189-06/aa5189-06.html |확인날짜=2009-05-08 |bibcode=2006A&A...460..935M}}</ref> 약 서기 2200년 정도에, [[게렐스 2 혜성]]이 센타우루스 궤도로 진입할 가능성이 있다.

== 기원에 대한 학설들 ==
최근 진행된 센타우루스군 연구는 넘쳐날 정도로 많지만, 센타우루스군 천체들의 물리적 정보가 부족해서 어떠한 결론이 나오지는 못하였고, 각 이론마다 결론이 서로 다르게 나오기도 한다.

천체들의 궤도를 시뮬레이션한 결과, 몇몇 [[카이퍼대]] 천체들은 [[섭동 (천문학)|섭동]]되어 카이퍼대에서 벗어나 센타우루스군이 될 수 있음이 밝혀졌다. [[산란원반]] 천체들 또한 가능성이 있지만,) 산란원반 천체들의 표면 색상과 센타우루스군의 색상이 서로 다르다. [[명왕성족]] 천체들이 센타우루스군과 색이 비슷한데, 따라서 모든 명왕성족 천체들의 궤도가 안정된- 것은 아니며, 일부는 [[명왕성]]의 섭동으로 인해 센타우루스군이 된다고 추정하는 이론도 있다.<ref name=wan2001>{{저널 인용|성=Wan |이름=X.-S. |성2=Huang |이름2=T.-Y. |제목=The orbit evolution of 32 plutinos over 100 million years |저널=Astronomy and Astrophysics |권=368 |호=2 |쪽=700–705 |날짜=2001 |bibcode=2001A&A...368..700W |doi=10.1051/0004-6361:20010056 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2001/11/aah2564/aah2564.html}}</ref>

현재까지 밝혀진 것은 이것이 전부이며, 더 많은 물리량 자료가 있어야 추가적인 연구가 진행될 수 있을 것이다.

== 주요 센타우루스 천체 ==
{| class="wikitable"
! 이름 !! 발견 연도 !! 발견자<small>(발견 단체)</small> !! 궤도 반감기<ref name=Horner2004a/>!! 등급<ref group=내용주>등급은 근일점과 원일점의 거리로 나타내지는데, S는 근일점이나 원일점이 [[토성]] 근처, U는 [[천왕성]], N은 [[해왕성]], K는 [[카이퍼대]]를 나타낸다.</ref>
|-
| [[2060 키론]] || 1977 || [[찰스 코월]] || 103만 년 || SU
|-
| [[5145 폴루스]] || 1992 || [[Spacewatch]] ([[데이비드 라비노위츠]]) || 1,280만 년 || SN
|-
| [[7066 네수스]] || 1993 || [[Spacewatch]] ([[데이비드 라비노위츠]]) || 490만 년 || SK
|-
| [[8405 아스볼루스]] || 1995 || [[Spacewatch]] ([[제임스 스코티]]) || 86만 년 || SN
|-
| [[10199 커리클로]] || 1997 || [[Spacewatch]] || 1,030만 년 || U
|-
| [[10370 힐로노메]] || 1995 || [[마우나케아 천문대]] || 630만 년 || UN
|-
| [[54598 비에노]] || 2000 || [[마크 윌리엄 블루]] 등 || ? || U
|-
| [[55576 아미코스]] || 2002 || [[지구 접근 천체 추적|NEAT]] ([[팔로마 천문대]]) || 1,110만 년 || UK
|}

== 같이 보기 ==
{{포털|천문학}}
* [[소행성]]
* [[소행성체]]
* [[왜행성]]
* [[해왕성 바깥 천체]]

== 각주 ==
;내용주
{{각주|group=내용주}}

;참조주
{{각주|30em}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류}}
* {{언어링크|en}} [http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html 센타우루스 및 산란원반 천체 목록]
* {{언어링크|en}} 천문학, 우주생물학, 우주개발 대백과에서의 [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/Centaur.html 센타우루스군]
* {{언어링크|en}} {{저널 인용|이름=Jonathan |성=Horner |이름2=Patryk Sofia |성2=Lykawka |제목=Planetary Trojans – the main source of short period comets?|journal=International Journal of Astrobiology |arxiv=1007.2541 |doi=10.1017/S1473550410000212 |날짜=2010 |권=9 |호=4 |쪽=227–234 |bibcode=2010IJAsB...9..227H}}
* {{언어링크|en}} [http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-234 NASA의 WISE 위성이 혜성일 가능성이 있는 센타우루스를 발견했다] (2013)

{{태양계}}
{{왜행성}}

{{전거 통제}}

[[분류:센타우루스군|*]]
[[분류:원거리 소행성체]]