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카이퍼대

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목차

1. 개요

카이퍼대는 해왕성 궤도 너머에 위치한 태양계 외곽의 천체 밀집 지역이다. 1940년대와 1950년대에 천문학자 케네스 에지워스와 제라드 카이퍼가 혜성의 기원으로 가설을 제시했으며, 1992년 최초의 카이퍼대 천체인 (15760) 알비온이 발견되면서 그 존재가 확인되었다. 카이퍼대는 고전적 카이퍼대, 공명 카이퍼대, 산란 분포대로 구분되며, 명왕성을 포함한 왜행성과 다양한 크기의 얼음 천체들로 구성되어 있다. 1980년대부터 1990년대에 걸쳐 탐색이 이루어졌으며, 뉴 허라이즌스 탐사선을 통해 명왕성과 아로코스 등 카이퍼대 천체에 대한 근접 관측이 이루어졌다. 카이퍼 벨트의 정확한 기원은 아직 밝혀지지 않았으며, 50AU 이후 천체의 급격한 감소 현상인 "카이퍼 절벽"의 원인 또한 미스터리로 남아 있다.

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    1993 RP는 아직 발견되지 않은 외부 태양계 천체이며, 해왕성 바깥 천체로 분류될 가능성이 있으나 관측 자료 부족으로 정확한 분류는 어렵다.
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카이퍼대
개요
위치해왕성 궤도 너머
구성작은 천체 (주로 얼음)
명칭
다른 이름에지워스-카이퍼 벨트 (Edgeworth-Kuiper belt)
명명 유래제럴드 카이퍼의 이름을 따서 명명
발음IPA: /'kaɪpər/
특징
주요 구성원명왕성
하우메아
마케마케
기타 태양계 외곽 천체(TNO)
크기화성 궤도에서 태양까지 거리의 약 20배
질량지구 질량의 0.01 ~ 0.1배 추정
내부 밀도소행성대보다 훨씬 낮음
역사
가설1950년대: 제럴드 카이퍼의 가설
1980년: 훌리오 페르난데스의 가설
최초 발견1992년
하위 그룹
주요 그룹고전적 카이퍼대 천체
공명 카이퍼대 천체
산란원반 천체
기타 그룹해왕성 트로이군
켄타우루스군 (소행성)
추가 정보
관련 링크https://www.cfeps.net/

2. 역사

1943년 아일랜드의 천문학자 케네스 에지워스와, 1951년 미국의 천문학자 제라드 카이퍼는 각각 황도면 가까운 곳에 혜성의 집합 장소가 존재할 것이라고 제안했다. 한때는 모든 혜성의 기원이 오르트 구름이라고 생각했지만, 관측 결과 대부분 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가까워, 단주기 혜성의 기원은 원형의 오르트 구름이 아닌 원반형의 카이퍼대라고 추측하게 되었다.

1980년 훌리오 페르난데스는 대부분 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가깝기 때문에 단주기 혜성의 기원은 구형 오르트 구름이 아닌 원반 모양의 에지워스 카이퍼대라고 주장했다. 1988년에는 마틴 덩컨, 토머스 퀸, 스콧 트레메인이 시뮬레이션을 통해 오르트 구름에서 임의의 방향으로 오는 혜성이 실제 단주기 혜성에서 발견되는 1에 가까운 이심률이 되는 것은 불가능하다는 것을 보였다. 이로써 카이퍼대의 존재는 널리 알려지게 되었으나, 확증된 것은 아니었고 혜성의 기원이 어디인지는 불분명했다.

1980년대부터 1990년대에 걸쳐 몇몇 팀이 가설상의 카이퍼대를 확인하기 위해 탐색을 시작했다. 1992년 8월, 제인 루와 데이비드 주잇은 태양에서 멀리 떨어진 소행성 (15760) 1992 QB₁을 발견했다. 곧 소행성의 궤도가 확정되자 (15760) 1992 QB₁은 카이퍼대 천체로 판명되었다. (15760) 1992 QB₁은 명왕성, 카론을 제외한 최초의 해왕성 바깥 천체(KBO)이며, 명왕성보다 먼 최초의 소행성이다. 이후 소행성 번호 (15760)이 주어졌으나 정식 이름은 붙지 않고 임시 이름을 그대로 줄여 'QB1'으로 불린다. 고전적 KBO의 대표적인 그룹인 큐비원족의 이름은 여기서 유래했다.[148][149] 그 후 1993년에는 5개, 이후 매년 10개 이상의 KBO가 발견되었고, 그 지역에 실제로 많은 천체가 존재한다는 것이 밝혀졌다.

2006년에는 1000개 이상의 해왕성 바깥 천체(EKBO)가 발견되었으며, 명왕성과 카론도 EKBO로 분류되게 되었다.

명왕성과 카론


마우나케아 정상의 망원경들. 카이퍼 벨트는 왼쪽에서 네 번째인 UH88을 사용하여 발견되었다.


1987년, 당시 MIT에 있던 천문학자 데이비드 제윗은 "외태양계의 명백한 공허함"에 대해 점점 더 당황하게 되었다.[37] 그는 당시 대학원생이었던 제인 루에게 명왕성 궤도 너머의 다른 천체를 찾는 데 도움을 줄 것을 요청했고, "우리가 하지 않으면 아무도 하지 않을 것"이라고 말했다.[25] 제윗과 루는 애리조나의 키트피크 국립 천문대와 칠레의 세로톨롤로 미국천문대 망원경을 사용하여 클라이드 톰보와 찰스 코왈이 했던 것과 거의 같은 방식으로 깜빡 비교기를 이용해 탐색을 수행했다.[25] 처음에는 각 사진 한 쌍을 조사하는 데 약 8시간이 걸렸지만, 전자 전하 결합 소자(CCD)가 도입되면서 과정이 빨라졌다. 오늘날 CCD는 대부분의 천문학적 검출기의 기반을 이룬다.[25] 1988년 제윗은 하와이 대학교 천문학 연구소로 자리를 옮겼고, 루는 하와이 대학교 마우나케아의 2.24m 망원경에서 그와 함께 일하게 되었다.[25] 5년간의 탐색 끝에 제윗과 루는 1992년 8월 30일 "카이퍼 벨트 후보 천체 (15760) 1992 QB₁"의 발견을 발표했다.[37] 6개월 후, 그들은 그 지역에서 두 번째 천체인 (181708) 1993 FW를 발견했다.[38]

2. 1. 가설

1943년 아일랜드의 천문학자 케네스 에지워스와, 1951년 미국의 천문학자 제라드 카이퍼는 각각 황도면 가까운 곳에 혜성의 집합장소가 존재할 것이라 제안하였다.[25][1][26] 한때는 모든 혜성의 기원이 오르트 구름이라고 생각했지만, 관측 결과 대부분의 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가까운 것에서, 단주기 혜성의 기원은 원형의 오르트 구름이 아닌 원반형의 카이퍼대라고 추측하게 되었다.

1980년 훌리오 페르난데스는 대부분의 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가깝기 때문에, 단주기 혜성의 기원은 구형 오르트 구름이 아닌 원반 모양의 에지워스 카이퍼대라고 주장했다.[35] 1988년에는 마틴 덩컨, 토머스 퀸, 스콧 트레메인이 시뮬레이션을 통해 오르트 구름에서 임의의 방향으로 오는 혜성이 실제 단주기 혜성에서 발견되는 1에 가까운 이심률이 되는 것은 있을 수 없는 일이라는 것을 보여 주었다.[36]

1930년 명왕성이 발견된 후, 많은 사람들이 명왕성이 혼자가 아닐 것이라고 추측했다. 현재 카이퍼 벨트라고 불리는 영역은 수십 년 동안 다양한 형태로 가설화되었다. 그 존재에 대한 최초의 직접적인 증거가 발견된 것은 1992년에 이르러서였다.

최초로 해왕성 너머 천체 집단의 존재를 제안한 천문학자는 프레데릭 C. 레오나드였다. 1930년 클라이드 톰보가 명왕성을 발견한 직후, 레오나드는 명왕성이 "해왕성 너머 천체들의 최초의 것일 가능성이 높으며, 나머지 천체들은 아직 발견되지 않았지만 결국에는 발견될 운명"이라고 생각했다. 같은 해, 아민 오토 로이슈너 천문학자는 명왕성이 "아직 발견되지 않은 많은 장주기 행성 천체 중 하나일 수 있다"고 제안했다.

카이퍼 벨트의 이름이 된 천문학자 제라드 카이퍼


1943년, 케네스 에지워스는 영국천문학회지에 해왕성 너머 지역에서 원시 태양계 성운 내 물질이 행성으로 응축되기에는 너무 넓게 분포되어 있어, 오히려 수많은 작은 천체로 응축되었다는 가설을 제시했다. 그는 이를 통해 "행성 궤도 너머 태양계 외곽 지역은 비교적 작은 천체들이 매우 많이 존재하는 곳"이며, 때때로 그중 하나가 "자신의 영역에서 벗어나 내태양계를 드물게 방문하는 방문객"이 되어, 혜성이 된다고 결론지었다.

1951년, 제라드 카이퍼는 "천체물리학: 주제별 심포지엄" 논문에서 태양계 초기 진화 과정에서 유사한 원반이 형성되었다는 추측을 제기하고, 그 원반은 "많은 구성원을 잃고 길 잃은 소행성이 된 원래의 무리의 잔해로, 마치 열린 은하 성단이 별들로 흩어지는 것과 같다"고 결론지었다. 또 다른 논문에서 카이퍼는 "38~50 천문단위(즉, 원시 해왕성 바로 바깥)"에 있는 "태양계 성운의 가장 바깥쪽 지역"에 대해 언급하며, 그곳에서 "응축 생성물(H₂O, NH₃, CH₄ 등의 얼음)이 형성되었고, 그 조각들이 천천히 모여 크기가 1km 이상에 달하는 더 큰 집합체를 형성했을 것"이라고 썼다. 그는 "이러한 응축체는 크기, 수, 구성 면에서 혜성을 설명하는 것으로 보인다"라고 덧붙였다. 카이퍼에 따르면 "30~50 천문단위의 전체 지역을 지나는 명왕성은 혜성을 태양계 전체로 흩어지게 만든 원인"이다.[26] 카이퍼는 당시 일반적이었던 명왕성이 지구 크기라는 가정하에 작업했으며, 따라서 이러한 천체들을 오르트 구름 쪽으로 또는 태양계 밖으로 흩어놓았다고 한다. 만약 그랬다면 오늘날 카이퍼 벨트는 존재하지 않았을 것이다.

1962년, 물리학자 알 G.W. 캐머런은 "태양계 외곽에 엄청난 양의 작은 물질이 존재한다"는 가설을 세웠다. 1964년, 혜성 구조에 대한 유명한 "더러운 눈덩이" 가설을 대중화한 프레드 휘플은 "혜성 벨트"가 천왕성 궤도의 추정상의 불일치(행성 X 탐색을 촉발한)를 일으킬 만큼, 또는 적어도 알려진 혜성의 궤도에 영향을 미칠 만큼 충분히 질량이 클 수 있다고 생각했다. 관측 결과 이 가설은 배제되었다.

1977년, 찰스 코월은 토성과 천왕성 사이의 궤도를 도는 얼음 소행성인 2060 키론을 발견했다. 그는 클라이드 톰보가 거의 50년 전에 명왕성을 발견하는 데 사용했던 것과 같은 깜빡 비교기를 사용했다. 1992년, 유사한 궤도를 도는 또 다른 천체인 5145 폴루스가 발견되었다. 오늘날, 켄타우루스군이라고 불리는 혜성과 같은 천체 집단이 목성과 해왕성 사이의 지역에 존재하는 것으로 알려져 있다. 켄타우루스군의 궤도는 불안정하며 역학적 수명은 수백만 년이다. 키론이 1977년 발견된 이후, 천문학자들은 켄타우루스군이 따라서 어떤 외곽 저수지에 의해 자주 보충되어야 한다고 추측해 왔다.

1980년, 천문학자 후리오 안헬 페르난데스는 벨트의 존재를 예측했다.


1980년, 우루과이 천문학자 훌리오 안헬 페르난데스는 오르트 구름에서 내태양계로 보내지는 단주기 혜성마다 600개가 성간 공간으로 방출되어야 한다고 밝혔다. 그는 관측된 혜성의 수를 설명하려면 35~50 AU 사이의 혜성 벨트가 필요할 것이라고 추측했다. 페르난데스의 연구에 이어 1988년 캐나다 팀인 마틴 던컨, 톰 퀸과 스콧 트레메인은 관측된 모든 혜성이 오르트 구름에서 온 것인지 확인하기 위해 여러 번의 컴퓨터 시뮬레이션을 실행했다. 그들은 오르트 구름이 모든 단주기 혜성을 설명할 수 없다는 것을 발견했다. 페르난데스 논문의 첫 문장에 "카이퍼"와 "혜성 벨트"라는 단어가 나왔기 때문에 트레메인은 이 가상의 지역을 "카이퍼 벨트"라고 명명했다고 한다.

2. 2. 발견

1943년 아일랜드의 천문학자 케네스 에지워스와 1951년 미국의 천문학자 제라드 카이퍼는 황도면 가까이에 혜성의 집합 장소가 존재할 것이라고 제안했다. 한때는 모든 혜성의 기원이 오르트 구름이라고 생각했지만, 관측 결과 대부분 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가까운 것을 바탕으로, 단주기 혜성의 기원은 원형의 오르트 구름이 아닌 원반형의 카이퍼대라고 추측하게 되었다.

1980년 훌리오 페르난데스는 대부분 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가깝기 때문에 단주기 혜성의 기원은 구형 오르트 구름이 아닌 원반 모양의 에지워스 카이퍼대라고 주장했다. 1988년에는 마틴 덩컨, 토머스 퀸, 스콧 토레메인이 시뮬레이션을 통해 오르트 구름에서 임의의 방향으로 오는 혜성이 실제 단주기 혜성에서 발견되는 1에 가까운 이심률이 되는 것은 불가능하다는 것을 보였다. 이를 통해 카이퍼대의 존재는 널리 알려지게 되었다. 그러나 확증된 것은 아니며 혜성의 기원이 어디인지는 불분명하다.

1980년대부터 1990년대에 걸쳐 몇몇 팀이 가설상의 카이퍼대를 확인하기 위해 탐색을 시작했다. 1992년 8월, 제인 루와 데이비드 주잇은 태양에서 멀리 떨어진 소행성 (15760) 1992 QB₁을 발견했다. 곧 소행성의 궤도가 확정되자 (15760) 1992 QB₁은 카이퍼대 천체로 판명되었다. (15760) 1992 QB₁은 명왕성, 카론을 제외한 최초의 해왕성 바깥 천체(KBO)이며, 명왕성보다 먼 최초의 소행성이다. 이후 소행성 번호 (15760)이 주어졌으나 정식 이름은 붙지 않고 임시 이름을 그대로 줄여 'QB1'으로 불린다. 고전적 KBO의 대표적인 그룹인 큐비원족의 이름은 여기서 유래했다.[148][149] 그 후 1993년에는 5개, 이후 매년 10개 이상의 KBO가 발견되었고, 그 지역에 실제로 많은 천체가 존재한다는 것이 밝혀졌다.

2006년 시점에서 1000개 이상의 해왕성 바깥 천체(EKBO)가 발견되었다. 또한 명왕성과 카론도 EKBO로 분류되게 되었다.

1930년 명왕성이 발견된 후, 많은 사람들은 명왕성이 혼자가 아닐 것이라고 추측했다. 현재 카이퍼 벨트라고 불리는 영역은 수십 년 동안 다양한 형태로 가설화되었다. 그 존재에 대한 최초의 직접적인 증거가 발견된 것은 1992년에 이르러서였다. 카이퍼 벨트의 본질에 대한 이전의 많은 추측과 다양성으로 인해 누가 처음으로 제안했는지에 대한 공로를 누구에게 돌려야 할지에 대한 불확실성이 지속되고 있다.[22]

1987년, 당시 MIT에 있던 천문학자 데이비드 제윗은 "외 태양계의 명백한 공허함"에 대해 점점 더 당황하게 되었다.[37] 그는 당시 대학원생이었던 제인 루에게 명왕성 궤도 너머의 다른 천체를 찾는 그의 노력에 도움을 줄 것을 격려했는데, 그 이유는 그가 그녀에게 "우리가 하지 않으면 아무도 하지 않을 것"이라고 말했기 때문이다.[25] 애리조나의 키트피크 국립 천문대와 칠레의 세로톨롤로 미국천문대의 망원경을 사용하여 제윗과 루는 클라이드 톰보와 찰스 코왈이 했던 것과 거의 같은 방식으로, 깜빡 비교기를 사용하여 탐색을 수행했다.[25] 처음에는 각 사진 한 쌍을 조사하는 데 약 8시간이 걸렸지만, 전자 전하 결합 소자(CCD)가 도입되면서 과정이 빨라졌다. CCD는 시야가 더 좁았지만 빛을 수집하는 데 더 효율적일 뿐만 아니라 (사진에서 얻는 10%가 아닌, 들어오는 빛의 90%를 유지했으며) 컴퓨터 화면에서 가상으로 깜빡이는 과정을 수행할 수 있게 해주었다. 오늘날 CCD는 대부분의 천문학적 검출기의 기반을 이룬다.[25] 1988년, 제윗은 하와이 대학교 천문학 연구소로 자리를 옮겼다. 루는 나중에 하와이 대학교의 마우나케아에 있는 2.24m 망원경에서 그와 함께 일하게 되었다.[25] 결국 CCD의 시야는 1024 x 1024 픽셀로 증가하여 훨씬 더 빠르게 검색을 수행할 수 있게 되었다.[25] 마침내 5년간의 탐색 끝에 제윗과 루는 1992년 8월 30일 "카이퍼 벨트 후보 천체 (15760) 1992 QB₁"의 발견을 발표했다.[37] 이 천체는 나중에 15760 알비온으로 명명되었다. 6개월 후, 그들은 그 지역에서 두 번째 천체인 (181708) 1993 FW를 발견했다.[38]

3. 범위와 구분

카이퍼대는 궤도의 궤도 길이 반경과 근일점 거리에 따라 고전 카이퍼대와 산란 분포대(산란 카이퍼대)로 나뉜다. 안쪽 경계인 해왕성 궤도를 제외하고 다른 부분의 구분은 명확하지 않다.


  • 고전 카이퍼대: 궤도 길이 반경이 해왕성(약 30AU)보다 크고, 공전주기가 해왕성의 약 2배가 되는 크기(약 48~50AU) 이하인 영역으로 해왕성의 중력 영향을 강하게 받는다.
  • 공명 카이퍼대: 고전 카이퍼대 중에서도 특히 공전주기가 해왕성과 정수 비율의 관계인 영역이다.
  • 산란 분포대(산란 카이퍼대): 궤도 길이 반경이 약 48~400AU, 근일점 거리가 약 40AU 이하인 영역으로, 근일점에서는 해왕성의 중력 영향을 받는다.
  • 확장 산란 분포대 (Extended - Scattered Disk): 궤도 길이 반경이 약 48~500AU, 근일점 거리가 약 40~80AU인 영역이다. 해왕성의 중력 영향을 거의 받지 않는다.


대부분 천체의 궤도 경사각은 10° 이하에서 30°이며 이를 넘는 것은 거의 없다. 카이퍼대는 고리 형태의 평평한 디스크 형이라고 할 수 있다.[44][45][46]

카이퍼대 내의 먼지는 어두운 적외선 원반을 형성한다. (재생 버튼으로 영상 재생)


해왕성 바깥 천체의 다양한 역학적 종류


카론과 명왕성


카이퍼대에 위치한 천체를 '''카이퍼대 천체'''(KBO)라고 한다. 1951년 제러드 카이퍼는 단주기 혜성의 기원으로 카이퍼대를 예언했다. 카이퍼대 천체는 오랫동안 이론적으로만 존재하다가 1992년 처음 발견되었으며, 1992 QB₁으로 명명되었다. 카이퍼대 천체가 충돌이나 중력 섭동을 받게 되면 안쪽으로 들어오기도 하는데, 이것이 단주기 혜성의 기원이다. 반대로 어떤 천체는 바깥으로 튕겨나가 오르트 구름의 구성원이 되기도 한다.

가장 넓은 범위(산란 원반 제외)와 외곽 지역을 포함하여 카이퍼대는 약 30~55AU까지 뻗어 있다. 카이퍼대의 주요 부분은 일반적으로 39.5AU의 2:3 평균 운동 공명에서 약 48AU의 1:2 공명까지 뻗어 있는 것으로 받아들여진다.[44]

3. 1. 고전적 카이퍼 벨트

해왕성과의 2:3 궤도 공명과 1:2 공명 사이, 대략 42~48 AU 지점에서는 해왕성과의 중력 상호작용이 오랜 시간에 걸쳐 일어나므로, 천체들은 궤도가 거의 변하지 않은 채 존재할 수 있다. 이 영역은 고전 카이퍼대로 알려져 있으며, 현재까지 관측된 카이퍼대 천체(KBO)의 약 3분의 2를 차지한다.[48][49] 최초로 발견된 현대적인 KBO인 알비온(1992 QB₁)은 오랫동안 1992 QB₁으로 불렸으며, 이 그룹의 원형으로 간주되므로 고전 KBO는 종종 큐비워노족("Q-B-1-os")이라고 불린다.[50][51] 국제천문연맹(IAU)에서 정한 지침에 따르면, 고전 KBO는 창조와 관련된 신화 속 존재의 이름을 붙여야 한다.[52]

고전 카이퍼대는 두 개의 별개 집단으로 구성되어 있는 것으로 보인다. 첫 번째 집단은 "역학적으로 차가운" 집단으로 알려져 있으며, 행성과 매우 유사한 궤도를 가지고 있다. 거의 원형이며, 궤도 이심률이 0.1 미만이고, 궤도 경사각은 약 10° 이하로 비교적 낮다. 차가운 집단에는 핵이라고 하는 천체의 밀집 영역이 있으며, 궤도장반지름은 44~44.5 AU이다.[53] 두 번째 집단인 "역학적으로 뜨거운" 집단은 황도면에 대해 최대 30°까지 기울어진 궤도를 가지고 있다. 두 집단은 온도의 큰 차이 때문이 아니라, 가열됨에 따라 상대 속도가 증가하는 기체 속 입자와의 유추에서 이러한 이름이 붙여졌다.[54]

두 집단은 궤도가 다를 뿐만 아니라, 차가운 집단은 색깔과 알베도가 다르며, 더 붉고 밝고, 이중성 천체의 비율이 더 높고,[55] 크기 분포가 다르며,[100] 매우 큰 천체가 없다.[56] 역학적으로 차가운 집단의 질량은 뜨거운 집단 질량의 약 30분의 1이다.[100] 색깔의 차이는 서로 다른 구성 성분을 반영하는 것일 수 있으며, 이는 서로 다른 영역에서 형성되었음을 시사한다. 뜨거운 집단은 해왕성의 원래 궤도 근처에서 형성되어 거대 행성의 이동 과정에서 흩어졌을 것으로 추측된다.[3][57] 반면에 차가운 집단은 느슨한 이중성 천체가 해왕성과의 만남에서 살아남을 가능성이 적기 때문에 현재 위치에서 거의 형성되었을 것으로 추측된다.[69] 니스 모델은 구성 성분의 차이를 적어도 부분적으로 설명할 수 있는 것으로 보이지만, 색깔 차이는 표면 진화의 차이를 반영할 수 있다는 주장도 제기되었다.[76]

3. 2. 공명 카이퍼 벨트

해왕성과 궤도 공명을 이루는 카이퍼 벨트 천체는 해왕성의 중력에 의해 특정 궤도에 안정적으로 머무르게 된다. 이들은 해왕성의 공전 주기와 정수 비율로 공전 주기를 가지며, 해왕성과 동기화된 운동을 한다.

대표적인 예로, 2:3 공명을 하는 천체들은 해왕성이 태양을 세 번 공전할 때 두 번 공전한다. 이들은 약 39.4 AU의 장반축을 가지며, 명왕성과 그 위성들을 포함하여 약 200개의 천체가 알려져 있다. 이들을 플루티노라고 부르며, 명왕성처럼 지하 세계의 신의 이름을 따서 명명된다.[58] 플루티노들은 궤도 이심률이 커서 해왕성의 궤도를 가로지르지만, 공명 때문에 충돌하지 않는다.[59] 이는 플루티노들이 원래 위치에서 이동해 온 것임을 시사한다.[59]
1:2 공명은 해왕성이 한 번 공전할 때 천체가 절반의 궤도를 도는 경우로, 약 47.7 AU의 장반축을 가진다.[60] 이들은 투티노라고 불리며, 수가 적다. 3:4, 3:5, 4:7, 2:5 등 다른 공명도 존재한다.[25]

해왕성의 라그랑주점에는 트로이 천체들이 존재하며, 해왕성과 1:1 공명을 이루며 안정적인 궤도를 가진다.

39 AU 미만의 장반축을 가진 천체가 적은 이유는 해왕성의 이동으로 인한 불안정한 궤도 공명 때문으로 추정된다.[25]

큐비워노(파란색), 공명 천체(빨간색), 세드노이드(노란색), 산란 분포 천체(회색)의 분포


궤도 분류(궤도 장반축의 개략도)

3. 3. 산란 분포대

산란 분포 천체(검정색), 고전적 카이퍼대 천체(파란색), 그리고 2:5 공명 천체(녹색)의 궤도 비교. 다른 카이퍼대 천체의 궤도는 회색으로 표시됨. (비교를 위해 궤도 축을 정렬함.)


산란 원반은 드물게 천체가 분포하는 영역으로, 카이퍼대와 겹치지만 100AU를 넘어서까지 확장된다. 산란 원반 천체(SDO)는 매우 타원형 궤도를 가지며, 종종 황도면에 대해 매우 기울어져 있다. 대부분의 태양계 형성 모델은 카이퍼대 천체와 산란 원반 천체가 모두 원시 벨트에서 처음 형성되었고, 그 후 특히 해왕성과의 중력 상호 작용으로 인해 일부는 안정적인 궤도(카이퍼대 천체)로, 일부는 불안정한 궤도인 산란 원반으로 밖으로 이동했다고 보여준다.[17] 불안정한 특성으로 인해 산란 원반은 태양계의 많은 단주기 혜성의 기원으로 의심받고 있다. 그들의 역동적인 궤도는 때때로 그들을 내부 태양계로 밀어넣어, 먼저 켄타우루스족이 된 다음 단주기 혜성이 된다.[17]

소행성 센터에 따르면, 모든 해왕성 바깥 천체를 공식적으로 목록화하며, 카이퍼대 천체는 기원이나 구성에 관계없이 정의된 카이퍼대 영역 내에서만 궤도를 도는 모든 천체이다. 벨트 외부에서 발견된 천체는 산란 천체로 분류된다.[107] 일부 과학계에서는 "카이퍼대 천체"라는 용어가 태양계 외곽에 있는 얼음질 소행성으로, 태양계 역사의 대부분 동안 궤도가 카이퍼대 너머(예: 산란 원반 영역)에 있었더라도 초기 종류의 일부였을 것으로 추정되는 모든 천체를 의미하는 것으로 사용되기도 한다. 그래서 산란 원반 천체를 "산란 카이퍼대 천체"라고 묘사하는 경우가 많다.[108] 에리스는 종종 카이퍼대 천체라고 불리지만, 기술적으로는 산란 원반 천체이다.[107] 카이퍼대의 정확한 정의에 대한 천문학자들 간의 합의는 아직 이루어지지 않았으며, 이 문제는 여전히 해결되지 않고 있다.

켄타우루스족은 카이퍼대의 일부로 일반적으로 간주되지 않지만, 산란 천체로 여겨진다. 유일한 차이점은 바깥쪽으로 산란된 것이 아니라 안쪽으로 산란되었다는 점이다. 소행성 센터는 켄타우루스족과 산란 원반 천체를 산란 천체로 함께 분류한다.[107]

4. 구성 천체

카이퍼대 천체는 에지워스 카이퍼 벨트 천체(EKBO), 카이퍼 벨트 천체(KBO), 카이퍼 천체(EKO) 등으로 불린다.[147] EKBO는 고전적 EKBO, 공명 EKBO, 흩어진 KBO로 나뉜다. 고전적 KBO는 궤도 거리가 약 30~50AU이다. 흩어진 KBO는 궤도 이심률과 기울기가 크며, 근일점 거리는 보통 35AU 정도이다. 이들은 단주기 혜성의 근원 중 하나로 추측된다. 공명 KBO는 해왕성과 궤도 공명 관계에 있으며, 공전 주기 비율에 따라 명왕성족 등 여러 족으로 나뉜다. 에리스처럼 산란원반에 있으며 이심률이 큰 천체는 산란 분포대 천체(SDO) 또는 산란 카이퍼대 천체(SKBO)로 구분된다. 세드나는 확장 산란 분포대 천체(E-SDO) 또는 오르트 구름 천체로 생각되며, 넓은 의미로 EKBO에 포함되지 않는다.

태양계 외곽의 카이퍼 벨트(녹색)


카이퍼 벨트는 태양 주변 원시 행성계 원반에서 행성으로 합쳐지지 못하고 남은 미행성으로 구성된 것으로 추정된다. 가장 큰 천체의 지름은 미만이다.

4. 1. 주요 천체

카이퍼대의 천체는 에지워스 카이퍼 벨트 천체(EKBO), 카이퍼 벨트 천체(KBO), 카이퍼 천체(EKO) 등으로 불린다.[147] 이들은 주로 물이 얼음 형태로 된 작은 천체로, 편의상 소행성으로 취급된다.

EKBO는 고전적 EKBO, 공명 EKBO, 흩어진(scattered) KBO로 나눌 수 있다. 고전적 KBO는 궤도 거리가 약 30~50AU이다. 흩어진 KBO는 궤도 이심률과 기울기가 크며, 근일점 거리는 보통 35AU 정도이다. 이들은 단주기 혜성의 근원 중 하나로 추측된다. 공명 KBO는 해왕성과 궤도 공명 관계에 있으며, 해왕성과의 공전 주기 비율에 따라 명왕성족 등 여러 족으로 나뉜다.

에리스와 명왕성의 적외선 스펙트럼 비교. 메탄 흡수선이 공통적으로 나타남


에리스처럼 산란원반에 있으며 이심률이 큰 천체는 산란 분포대 천체(SDO) 또는 산란 카이퍼대 천체(SKBO)로 구분된다. 근일점이 76AU인 소행성 90377 세드나는 확장 산란 분포대 천체(E-SDO) 또는 오르트 구름 천체로 생각되며, 넓은 의미로 EKBO에 포함되지 않는다.

태양과 주요 행성에서 멀리 떨어져 있어, 카이퍼 대 천체들은 초기 태양계 형성 과정의 영향을 비교적 덜 받았을 것으로 생각된다.[86] 하지만 크기가 작고 지구에서 멀어 화학적 구성을 파악하기 어렵다. 천문학자들은 분광법을 통해 천체의 구성 성분을 결정한다. 천체의 빛을 분해하여 스펙트럼을 얻고, 흡수선을 분석하여 구성 물질을 파악한다.

분석 결과, 카이퍼 대 천체는 암석과 다양한 얼음(물, 메탄, 암모니아 등)의 혼합물로 구성되어 있다. 카이퍼 대의 온도는 약 50 K로,[85] 태양 근처에서 기체인 화합물도 고체 상태로 존재한다. 밀도와 암석-얼음 비율은 지름과 질량이 알려진 소수 천체에 대해서만 알려져 있다. 밀도는 0.4 g/cm3 미만에서 2.6 g/cm3까지 다양하며, 작은 천체는 밀도가 낮고 큰 천체는 밀도가 높은 경향이 있다.



초기 KBO 데이터는 중성 회색에서 짙은 적색까지 다양한 색상을 보여주었다.[89] 이는 표면이 먼지 얼음에서 탄화수소까지 광범위한 화합물로 구성되었음을 시사한다.[89] 2001년 분광 분석 결과, 색상 변화가 무작위 충돌로 설명하기 어려울 정도로 극심하다는 것이 밝혀졌다.[90] 태양 방사선은 KBO 표면 메탄을 변화시켜 톨린을 생성하며, 마케마케는 메탄 방사선 처리로 생성된 탄화수소(에탄, 에틸렌, 아세틸렌 등)를 가진다.[86]

현재까지 대부분 KBO는 분광적 특징이 없지만, 구성 성분 결정에 성공한 사례도 있다. 1996년, KBO 1993 SC의 분광 데이터는 표면 구성이 명왕성, 트리톤과 유사하며 다량의 메탄 얼음을 포함함을 밝혔다.[91] 작은 천체는 회색 또는 붉은색으로 분류되며, 색깔과 알베도 차이는 황화수소(H2S) 유지/손실 때문으로 추측된다.[92]

명왕성, 콰오아르 등 큰 KBO는 메탄, 질소, 일산화탄소 등 휘발성 화합물이 풍부하다. 이들은 카이퍼 대 온도(30~50 K)에서 적당한 증기압을 가져 증발과 응결을 반복하지만, 끓는점이 높은 화합물은 고체로 남는다. 하우메아족 구성원,[93] 38628 후야, 20000 바루나[94] 등에서 물 얼음이 발견되었고, 50000 콰오아르 등에서 결정질 얼음과 암모니아 수화물이 발견되어 과거 지각 활동 가능성을 시사한다.[85]

2000년 이후, 지름 500~1500km(명왕성 절반 이상)인 KBO가 다수 발견되었다. 콰오아르(2002년 발견)는 1200km 이상이며, 마케마케와 하우메아(2005년 발표)는 더 크다. 28978 익시온(2001년 발견), 20000 바루나(2000년 발견) 등은 약 600~700km이다.[3]

명왕성과 비슷한 궤도의 큰 KBO 발견으로, 명왕성이 크기를 제외하고 다른 KBO와 다르지 않다는 결론이 내려졌다. 이들은 위성, 구성 성분(메탄, 일산화탄소)도 비슷하다.[3] 세레스처럼 명왕성도 재분류되어야 한다는 의견이 제기되었다.

산란원반의 에리스 발견(명왕성보다 27% 무거움)[111]으로 국제천문연맹(IAU)은 행성 정의에 "궤도 주변 정리" 조건을 포함시켰다.[112] 명왕성은 궤도를 공유하므로 왜행성으로 재분류되어 카이퍼 벨트 일원이 되었다.

왜행성이 될 만큼 큰 KBO 수는 불명확하지만, 낮은 밀도를 고려하면 많지 않을 것으로 추측된다.[113] 오르쿠스, 명왕성, 하우메아, 콰오아르, 마케마케는 대부분 인정하며, 살라시아,[114] 197, 이크시온 등을 제안하는 사람도 있다.[115]

카이퍼대 6개 큰 천체(에리스, 명왕성, 공공, 마케마케, 하우메아, 콰오아르)는 모두 위성을 가지며, 둘은 하나 이상 가진다. 큰 KBO는 위성 확률이 높고,[116] 이중 천체(질량 비슷한 두 천체)도 많다. 명왕성-카론이 대표적이며, 카이퍼대 천체 약 11%가 이중 천체로 추정된다.[117]

5. 기원

케네스 에지워스와 제라드 카이퍼는 황도면 근처에 혜성의 집합 장소가 있을 것이라고 제안했다. 한때는 모든 혜성의 기원이 오르트 구름이라고 생각했지만, 대부분 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가까운 것을 통해 단주기 혜성의 기원은 원형의 오르트 구름이 아닌 원반 형태의 카이퍼대라고 추측하게 되었다.[22]

1980년 훌리오 페르난데스는 단주기 혜성의 궤도 경사각이 0에 가깝기 때문에 단주기 혜성의 기원은 구형 오르트 구름이 아닌 원반 모양의 에지워스 카이퍼대라고 주장했다.[34] 1988년 마틴 덩컨, 토머스 퀸, 스콧 토레메인은 시뮬레이션을 통해 오르트 구름에서 임의의 방향으로 오는 혜성이 실제 단주기 혜성에서 발견되는 1에 가까운 이심률이 되는 것은 불가능하다는 것을 보였다. 이러한 과정을 거쳐 카이퍼대의 존재는 널리 알려지게 되었다.[36]

1992년 8월, 제인 루와 데이비드 주잇은 태양에서 멀리 떨어진 소행성 (15760) 1992 QB1을 발견했다. 이 천체는 카이퍼대 천체로 판명되었다. (15760) 1992 QB1은 명왕성, 카론을 제외하면 최초의 KBO이며 명왕성보다 먼 최초의 소행성이다. 이후 소행성 번호 (15760)이 주어졌으나 정식 이름은 붙지 않고 임시 이름을 그대로 줄여 'QB1'으로 불린다. 큐비원족이라는 이름은 여기서 유래했다.[148][149] 그 후 1993년에는 5개, 이후 매년 10개 이상의 KBO가 발견되면서, 해당 지역에 실제로 많은 천체가 존재한다는 것이 밝혀졌다.

2006년에는 1000개 이상의 EKBO가 발견되었다. 또한 명왕성과 카론도 EKBO로 분류되었다.

6. 탐사

뉴 허라이즌스는 2006년 1월 19일에 발사되어 2015년 7월 14일 명왕성과 카론을 근접 비행하고,[150] 2019년 1월 1일에는 카이퍼대 천체 486958 아로코스를 스쳐 지나가며 관측했다.[151][152]

1987년, 매사추세츠 공과대학교의 천문학자 데이비드 제윗은 외태양계의 "공허함"에 주목했다.[37] 그는 대학원생 제인 루에게 명왕성 궤도 너머의 천체 탐색을 제안했고, 키트피크 국립 천문대와 세로톨롤로 미국천문대의 망원경, 깜빡 비교기를 사용해 탐색을 수행했다.[25] 이후 전자 전하 결합 소자(CCD)가 도입되면서 과정이 빨라졌고, 1988년 제윗이 하와이 대학교로 옮긴 후, 루와 함께 마우나케아 산의 2.24m 망원경을 사용해 연구를 계속했다.[25] 1992년 8월 30일, 5년간의 탐색 끝에 카이퍼 벨트 후보 천체 15760 알비온을 발견했다.[37] 6개월 후, 두 번째 천체 (181708) 1993 FW를 발견했다.[38] 2018년까지 2000개가 넘는 카이퍼 벨트 천체가 발견되었다.[39]

15760 알비온 발견 이후, 1992년부터 2012년까지 명왕성과 알비온 외에 광대한 벨트의 천체들이 발견되었다.[40] 2010년대에도 카이퍼 벨트 천체의 전체 범위와 특성은 대부분 알려지지 않았다.[40] 뉴 호라이즌스는 최초로 카이퍼 벨트 천체(KBO)에 근접 비행하여 명왕성계(2015년)와 486958 아로코스(2019년)에 대한 근접 관측 자료를 제공했다.[41]

해왕성 바깥 천체 지역이 처음으로 조사된 이후 수행된 연구에 따르면, 카이퍼 벨트는 단주기 혜성의 기원이 아니고, 산란 원반에서 유래한 것으로 나타났다. 산란 원반은 해왕성이 원시 카이퍼 벨트로 (외곽으로 이동)했을 때 생성되었으며, 역동적으로 안정적인 천체 집단(카이퍼 벨트 고유)과 근일점이 해왕성에 가까운 집단(산란 원반)을 남겼다. 산란 원반은 역동적으로 활동적이고 카이퍼 벨트는 상대적으로 역동적으로 안정적이기 때문에, 산란 원반이 현재 주기적 혜성의 가장 가능성 있는 기원으로 여겨진다.[17]

뉴 허라이즌스 탐사선의 목표물이었던 카이퍼 벨트 천체 486958 아로코스(녹색 원)


486958 아로코스의 위치와 랑데부 궤적을 보여주는 다이어그램


upright


2014년 10월 15일, 허블 우주 망원경은 뉴 호라이즌스 팀에 의해 PT1, PT2, PT3으로 잠정 명명된 세 개의 잠재적 목표물을 발견했다.[120][121] 이 천체들의 지름은 30~55km로 추정되었는데, 지상 망원경으로는 너무 작아서 태양으로부터 43~44AU 거리에서 관측할 수 없었고, 이는 2018~2019년에 근접 통과할 것임을 의미했다.[122] 뉴 호라이즌스의 연료 예산 내에서 이 천체들에 도달할 수 있는 초기 추정 확률은 각각 100%, 7%, 97%였다. 이들은 모두 "차가운"(낮은 경사각, 낮은 이심률) 고전적 카이퍼 벨트의 구성원이었으며, 따라서 명왕성과는 매우 달랐다. (허블 우주 망원경 웹사이트에서 "1110113Y"라는 임시 명칭이 부여됨[123])은 가장 유리한 위치에 있는 천체로, 밝기는 26.8등급, 지름은 30~45km였으며, 2019년 1월에 근접 통과하였다.[124] 충분한 궤도 정보가 제공되자, 소행성 센터는 세 개의 목표 카이퍼 벨트 천체에 공식 명칭을 부여했다. 2014년 가을까지, 후속 관측에 의해 잠재적 네 번째 목표물이 제외되었다. PT2는 명왕성 근접 통과 전에 제외되었다.[125][126]

2015년 8월 26일, 첫 번째 목표물인 ("Ultima Thule"이라는 별명이 붙었고, 나중에 486958 아로코스로 명명됨)가 선택되었다. 2015년 10월 말과 11월 초에 궤적 수정이 이루어졌고, 2019년 1월에 근접 통과하게 되었다.[127] 2016년 7월 1일, 미국항공우주국(NASA)는 이 천체를 방문하기 위한 뉴 호라이즌스의 추가 자금을 승인했다.[128]

2015년 12월 2일, 뉴 호라이즌스는 (나중에 ''15810 아라운''으로 명명됨)를 약 거리에서 발견했다.[129]

2019년 1월 1일, 뉴 호라이즌스는 486958 아로코스를 성공적으로 근접 통과하였고, 486958 아로코스가 길이 32km, 너비 16km의 접촉 이중 소행성임을 보여주는 데이터를 전송했다.[130] 뉴 호라이즌스에 탑재된 랄프 장비는 486958 아로코스의 붉은색을 확인했다. 근접 통과 데이터는 향후 20개월 동안 계속 다운로드될 것이다.

뉴 호라이즌스에 대한 후속 임무는 계획되어 있지 않지만, 명왕성의 궤도를 돌거나 착륙하는 임무에 대한 두 가지 개념이 연구되었다.[131][132] 명왕성 너머에는 뉴 호라이즌스로 방문할 수 없는 많은 큰 카이퍼 벨트 천체들이 존재하는데, 마케마케와 하우메아와 같은 왜행성이 그 예이다. 새로운 임무는 이러한 천체들을 자세히 탐사하고 연구하는 임무를 맡게 될 것이다. 탈레스 알레니아 스페이스는 하우메아에 대한 궤도선 임무의 물류를 연구했는데,[133] 하우메아는 여러 다른 TNO를 포함하는 충돌 가족의 모천체일 뿐만 아니라 고리와 두 개의 위성을 가지고 있기 때문에 매우 중요한 과학적 목표이다. 주 저자인 Joel Poncy는 우주선이 10~20년 이내에 카이퍼 벨트 천체에 도달하고 궤도를 돌 수 있도록 하는 새로운 기술을 주장했다.[134] 뉴 호라이즌스의 책임 연구원인 Alan Stern은 비공식적으로 새로운 카이퍼 벨트 천체 목표물을 방문하기 전에 천왕성이나 해왕성을 근접 통과하는 임무를 제안했는데,[135] 이는 카이퍼 벨트 탐사를 더욱 발전시키는 동시에 1980년대 ''보이저 2호'' 근접 통과 이후 처음으로 이러한 얼음 행성을 방문하는 것이다.

콰오아는 현재 헬리오스피어의 앞쪽에 위치하고 있기 때문에, 항성간 매질을 탐사하는 탐사선의 목표물로 여겨져 왔다. 존스 홉킨스 대학교 응용물리학 연구소의 폰투스 브란트(Pontus Brandt)와 그의 동료들은 2030년대에 콰오아를 근접 통과한 후 헬리오스피어의 앞쪽을 통해 항성간 매질로 계속 이동하는 탐사선을 연구했다.[136][137] 그들의 콰오아에 대한 관심사에는 사라져가는 메탄 대기와 저온 화산 활동이 포함된다.[136] 브란트와 그의 동료들이 연구한 임무는 SLS을 사용하여 발사되며 목성 근접 통과를 통해 30km/s에 도달한다. 또는 궤도선 임무의 경우, 2012년에 발표된 연구에 따르면 익시온과 후야가 가장 실행 가능한 목표 중에 있다.[138] 예를 들어, 저자들은 2039년에 발사할 경우 궤도선 임무가 17년의 항해 시간 후에 익시온에 도달할 수 있다고 계산했다.

7. 50AU 문제 (카이퍼 절벽)

궤도 경사각이 5도 이상인 것과 이하인 것으로 나눈 카이퍼 벨트 천체의 궤도 장반축 히스토그램. 명왕성족과 "핵"에 의한 급격한 분포가 39–40 au와 44 au 위치에서 보인다.


해왕성과의 1:2 공명 위치(투티노족이 분포하는 궤도 장반축)인 47.8 au 이후에는 천체가 거의 분포하지 않아, 카이퍼 벨트의 분포 경계처럼 보인다. 이것이 카이퍼 벨트의 실제 외곽에 해당하는지, 또는 넓은 공극의 시작인지는 명확하게 알려져 있지 않다. 약 55 au, 고전적인 카이퍼 벨트보다 훨씬 바깥쪽의 2:5 공명 위치에 천체가 발견되었다. 그러나 이러한 공명 사이의 고전적인 궤도에 많은 천체가 존재한다는 예측은 관측으로 검증되지 않았다.[59]

천왕성과 해왕성을 형성하는 데 필요한 초기 질량 추정치와 명왕성과 비슷한 크기의 천체를 형성하는 데 필요한 초기 질량 추정치를 바탕으로, 카이퍼 벨트 초기 모델에서는 50 au 이후에는 큰 천체의 수가 약 2배 증가하는 것으로 나타났다.[61] 따라서 50AU 문제(Kuiper cliff영어)로 알려진 천체 수의 급격한 감소는 예상치 못한 것이었고, 그 원인은 현재로서는 불명확하다.[99] 2003년 Bernstein 등은 50 au 이후 직경 100km 이상의 천체의 급격한 감소는 관측 편향이 아니라 실제 분포라는 증거를 발견했다. 가능성으로는 그 거리에 있는 물질이 매우 적거나, 너무 많이 산란되어 큰 천체로 성장하지 못했거나, 또는 그 이후의 진화 과정에서 이 영역에서 제거되거나 파괴되었다는 시나리오가 있다.[99] 고베 대학의 패트릭 리카피카는 미발견의 큰 행성, 아마도 지구 또는 화성 크기의 천체가 그 원인일 가능성이 있다고 주장했다.[62][63] 2023년 9월 이전에 이용 가능한 TNO 데이터 분석 결과, 고전적 카이퍼 벨트의 바깥 가장자리에 있는 천체의 분포는 해왕성과의 평균 운동 공명과는 거리가 먼 약 72AU에 틈이 있는 소행성대의 바깥쪽과 유사하다. 소행성대의 바깥쪽에는 목성과의 5:6 평균 운동 공명에 의해 유도된 틈이 5.875AU에 있다.[64]

8. 외부 카이퍼 벨트

별 HD 139664와 HD 53143 주변의 잔해 원반 – 별을 가리는 카메라의 검은 원으로 원반을 보여준다.


2006년까지 천문학자들은 태양 이외의 9개의 별 주위에서 카이퍼대와 유사한 구조로 여겨지는 먼지 원반을 확인했다. 이들은 50AU가 넘는 반지름을 가진 넓은 벨트와 20~30AU의 반지름과 비교적 날카로운 경계를 가진 좁은 벨트(태양계의 카이퍼대와 비슷할 것으로 추정됨)의 두 가지 범주로 나뉘는 것으로 보인다.[140] 이 외에도 태양형 별의 15~20%는 거대한 카이퍼대와 유사한 구조를 시사하는 관측된 적외선 과잉을 보였다.[139] 다른 별 주위에서 알려진 대부분의 잔해 원반은 상당히 어리지만, 2006년 1월 허블 우주 망원경이 촬영한 오른쪽의 두 이미지는 안정적인 구성으로 자리 잡을 만큼 충분히 오래된(약 3억 년) 것이다. 왼쪽 이미지는 넓은 벨트의 "정면도"이고, 오른쪽 이미지는 좁은 벨트의 "측면도"이다.[140][141] 카이퍼대의 먼지에 대한 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면, 카이퍼대가 더 어렸을 때는 더 젊은 별 주위에서 보이는 좁은 고리와 비슷했을 가능성이 있다.[142]

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