セドナ（準惑星）

セドナ（小惑星番号90377）は、太陽系の最外縁部に位置する準惑星で、海王星の軌道のはるか外側を太陽の周りを公転しています。2003年に発見され、直径は約1,000 kmです。分光分析により、その表面は水、二酸化炭素、エタンの固体氷と、メタン由来の赤みがかったソリンの堆積物の混合物であることが明らかになりました。これは、他の太陽系外天体の表面と似た化学組成です。^{[ 15 ]}セドナには実質的な大気はないと考えられています。^{[ 16 ]}不確実性の範囲内では、小惑星帯のケレスと並んで、衛星を持たないことが知られていない最大の準惑星です。既知の衛星がないため、セドナの質量と密度は不明です。^{[ 17 ]} 

セドナは太陽の周りを一周するのに約11,400年かかります。その軌道は太陽系で知られている中で最も広い軌道の一つです。遠日点は937天文単位（AU）離れており、冥王星の遠日点の約19倍の距離にあります。セドナの軌道は、離心率が0.85と、これまでに発見された中で最も楕円形の軌道の一つでもあります。2026年現在 セドナは太陽から83.0 AU（124億km ）離れており、 ^{[ 18 ]}海王星の2.5倍の距離にある。   

セドナは発見当初、海王星の重力の影響で高離心率軌道に送られた天体のグループである散乱円盤の一員として分類されました。しかし、一部の天文学者は、セドナの近日点が76.2 AU (114億km )と、既知の惑星によって散乱されたとは考えられないほど遠いことから、セドナを内側オールトの雲の最初の既知のメンバーと呼んでいます。その後、セドナは、非常に遠い近日点を持つ高離心率軌道を特徴とする新しいクラスの天体、セドノイドのプロトタイプとなりました。^{[ 19 ]}セドナの共同発見者である天文学者のマイケル・E・ブラウンは、その特異な軌道が太陽系の初期進化に関する情報を提供する可能性があると主張しています。セドナは、仮説上の第9惑星との接近重力遭遇によって軌道が摂動された可能性があります。   

セドナの軌道と太陽系外縁天体の軌道を比較した図（上面図と側面図。冥王星の軌道は紫色、海王星の軌道は青色で示されている）。

セドナと他の2つのセドノイドの1万年ごとの見かけの等級

セドナは、太陽系で知られている同サイズ以上の天体の中で最も長い公転周期を持ち、その公転周期は約11,400年です。 ^{[ 5 ] [ a ]}その軌道は極めて偏心しており、遠日点は約937 AU ^{[ 5 ]}、近日点は76.19 AUです。遠日点付近では、セドナは太陽系 で最も寒い場所の1つであり、終端衝撃波のはるか先に位置し、その極端な距離のため、温度は-240 °C (-400.0 °F )を超えることはありません。 ^{[ 33 ] [ 34 ]}遠日点では、セドナから見た太陽は、他の星々の中でも特に明るい星であり、それ以外は真っ暗な空の中で、地球から見た満月の約45%の明るさです。^{[ 35 ]}その近日点は、セドナ型小惑星2012 VP 113が発見されるまで、既知の太陽系天体の中で最大でした。^{[ 36 ] [ 37 ]}遠日点では、セドナは太陽の周りをわずか 377 m/s で公転しており、^{[ 38 ]}地球の平均公転速度の 1.3% です。^{[ 39 ]}   

セドナが最初に発見されたとき、太陽から89.6  AU ^{[ 40 ]}離れており、近日点に近づいており、観測された太陽系で最も遠い天体でした。セドナは後にエリスに追い抜かれました。エリスは同じ調査で、遠日点付近の97 AUで検出されました。 2024年現在、 セドナは近日点付近にあるため、エリスとゴンゴンは 、それぞれ96 AUと89  AUで、セドナの84 AUよりも太陽から遠いが 、両天体の軌道長半径はセドナよりも短い。^{[ 41 ] [ 42 ] [ 12 ]}長周期彗星の中には、セドナよりも軌道が長いものもある。それらは暗すぎて、太陽系内側で近日点に近づくとき以外は発見できない。2076年半ばにセドナが近日点に近づくと、^{[ 6 ] [ b ]}太陽はセドナの空に非常に明るい点としてのみ見え、遠すぎて肉眼では円盤として見えない。^{[ 43 ]}

セドナは最初に発見されたとき、異常に長い自転周期（20～50日）を持つと考えられていました。^{[ 44 ]}当初は、冥王星の衛星カロンのような大きな連星の重力によってセドナの自転が遅くなっていると推測されていました。^{[ 23 ]}しかし、2004年3月にハッブル宇宙望遠鏡がそのような衛星を探した際、そのような天体は見つかりませんでした。^{[ 44 ] [ c ]}その後、 MMT望遠鏡による測定で、セドナの実際の自転周期は約10時間と、その大きさの天体としてはより一般的であることが示されました。代わりに約18時間で自転する可能性もありますが、これは考えにくいと考えられています。^{[ 10 ]}

可視光では、セドナの絶対等級は約 1.8 で、推定アルベド(反射率) は約 0.41 であり、直径は約 900  km です。^{[ 14 ]}発見当時、セドナは 1930 年の冥王星以来、太陽系で発見された最も明るい天体でした。2004 年に、発見者たちは その直径の上限を 1,800 km としましたが、^{[ 46 ]}スピッツァー宇宙望遠鏡による観測の後、2007 年までにこれは 1,600 km 未満に下方修正されました 。^{[ 47 ]} 2012 年に、ハーシェル宇宙望遠鏡による測定では、セドナの直径は995 ± 80 kmであると示唆され、冥王星の衛星カロンよりも小さいことになります。^{[ 14 ]} 2013年、同じチームが改良された熱物理モデルを用いてセドナの熱データを再解析し、一貫した値を発見した。906 +314 −258  kmであり、元のモデル適合が精密すぎたことを示唆している。^{[ 8 ]} 2013 年のセドナによる恒星掩蔽のオーストラリアの観測では、その直径について同様の結果が得られ、弦長が与えられた。1025 ± 135  kmおよび1305 ± 565  km。^{[ 9 ]}この天体の大きさから、分化が起こり、地下に液体の海があり、地質活動があった可能性が示唆される。^{[ 48 ]}

セドナには既知の衛星がないため、宇宙探査機を送るか、あるいは準惑星の重力によって摂動を受けている近くの天体を見つけない限り、その質量を直接決定することは今のところ不可能です。セドナは、天然の衛星が知られていない太陽を周回する太陽系外天体の中で最大のものです。 ^{[ 49 ]} 2024年現在、ハッブル宇宙望遠鏡による2004年の観測が衛星を探す唯一の公表された試みであり、^{[ 50 ] [ 51 ]}衛星はセドナ自体のまぶしさで見失われている可能性があります。^{[ 52 ]}

SMARTS望遠鏡による観測では、セドナは可視光では太陽系で知られている最も赤い天体の1つであり、火星とほぼ同じくらい赤いことが示されています。^{[ 23 ]}その濃い赤色のスペクトル勾配は、表面に有機物が高濃度で存在することを示しています。 ^{[ 48 ]}チャド・トルヒージョとその同僚は、セドナの濃い赤色は、ソリンと呼ばれる炭化水素スラッジの広範囲にわたる表面コーティングによって引き起こされていると示唆しています。ソリンは、赤みがかった非晶質で不均一な有機混合物であり、準惑星が太陽に接近するか星間空間を通過する際に、数十億年にわたって紫外線、星間粒子、その他の過酷な環境に継続的にさらされた結果、より単純な有機化合物から変化したと仮説が立てられています。^{[ 53 ]}その表面は色とスペクトルが均一です。これは、セドナが太陽に近い天体とは異なり、8405 Asbolusのような新鮮な氷の明るい斑点が露出するような他の天体と衝突することがめったにないためかもしれない。^{[ 53 ]}セドナと他の2つの非常に遠い天体、(308933) 2006 SQ 372と(87269) 2000 OO 67は、外側の古典的なカイパーベルト天体とケンタウルス族の5145 Pholusと同じ色をしており、同様の起源領域を示唆している。^{[ 54 ]}

トルヒーヨらは、セドナの表面組成の上限をメタン氷で60%、水氷で70%と推定した。^{[ 53 ]}メタンの存在は、セドナの表面にソリンが存在することをさらに裏付けている。メタンはソリンを生成できる有機化合物の1つだからである。^{[ 48 ]}バルッチらは、セドナのスペクトルをトリトンのスペクトルと比較し、メタンと窒素の氷に属する弱い吸収帯を検出した。これらの観測から、彼らは表面のモデルとして、トリトン型ソリン24%、非晶質炭素7% 、窒素氷10%、メタノール26% 、メタン33%を提案した。^{[ 55 ]}メタンと水氷の検出は、2006年にスピッツァー宇宙望遠鏡の中赤外線測光によって確認された。^{[ 48 ]}ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡は、 SINFONI近赤外線分光計でセドナを観測し、表面にソリンと水氷の兆候を発見した。^{[ 56 ]}

2022年、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による低解像度近赤外線（0.7～5μm）分光観測により、セドナの表面に大量のエタン氷（C₂H₆ _）と複雑な有機物が存在することが明らかになった。JWSTのスペクトルには、少量のエチレン（C₂H₄ _）、アセチレン（C₂H₂ _）、そしておそらく二酸化炭素（CO₂ _）の存在を示す証拠も含まれている。_一方、メタン（CH₄ _）と窒素氷の存在を示す証拠はほとんど見つからず_、以前の観測結果とは異なっていた。^{[ 57 ]}

表面に窒素が存在する可能性は、少なくとも短期間はセドナに希薄な大気が存在することを示唆している。近日点付近の軌道の200年間の間、セドナの最高温度は、トリトンで見られるα相固体N₂とβ相の間の遷移温度_である35.6 K（-237.6 °C）を超えるはずである。38 Kでは、N₂_蒸気圧は14マイクロバール（1.4 Pa）となる。弱いメタンの吸収帯は、セドナの表面のメタンが新しく堆積したものではなく、古いものであることを示している。この発見は、セドナの表面が、表面のメタンが蒸発して雪として降下するほど高温になることは決してないことを示している。これは、トリトンや恐らく冥王星で起こっていることである。^{[ 48 ]}     

セドナの発見を発表した論文の中で、ブラウンとその同僚は、セドナを、太陽からほぼ1光年離れたところに存在すると考えられている彗星のような天体の仮説上の雲であるオールトの雲に属する最初の観測された天体と表現した。彼らは、エリスのような散乱円盤 天体とは異なり、セドナの近日点（76 AU）は海王星の重力の影響で散乱するには遠すぎることを観察した。^{[ 21 ]}オールトの雲の天体としては予想よりもかなり太陽に近く、惑星やカイパーベルトとほぼ一直線に傾斜しているため、彼らはこの準惑星を、カイパーベルトから雲の球状部分まで広がる円盤に位置する「内側オールトの雲の天体」と表現した。^{[ 58 ] [ 59 ]}

セドナが現在の位置で形成されたとすれば、太陽の原始惑星系円盤は 宇宙空間に75 AUまで広がっていたに違いない。 ^{[ 60 ]}さらに、セドナの初期軌道はほぼ円形であったに違いない。そうでなければ、微惑星間の大きな相対速度が軌道を乱すため、より小さな天体が集まって一つの天体になることは不可能だっただろう。したがって、セドナは他の天体との重力相互作用によって現在の偏心軌道に引き込まれたに違いない。^{[ 61 ]}ブラウン、ラビノウィッツらは最初の論文で、摂動天体の候補として3つを提案した。カイパーベルトの外側にある見えない惑星、通過する単一の恒星、またはセドナが形成された星団に太陽とともに埋め込まれている若い恒星のいずれかである。^{[ 21 ]}

ブラウンと彼のチームは、セドナが太陽誕生星団の星によって現在の軌道に持ち上げられたという仮説を支持し、セドナの遠日点は約 1,000  AU であり、長周期彗星のそれに比べて比較的近いが、太陽から現在の距離にある通過する星の影響を受けるほど遠くはないと主張した。彼らは、セドナの軌道は、太陽がいくつかの星からなる散開星団で形成され、それが時間とともに徐々に分離していったことで最もよく説明できると提案している。^{[ 21 ] [ 62 ] [ 63 ]}この仮説は、アレッサンドロ・モルビデッリとスコット・ジェイ・ケニヨンによっても提唱されている。^{[ 64 ] [ 65 ]}フリオ・A・フェルナンデスとエイドリアン・ブルニーニによるコンピュータシミュレーションは、そのような星団の若い星による複数回の接近通過が、多くの天体をセドナのような軌道に引き込むことを示唆している。^{[ 21 ]}モルビデリとレビソンの研究では、セドナの軌道の最も可能性の高い説明は、 太陽系誕生後最初の 1 億年ほどの間に別の恒星が接近 (約 800 AU) したことで軌道が乱されたことであると示唆した。^{[ 64 ] [ 66 ]}

海王星以遠惑星仮説は、ロドニー・ゴメスやパトリック・リカウカをはじめとする多くの天文学者によって様々な形で提唱されてきた。そのシナリオの一つは、オールトの雲の内側にある惑星サイズの天体によるセドナの軌道の摂動である。2006年のシミュレーションでは、セドナの軌道特性は、 5,000 AU（またはそれ以下）にある木星質量（M _J  ）の天体、2,000 AUにある海王星質量の天体 、あるいは1,000 AUにある地球質量の天体による摂動によって説明できる可能性が示唆され た。^{[ 63 ] [ 67 ]}パトリック・リカウカによるコンピュータシミュレーションでは、セドナの軌道は、太陽系形成初期に海王星によって外側に放出され、現在 太陽から 80 ～ 170 AUの間の細長い軌道にある地球とほぼ同じ大きさの天体によって引き起こされた可能性があることが示されています。 ^{[ 68 ]}ブラウンのさまざまなスカイサーベイでは、約 100 AU までの距離で地球サイズの天体は検出されていません 。そのような天体は、内側オールトの雲の形成後に太陽系外に散乱された可能性があります。^{[ 69 ]}

カリフォルニア工科大学の研究者コンスタンティン・バティギンとマイケル・ブラウンは、セドナを含む極端な太陽系外縁天体の軌道を説明するために、太陽系外縁部にスーパーアース型惑星「惑星ナイン」が存在するという仮説を立てた。 ^{[ 70 ] [ 71 ]}この惑星は地球の6倍の質量を持つ可能性がある。^{[ 72 ]}軌道は非常に偏心しており、太陽からの平均距離は海王星（平均距離30.1天文単位（4.50 × 10⁹ ^km ）で公転）の約15倍になる。したがって、公転周期は約7,000年から15,000年になる。^{[ 72 ]} 

モルビデリとケニヨンは、セドナは太陽系で生まれたのではなく、太陽が通過した太陽系外惑星系、具体的には太陽の質量の約 1/20 ( M☉ )の褐色矮星^{[ 64 ] [} ₆₅ ^{] [ 73 ]}または太陽より 80% 質量が大きい主系列星から太陽に捕獲されたと示唆して^いる。後者は質量が大きいため、現在は白色矮星になっている可能性がある。いずれの場合も、恒星の遭遇は太陽形成後 1 億年以内に起こった可能性が高い。^{[ 64 ] [ 74 ] [ 75 ]}この時期の恒星の遭遇は、オールトの雲を補充するための余剰物質が太陽にあったため、オールトの雲の最終的な質量と数にほとんど影響を与えなかっただろう。^{[ 64 ]}

セドナの軌道は非常に楕円形であるため、現在利用可能な技術では検出と観測のための時間的窓が狭く、検出される確率はおよそ80分の1でした。その発見が偶然でない限り、ほぼ同じ軌道パラメータを持つセドナサイズの天体が太陽系外縁部に40～120個存在すると予想されます。^{[ 21 ] [ 45 ]}

2007年、天文学者のメーガン・シュワンブは、セドナの極端な軌道の原因として提案されている各メカニズムが、より広範な天体群の構造と力学にどのように影響するかを概説した。もし太陽系外惑星が原因であれば、そのような天体はすべてほぼ同じ近日点（約80  AU）を共有するだろう。もしセドナが太陽系と同じ方向に回転する別の惑星系から捕獲されたものであれば、その天体群はすべて比較的低い軌道傾斜角を持ち、軌道長半径は100 AUから500  AUの範囲になるだろう。もし反対方向に回転していたら、低い軌道傾斜角を持つものと高い軌道傾斜角を持つものの2つの集団が形成されるだろう。通過する恒星による摂動は、近日点と軌道傾斜角に幅広い変化をもたらし、それぞれがそのような遭遇の数と角度に依存するだろう。^{[ 69 ]}

セドナの極端な近日点を持つ天体のサンプルを増やすことで、どのシナリオが最も可能性が高いかを判断するのに役立つかもしれない。^{[ 76 ]}ブラウンは2006年に「私はセドナを太陽系初期の化石記録と呼んでいます。いずれ他の化石記録が見つかったら、セドナは太陽がどのように形成されたか、そして太陽が形成されたときに太陽の近くにあった星の数を教えてくれるでしょう」と述べた。^{[ 77 ]}ブラウン、ラビノウィッツ、メーガン・シュワンブによる2007年から2008年の調査では、セドナの仮説上の集団の別のメンバーを探そうとした。この調査は1,000  AUまでの動きに敏感で、おそらく準惑星ゴンゴンを発見したが、新しいセドノイドは検出されなかった。^{[ 76 ]}新しいデータを取り入れたその後のシミュレーションでは、この領域にはおそらく40個のセドナサイズの天体が存在し、最も明るいものはエリスの等級（-1.0）程度であると示唆された。^{[ 76 ]}

2014年、チャド・トルヒーヨとスコット・シェパードは^、セドナの半分の大きさで、セドナと同様の4,200年の軌道を持ち、近日点がセドナの約80AUの範囲内にある天体2012 VP 113 [ 37 ]の発見を発表した。[ 78 ] 彼らは、この軌道の類似性は、海王星以遠惑星の重力誘導効果によるものかもしれないと推測した。[ 79 ] 2018年には、シェパードら^が別の高近日点^{海王星以遠天体}を^発表し、暫定的に2015 TG ₃₈₇と命名され、現在はレレアクーホヌアと名付けられている。^{[ 80 ]}近日点距離が 65 AU、さらに遠い軌道周期が 40,000 年であることから、その近日点経度(太陽に最も近づく位置) はセドナと2012 VP ₁₁₃の両方の方向と一致しているように見え、仮説上の遠方の惑星 (プラネット ナインと呼ばれている) の影響を受けていると疑われる海王星以遠天体の見かけ上の軌道クラスターの根拠を強化している。セドナの天体群とレレアクホヌアの軌道力学を詳細に調べた研究で、シェパードは、この発見は、直径 40 km を超えるオールトの雲の内側の天体が約 200 万個存在し、総質量が次の範囲にあることを示唆していると結論付けた。   1 × 10 ²²  kg（小惑星帯の数倍の質量、冥王星の質量の80%）。^{[ 81 ]}

セドナは、惑星ナインやその他のまだ知られていない太陽系外惑星を探す全天調査の予備作業の一環として、2020年にトランジット系外惑星探査衛星のデータから発見された。 ^{[ 82 ]}

セドナの発見は、どの天体を惑星とみなすべきか、どの天体を惑星とみなすべきでないかという古くからの疑問を再び提起した。2004年3月15日、一般紙のセドナに関する記事は、10番目の惑星が発見されたと報じた。この問題は、2006年8月24日に採択された国際天文学連合の惑星の定義を適用することで、多くの天文学者にとって解決された。この定義では、惑星は軌道の周辺を掃き清めなければならないと規定されている。セドナは周辺を掃き清めていないと考えられている。定量的に言えば、そのスターン・レビソン・パラメータは1よりはるかに小さいと推定されている。^{[ d ]} IAUはまた、惑星と同様に静水圧平衡状態にあり、惑星のような地質活動を示すことができるが、軌道周辺を掃き清めていない最大の非惑星（その名前にもかかわらず）を表す用語として、準惑星を採用した。^{[ 84 ]}セドナは十分に明るく、したがって十分に大きいため、静水圧平衡状態にあると予想されます。^{[ 85 ]}そのため、天文学者は一般的にセドナを準惑星とみなしています。^{[ 56 ] [ 86 ] [ 87 ] [ 88 ] [ 89 ] [ 90 ]}ほとんどの天文学者がセドナを準惑星とみなしているにもかかわらず、IAU が認めている準惑星のリストは 2006 年以降変更されていません。^{[ 91 ]}

セドナは物理的分類に加えて、軌道によっても分類されています。太陽系の天体を公式にカタログ化している小惑星センターは、セドナを海王星以遠の軌道を公転しているため、海王星以遠の天体としてのみ指定しています^{[ 92 ]} 。JPL小天体データベースも同様です^{[ 93 ]}。より正確な軌道分類の問題は長らく議論されており、多くの天文学者は、セドノイドを2000 CR 105などの類似の天体とともに、遠方天体の新しいカテゴリーである拡張散乱円盤天体（E-SDO）^{[ 94 ]} 、分離天体^{[ 95 ]} 、遠方分離天体（DDO）^{[ 67 ]} 、またはディープエクリプティックサーベイによる正式な分類における散乱拡張天体^{[ 96 ]}に分類することを提案しています。

セドナは2076年7月頃に近日点に到達します。^{[ 6 ] [ b ]}この太陽への接近は、1万1千年以上もの間二度と起こらない、セドナを研究する絶好の機会となります。セドナは軌道の大部分を太陽風が星間粒子風に変わる地点である太陽圏の外側で過ごすため、セドナの表面を調査することで、星間放射線の影響や、太陽風が最も遠くまで達したときの特性に関する独自の情報が得られます。^{[ 97 ]} 2011年に計算されたところによると、2033年5月6日または2046年6月23日の打ち上げ日を基に、木星の重力アシストを利用したセドナへのフライバイミッションには24.48年かかる可能性があります。宇宙船が2057年末または2070年末頃に到着したとき、セドナはそれぞれ太陽から77.27 AUまたは76.43 AUの距離にあります。^{[ 98 ]}その他の潜在的な飛行軌道には、木星だけでなく、金星、地球、土星、海王星の重力アシストも含まれる。^{[ 99 ]}テネシー大学の研究でも、着陸機の可能性が検討されている。^{[ 100 ]} 2025年の研究では、移動時間を短縮する方法が見つかった。核融合ロケットは10年で大型宇宙船をセドナの周回軌道に運ぶことができ、ソーラーセイルははるかに小さなペイロードで7年で天体のそばを通過することができ、近日点通過の数十年前に到着できることが判明した。^{[ 101 ]} 

• NASAのセドナに関するページ。 2018年3月14日にWayback Machineにアーカイブされました（発見時の写真）。
• マイク・ブラウンのセドナのページ
• JPL小天体データベースにおけるセドナ