{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:TheTransneptunians 500AU.svg|섬네일|upright=1.35|태양과의 거리와 [[궤도 경사]]로 표시한 [[해왕성 바깥 천체]]들로, 거리가 100 [[천문단위|AU]]가 넘는 천체들은 이름이 표시되어 있다.
{| style="width: 100%; font-size: 100%;"
|-
| valign=top |
{{legend2|#ff0000|border=1px solid #333|[[공명 해왕성 바깥 천체]]}}<br>
{{legend2|#0000ff|border=1px solid #000|[[고전적 카이퍼대 천체]]}}
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{{legend2|#999|border=1px solid #222|[[산란원반 천체]]}}<br>
{{legend2|#ffffff|border=1px solid #666|'''분리천체'''}}
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]]

'''분리천체'''({{linktext|分|離|天|體}}, {{llang|en|Detached object}})란 [[소행성체]]의 [[궤도역학]]적 분류 중 하나로서 [[해왕성 바깥 천체]]의 일종이다. 분리천체는 태양에 가장 가까운 시기인 [[근일점]] 거리가 충분히 멀어서 [[해왕성]]을 비롯한 행성들의 중력적 영향을 덜 받는다. 때문에 이들은 태양계 다른 천체들과 "분리"된 것처럼 보인다.<ref name=lykawka>{{저널 인용|저자=P. S. Lykawka |저자2=T. Mukai |제목=An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture |저널=Astronomical Journal |날짜=2008 |권=135 |쪽=1161 |doi=10.1088/0004-6256/135/4/1161 |arxiv=0712.2198 |bibcode=2008AJ....135.1161L}}</ref><ref name="Jewitt2006">{{서적 인용 |url=https://pdfs.semanticscholar.org/5b40/830f8e05f7d40a6dbec447f6f59267f03f81.pdf |형식=PDF |이름=Audrey |성=Delsanti |이름2=David |성2=Jewitt |장=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 |확인날짜=2018-04-08 |archive-date=2018-04-20 |archive-url=https://web.archive.org/web/20180420073902/https://pdfs.semanticscholar.org/5b40/830f8e05f7d40a6dbec447f6f59267f03f81.pdf |url-status=dead }}</ref> 해왕성 바깥 천체들은 해왕성의 중력으로 인한 [[궤도 공명]]에 따라 분류하는데, 이런 이유로 분리천체들은 다른 해왕성 바깥 천체들과 매우 다르다.

학술지에서 분리천체를 가리키는 다른 표현으로는 '''확장 산란원반 천체'''({{lang|en|extended scattered disc object; '''E-SDO'''}}),<ref name="Gladman">{{저널 인용|url=http://cds.cern.ch/record/492945/files/0103435.pdf |형식=PDF |저널=Icarus |권=157 |쪽=269-279 |doi=10.1006/icar.2002.6860 |제목=Evidence for an extended scattered d |성=Gladman |이름=B. |성2=Holman |이름2=M. |성3=Grav |이름3=T. |성4=Kavelaars |이름4=J. |성5=Nicholson |이름5=P. |성6=Aksnes |이름6=K. |성7=Petit |이름7=J-M. |날짜=2001-03-26 |확인날짜=2018-04-08}}</ref> '''원거리 분리천체'''({{lang|en|distant detached objects; '''DDO'''}}),<ref name="Gomez 2006" >{{저널 인용|이탤릭체=예 |bibcode=2006Icar..184..589G |제목=A distant planetary-mass solar companion may have produced distant detached objects |이름=Rodney S. |성=Gomes |저널=Icarus |권=184 |호=2 |날짜=2006 |쪽=589–601 |출판사=Elsevier |doi=10.1016/j.icarus.2006.05.026 |성2=Matese |이름2=J |성3=Lissauer |이름3=J}}</ref> 또는 [[심원황도탐사]]에서 사용하는 명칭인 '''산란확장'''({{lang|en|scattered–extended}}) 등이 있다.<ref name="DES_Elliot2006" >{{저널 인용 |이탤릭체=예 |이름=J. L. |성=Elliot |이름2=S. D. |성2=Kern |이름3=K. B. |성3=Clancy |이름4=A. A. S. |성4=Gulbis |이름5=R. L. |성5=Millis |이름6=M. W. |성6=Buie |이름7=L. H. |성7=Wasserman |이름8=E. I. |성8=Chiang |이름9=A. B. |성9=Jordan |이름10=D. E. |성10=Trilling |이름11=K. J. |성11=Meech |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 |날짜=2006 |url=http://occult.mit.edu/_assets/documents/publications/Elliot2005AJ129.1117.pdf |형식=PDF |쪽=1117 |bibcode=2005AJ....129.1117E |doi=10.1086/427395 |access-date=2016-06-21 |archive-date=2013-07-21 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130721180750/http://occult.mit.edu/_assets/documents/publications/Elliot2005AJ129.1117.pdf }}</ref> 이는 천체들의 [[궤도 요소]]가 단계적으로 변화하며 분리천체와 산란원반 천체를 왔다갔다할 수 있음을 의미한다.

현재까지 소행성체 9개가 확실히 분리천체인 것으로 판명되었으며,<ref name="LykDyn">{{저널 인용
|author1=Lykawka, Patryk Sofia  |author2=Mukai, Tadashi
|date=2007-07
|title= Dynamical classification of trans-neptunian objects: Probing their origin, evolution, and interrelation|journal = Icarus
|volume=189
|issue=1
|pages=213–232
|doi=10.1016/j.icarus.2007.01.001
|bibcode=2007Icar..189..213L}}
</ref> 이 중 가장 크고 멀리 있는 천체는 [[90377 세드나]]이다. [[근일점]]이 75 AU보다 큰 분리천체들은 [[세드나족]]으로 따로 분류한다.

== 궤도 ==
분리천체들의 [[근일점]]은 해왕성에 비해 매우 멀다. 분리천체들의 궤도는 심하게 [[타원|찌그러진]] 경우가 많으며, 궤도 [[긴반지름]]이 수백 [[천문단위]]까지 늘어나기도 한다. 이 궤도는 [[해왕성]] 등 거대 행성들이 [[섭동 (천문학)|섭동]]시킨 결과라고는 보기 어려우며, 태양계 근처에 [[항성]]이 지나갔다는 이론,<ref name=Morbidelli2004>{{저널 인용|journal=The Astronomical Journal|issue=5|volume=128 |pages=2564–2576|date=2004-11|title=Scenarios for the Origin of the Orbits of the Trans-Neptunian Objects {{mp|2000 CR|105}} and {{mp|2003 VB|12}}|first=Alessandro|last=Morbidelli|url= http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/128/5/2564/|doi=10.1086/424617 |accessdate=2008-07-02|last2=Levison|first2=Harold F. |bibcode=2004AJ....128.2564M|arxiv = astro-ph/0403358 }}</ref> [[해왕성 바깥 행성]] 이론,<ref name="Gomez 2006"/> 또는 원인이 해왕성 그 자체라는 이론,<ref group=내용주>해왕성이 과거에 더 찌그러진 궤도를 돌았으며, 이 때 천체들을 교란시켰다는 이론이다.</ref><ref name=Gladman2001>{{저널 인용|doi=10.1006/icar.2002.6860 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103435 |title=Evidence for an extended scattered disk|arxiv = astro-ph/0103435 |bibcode = 2002Icar..157..269G |volume=157 |journal=Icarus |pages=269–279}}</ref><ref name=12thplanet>{{웹 인용|url=http://www.grantchronicles.com/12thplanetmk.htm |title=Mankind's Explanation: 12th Planet}}</ref><ref name=sciencenews>{{웹 인용|url=https://www.sciencenews.org/article/comets-odd-orbit-hints-hidden-planet?mode=magazine&context=293 |title=A comet's odd orbit hints at hidden planet }}</ref><ref name=spaceref>{{웹 인용 |url=http://www.spaceref.com/news/viewnews.html?id=309 |title=Is There a Large Planet Orbiting Beyond Neptune? }}{{깨진 링크|url=http://www.spaceref.com/news/viewnews.html?id=309 }}</ref><ref name=sciencemag>{{웹 인용|url=http://www.sciencemag.org/news/2001/03/signs-hidden-planet |title=Signs of a Hidden Planet?}}</ref> [[떠돌이 행성]]이 원인이라는 이론 등 추정되는 원인은 다양하다.<ref name=GladmanInterview>{{웹 인용|url=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/2011JRASC.105...77M/0000078.000.html |title= A Moment With ... Dr. Brett Gladman }}</ref><ref name=Gladman2006>{{저널 인용|doi=10.1086/505214 |url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/505214/meta |title=Production of the Extended Scattered Disk by Rogue Planets|bibcode = 2006ApJ...643L.135G |volume=643 |journal=The Astrophysical Journal |pages=L135–L138}}</ref><ref name=findPlanet9>{{웹 인용 |url=http://www.findplanetnine.com/2016/01/the-long-and-winding-history-of-planet-x.html |title=The long and winding history of Planet X |확인날짜=2018-04-19 |archive-date=2016-02-15 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160215164442/http://www.findplanetnine.com/2016/01/the-long-and-winding-history-of-planet-x.html }}</ref>

[[심원황도탐사]] 팀에서는 [[티세랑 변수]]를 이용하여, 티세랑 변수 3 이하를 "(해왕성에 섭동되는) 산란 근방 천체", 3 이상을 "산란 확장 천체"로 분류하자고 제안하였다.<ref name="DES_Elliot2006" />

[[제9행성]] 이론에서는 분리천체들의 궤도를 200 ~ 1200 AU 사이를 도는 가상의 거대 행성이 존재한다면 설명할 수 있다고 주장한다.<ref name=TAJ201601>{{저널 인용|url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/2/22 |제목=Evidence for a distant giant planet in the Solar system |이름=Konstantin |성=Batygin |이름2=Michael E. |성2=Brown |날짜=2016-01-20 |저널=The Astronomical Journal |권=151 |호=2 |쪽=22 |doi=10.3847/0004-6256/151/2/22 |arxiv=1601.05438 |bibcode=2016AJ....151...22B}}</ref>

== 분류 ==
{{TNO}}

분리천체들은 [[해왕성 바깥 천체]]의 다섯 분류 중 하나로, 나머지는 [[고전적 카이퍼대 천체]], [[공명 해왕성 바깥 천체]], [[산란원반 천체]], [[세드나족]]이다. 대부분 분리천체들은 근일점이 40 AU 바깥에 있으며, 이 정도면 30 AU 거리에 있는 해왕성의 영향을 적게 받는다. 하지만 산란원반 천체와 분리천체의 명확한 구별 기준이 없으며, 37 ~ 40 AU 지역에서는 둘 모두에 해당되기도 한다.<ref name="LykDyn"/> 양쪽에 해당되는 대표적인 예시는 {{mpl|(120132) 2003 FY|128}}이다.

2003년 발견된 [[90377 세드나]], {{mpl|(148209) 2000 CR|105}}, {{mpl|2004 XR|190}}가 [[오르트 구름]] 천체라는 이론과, 분리천체와 오르트 구름 천체의 중간 정도 되는 천체라는 이론이 제기되기도 하였다.<ref name="Jewitt2006"/> [[소행성체 센터]]에서는 세드나를 공식적으로 산란원반 천체로 분류하지만, 발견자인 [[마이클 E. 브라운]]은 세드나의 근일점 거리가 76 AU나 되기 때문에 행성들의 영향을 받지 않아 산란원반 천체로 보기 힘들다고 주장하였다.<ref name=Sedna>{{웹 인용|제목=Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud) |성=Brown |이름=Michael E. |저자링크=마이클 E. 브라운|출판사=California Institute of Technology, Department of Geological Sciences|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/ |확인날짜=2008-07-02}}</ref> 최근에는 세드나를 분리천체로 분류하는 것이 받아들여지고 있다.<ref name="Jewitt2008">{{저널 인용|url=https://arxiv.org/pdf/0808.3224.pdf |형식=PDF |이름=David |성=Jewitt |이름2=Amaya |성2=Moro-Martín |이름3=Pedro |성3=Lacerda |제목=The Kuiper Belt and Other Debris Disks |저널=Astrophysics in the Next Decade |출판사=Springer Verlag |날짜=2009 |확인날짜=2018-04-19 |doi=10.1007/978-1-4020-9457-6_3 |arxiv=0808.3224}}</ref> 이 생각을 확장시켜보면, 목성형 행성들의 [[섭동 (천문학)|중력 교란]]이 줄어듬에 따라 세드나(근일점 76 AU)와 {{mpl-|15874|1996 TL|66}}(근일점 35 AU) 사이쯤에서 새로운 소행성체 분류를 만들 수 있을 것이다.<ref name=1996TL66>{{웹 인용|저자=Marc W. Buie |날짜=2007-12-28 |제목=Orbit Fit and Astrometric record for 15874 |출판사=SwRI (Space Science Department) |url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/15874.html |확인날짜=2011-11-12}}</ref>

=== 해왕성의 영향 ===
분리천체 분류를 다룰 때 가장 어려운 점은, 약한 [[궤도 공명]]이 존재할 수 있을 뿐더러, 혼란스러운 섭동 현상을 계산하기 힘들고, 무엇보다 분리천체에 대해 알려진 정보가 극히 적은 것이다. 분리천체들의 궤도와 궤도 공명 현상을 밝혀냄으로써 [[태양계의 형성과 진화|목성형 행성들의 형성]]과 태양계 그 자체의 형성 과정을 더 상세하게 밝혀내는 데 도움이 될 것이지만, 이 천체들의 [[공전 주기]]는 300년이 넘으며 관측 가능한 [[호 (기하학)|호]]가 몇 년밖에 되지 않는다. 뒤 배경 별들에 대한 움직임이 매우 느리기 때문에 궤도 공명이 존재하는지를 찾아내려면 몇십 년이 걸리기도 한다. 현재 밝혀진 바로는 2000 CR<sub>105</sub>가 20:1 공명일 확률이 10%, 2003 QK<sub>91</sub>가 10:3 공명일 확률이 38%, {{mpl|(82075) 2000 YW|134}}가 8:3 공명일 확률이 84%이다. 한편, 왜행성 후보 천체 {{mpl|(145480) 2005 TB|190}}는 4:1 공명일 확률이 1% 미만이다.<ref name=Emel2008>{{저널 인용|성=Emel’yanenko |이름=V. V |제목=Resonant motion of trans-Neptunian objects in high-eccentricity orbits |저널=Astronomy Letters |권=34 |쪽=271–279 |날짜=2008 |bibcode=2008AstL...34..271E |doi=10.1134/S1063773708040075 }}</ref>

=== 해왕성 바깥 가상의 행성의 영향 ===
[[제9행성]] 이론을 주장하는 마이클 브라운은 관측 결과 카이퍼대에서 좀 떨어진 원거리 천체들(a>100 AU, q<42 AU)이 가상의 행성의 영향을 받아 밀집된 것처럼 보인다고 발표하였고,<ref name=Brownplanet9>{{웹 인용 |url=http://www.findplanetnine.com/2016/02/why-i-believe-in-planet-nine.html |이름=Michael E. |성=Brown |저자링크=마이클 E. 브라운 |제목=Why I believe in Planet Nine |확인날짜=2018-04-19 |archive-date=2019-10-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20191024080311/http://www.findplanetnine.com/2016/02/why-i-believe-in-planet-nine.html }}</ref> 카를로스 데 라 푸엔테 마르코스와 랄프 데 라 푸엔테 마르코스는 제9행성 가설과 소행성들이 [[진수관계]]가 성립할 수도 있다는 것을 밝혀냈으며, 많은 천체들이{{#tag:ref|긴반지름이 150 AU 이상이고 근일점이 30 AU 이상인 소행성체는 현재까지 12개가 발견되었으며,<ref name=mpcq30a150>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_by_properties?perihelion_distance_min=30&semimajor_axis_min=150 |제목=Minor Planets with semi-major axis greater than 150 AU and perihelion greater than 30 AU}}</ref><ref group="내용주">{{mpl|2003 SS|422}}는 관측 가능한 날이 [http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2003SS422 76일에 불과하여 궤도 긴반지름이 밝혀지지 않아] 제외하였다.</ref> 이 천체들은 극단적 해왕성 바깥 천체('''ETNOs''')라고 불린다.<ref name="Marcos2014">{{저널 인용|저자=C. de la Fuente Marcos |저자2=R. de la Fuente Marcos |제목=Extreme trans-Neptunian objects and the Kozai mechanism: signalling the presence of trans-Plutonian planets |저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |권=443 |호=1 |쪽=L59-L63 |arxiv=1406.0715 |bibcode=2014MNRAS.443L..59D |doi=10.1093/mnrasl/slu084 |날짜=2014-09-01}}</ref>|group=내용주}} 긴반지름 약 700 AU의 가상의 제9행성과 5:3 또는 3:1 궤도 공명을 일으킬 것이라고 예상된다.<ref name=Marcos2016>{{저널 인용|doi=10.1093/mnrasl/slw077 |url=http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/460/1/L64.abstract |제목=Commensurabilities between ETNOs: a Monte Carlo survey |arxiv=1604.05881 |bibcode=2016MNRAS.460L..64D |이름=Carlos |성1=de la Fuente Marcos |이름2=Raúl |성2=de la Fuente Marcos |저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters |권=460 |호=1 |쪽=L64-L68 |날짜=2016-07-21}}</ref>

== 분리천체 목록 ==
{{참고|세드나족}}
이 목록은 "분리천체 추정 천체"들의 목록으로, 이 천체들은 해왕성이 쉽게 [[섭동 (천문학)|섭동]]시킬 수 없기 때문에 분리천체임이 확실시되고 있다. 이 천체들 중에는 [[세드나족]]의 정의와 겹치는 천체들도 있다.<ref>{{웹 인용|date=10 September 2013 |title=How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily) |publisher=California Institute of Technology |author=[[Michael E. Brown]] |url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html |accessdate=2013-05-27 |quote=Diameter: 242km |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20111018154917/http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html |archivedate=2011-10-18 |df= }}</ref><ref name=mpcfilter>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_by_properties?perihelion_distance_min=40&aphelion_distance_min=60&perihelion_distance_max=55 |title=objects with perihelia between 40–55 AU and aphelion more than 60 AU}}</ref><ref name=mpcfilter1b>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_by_properties?perihelion_distance_min=40&aphelion_distance_min=100&perihelion_distance_max=55 |title=objects with perihelia between 40–55 AU and aphelion more than 100 AU}}</ref><ref name=mpcfilter2>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_by_properties?perihelion_distance_min=40&semimajor_axis_min=50&perihelion_distance_max=55 |title=objects with perihelia between 40–55 AU and semi-major axis more than 50 AU}}</ref><ref name=mpcfilter3>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_by_properties?perihelion_distance_min=40&eccentricity_min=0.5&perihelion_distance_max=55 |title=objects with perihelia between 40–55 AU and eccentricity more than 0.5}}</ref><ref name=mpcfilter4>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_by_properties?perihelion_distance_min=37&eccentricity_min=0.5&perihelion_distance_max=40 |title=objects with perihelia between 37–40 AU and eccentricity more than 0.5}}</ref>

{| class="wikitable sortable collapsible" style="text-align:center;"
|-
!이름
! data-sort-type="number" | 지름<br>(km)
! data-sort-type="number" | [[절대등급#태양계 천체 (H)|절대등급 (H)]]
! data-sort-type="number" | [[근일점]]<br>(AU)
! data-sort-type="number" | 궤도 [[긴반지름]]<br>(AU)
! data-sort-type="number" | [[원일점]]<br>(AU)
! data-sort-type="number" | [[근일점 편각]] (°)
! data-sort-type="number" | 발견 년도
! 발견자
! class="unsortable" | 계산 방법<ref group=내용주>지름 계산 방법: "추정됨"은 천체의 [[반사율]]을 0.04로 추정하였고, 이 값을 토대로 천체의 지름을 계산하였다는 뜻이다.</ref>
! class="unsortable" | 주석
|-
| align=left data-sort-value="tl" | {{mpl|(48639) 1995 TL|8}}
| data-sort-value="350" | ≈&thinsp;350
| 5.2
| 40.0
| 52.5
| 64.5
| 
| 1995
| A. 글리손
| 추정됨
| 
|-
| align=left data-sort-value="cr" | {{mpl|(148209) 2000 CR|105}}
| data-sort-value="250" | ≈&thinsp;250
| 6.1
| 44.0
| 224
| 403
| 316.5
| 2000
|[[로웰 천문대]]
| 추정됨
|<ref name=abc>{{저널 인용|author1=E. L. Schaller |author2=M. E. Brown |title=Volatile loss and retention on Kuiper belt objects |journal=Astrophysical Journal |volume=659 |pages=I.61–I.64 |year=2007|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/volatiles.pdf|accessdate=2008-04-02|doi=10.1086/516709 |bibcode=2007ApJ...659L..61S}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="vn" | {{mpl|(474640) 2004 VN|112}}
| data-sort-value="215" | 130–300
| 6.4
| 47.3
| 329
| 610
| 327.2
| 2004
|[[CTIO]]
| 추정됨
|<ref name=VN112>{{웹 인용|author=[[Marc W. Buie]] |date=2007-11-08 |title=Orbit Fit and Astrometric record for 04VN112 |publisher=SwRI (Space Science Department) |url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/04VN112.html |accessdate=2008-07-17 |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100818145946/http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/04VN112.html |archivedate=2010-08-18 |df= }}</ref><ref name=jpldata04VN112>{{웹 인용|title=JPL Small-Body Database Browser: (2004 VN112) |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2004VN112 |accessdate=2015-02-24}}</ref><ref name="cen_sdo">{{웹 인용|url=http://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/Centaurs.html|title=List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects|accessdate=2011-07-05 |quote=Discoverer: CTIO}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="xr" | {{mpl|2004 XR|190}}
| data-sort-value="590" | 335–850
| 4.4
| 51.5
| 57.7
| 64
| 
| 2004
|린네 존스 외
| 추정됨
|<ref name="abc"/><ref>{{저널 인용|author1=R. L. Allen |author2=B. Gladman | title = Discovery of a low-eccentricity, high-inclination Kuiper Belt object at 58 AU | journal = The Astrophysical Journal | date = 2006 | volume = 640 |doi=10.1086/503098 |arxiv=astro-ph/0512430 |bibcode = 2006ApJ...640L..83A | pages=L83–L86}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="tb" | {{mpl|(145480) 2005 TB|190}}
| data-sort-value="500" | ≈&thinsp;500
| 4.7
| 46.2
| 76.4
| 106.5
| 
| 2005
| A. C. 베커 외
| 추정됨
| 
|-
| align=left data-sort-value="st" | {{mpl|2008 ST|291}}
| data-sort-value="612" | ≈&thinsp;612
| 4.2
| 42.5
| 98.6
| 154.8
| 
| 2008
| 멕 슈왐브 외
| 
| 
|-
| align=left data-sort-value="ER" | [[2010 ER65]]
| 
| 5.4
| 40
| 99.77
| 159.5
| 324
| 2010
| 유럽남방천문대 (라실리아)
|
|<ref name=mpc2010ER65>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2010+ER65 |title=IAU Minor Planet Center – 2010_ER65}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="gb" | {{mpl|2010 GB|174}}
| data-sort-value="242" | 242
| 6.6
| 48.5
| 361
| 673
| 347.3
| 2010
|캐나다-프랑스-하와이 망원경
|
|
|-
| align=left data-sort-value="wt" | [[2013 FT28]]
| 
| 6.7
| 43.6
| 310
| 576.6
| 40.2
| 2013
| 세로 톨롤로 천문대 ([[라세레나]])
|
|<ref name=mpc2013FT28>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2013+FT28 |title=IAU Minor Planet Center – 2013_FT28}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="gp" | {{mpl|(496315) 2013 GP|136}}
| 
| 6.6
| 41.1
| 151.75
| 262.38
| 42
| 2013
| 마우나케아
|
|<ref name=mpc2013GP136>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2013+GP136 |title=IAU Minor Planet Center – 2013_GP136}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="jd" | {{mpl|(500876) 2013 JD|64}}
| 
| 8.0
| 42.6
| 72.6
| 102.6
| 177.5
| 2013
| 마우나케아
|
|<ref name=mpc2013JD64>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2013+JD64 |title=IAU Minor Planet Center – 2013_JD64}}</ref>

|-
| align=left data-sort-value="wt" | {{mpl|2013 YJ|151}}
| 
| 5.4
| 40.9
| 72.9
| 104.9
| 142
| 2013
| Pan-STARRS 1, 할레아칼라
|
|<ref name=mpc2013YJ151>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2013+YJ151 |title=IAU Minor Planet Center – 2013_YJ151}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="fc" | {{mpl|2014 FC|69}}
| data-sort-value="500" | 300–700
| 4.6
| 40.2
| 73.57
| 106.9
| 191.3
| 2014
|세로 톨롤로 천문대 ([[라세레나]])
|
|<ref name=mpc2014FC69>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2014+FC69 |title=IAU Minor Planet Center – 2014_FC69}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="wt" | {{mpl|2014 FC|72}}
| 
| 5.4
| 51.3
| 76.9
| 101
| 32.4
| 2014
| Pan-STARRS 1, 할레아칼라
|
|<ref name=mpc2014FC72>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2014+FC72 |title=IAU Minor Planet Center – 2014_FC72}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="wt" | {{mpl|2014 SR|349}}
| 
| 6.6
| 47.6
| 289
| 539.4
| 341.4
| 2014
| 세로 톨롤로 천문대 ([[라세레나]])
|
|<ref name=mpc2013SR349>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2014+SR349 |title=IAU Minor Planet Center – 2014_SR349}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="wt" | {{mpl|2014 SS|349}}
| 
| 7.6
| 45.5
| 142.3
| 239.2
| 147.8
| 2014
| 세로 톨롤로 천문대 ([[라세레나]])
|
|<ref name=mpc2014SS349>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2014+SS349 |title=IAU Minor Planet Center – 2014_SS349}}</ref>
|-
| align=left data-sort-value="wt" | {{mpl|(505679) 2014 WT|69}}
| 
| 5.7
| 44.5
| 76.7
| 108.8
| 139.56
| 2014
| Pan-STARRS 1, 할레아칼라
|
|<ref name=mpc2014WT169>{{웹 인용|url=http://minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2014+WT69 |title=IAU Minor Planet Center – 2014_WT69}}</ref>
|}

2017년 11월 15일 기준으로, 근일점이 40 AU가 넘고 긴반지름이 50 AU가 넘는 천체는 47개가 발견되어 있다.<ref>[http://minorplanetcenter.net/db_search/show_by_properties?perihelion_distance_min=40&semimajor_axis_min=50 minorplanetcenter.net: q>40, a>50]</ref>
{| class="wikitable sortable collipsable"
|+ a>50, q>40인 천체들
!이름||[[절대등급#태양계 천체 (H)|절대등급 (H)]]||[[근일점|q]]<BR>(AU)||[[긴반지름|a]]<BR>(AU)||[[원일점|Q]]<BR>(AU)||주기<BR>(년)
|-
|[[2001 FL193]]||8.7||40.25||50.27||60.29||356
|-
|[[2014 WK509]]||4||40.17||50.97||61.77||364
|-
|[[(48639) 1995 TL8]]||5||40.04||52.29||64.54||378
|-
|[[2014 EZ51]]||3.7||40.61||52.32||64.04||378
|-
|[[2002 CP154]]||6.5||42.1||52.57||63.04||381
|-
|[[2014 OJ394]]||5||40.67||52.76||64.86||383
|-
|[[2006 AO101]]||7.1||41.92||52.92||63.93||385
|-
|[[2007 LE38]]||7||41.78||54.29||66.79||400
|-
|[[2005 CG81]]||6.1||41.08||54.3||67.52||400
|-
|[[2013 VD24]]||7.7||41.26||54.51||67.76||402
|-
|[[2015 GP50]]||6.5||40.46||55.34||70.23||412
|-
|[[(495603) 2015 AM281]]||4.8||41.4||55.48||69.56||413
|-
|[[2010 DN93]]||4.7||45.08||55.67||66.25||415
|-
|[[2012 FH84]]||7.2||42.66||56.43||70.19||424
|-
|[[2004 XR190]]||4.1||51.17||57.52||63.88||436
|-
|[[(82075) 2000 YW134]]||4.7||41.24||58.14||75.03||443
|-
|[[2015 KH162]]||3.9||41.46||62.19||82.91||490
|-
|[[2013 UB17]]||7.0||44.50||62.2||80.00||491
|-
|[[2014 JM80]]||5.5||46.01||62.69||79.37||496
|-
|[[2013 FQ28]]||6||45.84||63.21||80.58||503
|-
|[[2015 FJ345]]||7.9||50.7||63.21||75.72||503
|-
|[[(385607) 2005 EO297]]||7.2||41.2||63.32||85.44||504
|-
|[[2004 PD112]]||6.1||43.58||64.29||85.01||516
|-
|[[2014 QR441]]||6.8||42.6||67.49||92.37||554
|-
|[[2009 KX36]]||8||44.72||67.81||90.9||558
|-
|[[2013 JD64]]||8||42.61||72.85||103.1||622
|-
|[[2013 YJ151]]||5.4||40.88||72.88||104.88||622
|-
|[[2014 FC69]]||4.6||40.59||73||105.4||624
|-
|[[(145480) 2005 TB190]]||4.5||46.2||75.2||104.2||652
|-
|[[2014 FC72]]||4.5||51.68||76.32||100.96||667
|-
|[[2014 FZ71]]||6.9||55.93||76.38||96.83||668
|-
|[[2008 ST291]]||4.2||42.31||98.81||155.3||982
|-
|[[2010 ER65]]||5||40.02||100.13||160.24||1002
|-
|[[2014 SS349]]||7.6||45.46||142.37||239.28||1699
|-
|[[(496315) 2013 GP136]]||6.6||41.07||154.81||268.55||1926
|-
|[[2015 KH163]]||7.9||40.07||156.54||273.02||1959
|-
|[[(505478) 2013 UT15]]||6.3||43.88||195.26||346.64||2728
|-
|[[(148209) 2000 CR105]]||6.3||44.29||226.14||407.99||3401
|-
|[[2012 VP113]]||4||80.49||256.64||432.78||4111
|-
|[[2014 SR349]]||6.6||47.57||289||530.42||4913
|-
|[[2013 FT28]]||6.7||43.6||310.07||576.55||5460
|-
|[[(474640) 2004 VN112]]||6.5||47.32||317.65||587.98||5661
|-
|[[2010 GB174]]||6.5||48.76||369.73||690.71||7109
|-
|[[2015 RX245]]||6.2||45.48||407.19||768.89||8217
|-
|[[90377 세드나]]||1.5||76.04||499.43||922.82||11161
|-
|[[2013 SY99]]||6.7||49.91||678.96||1308.01||17691
|-
|[[2015 KG163]]||8.2||40.51||810.11||1579.71||23058
|}

== 같이 보기 ==
* [[고전적 카이퍼대 천체]]
* [[해왕성 바깥 천체]]
* [[세드나족]]

== 각주 ==
; 내용주
<references group="내용주"/>

; 참조주
{{각주}}

{{왜행성}}


[[분류:산란원반 천체|*]]
[[분류:오르트 구름]]