태양계에 있는 행성들 부터 시작해서 왜소행성, 소행성, 혜성 등 천체들에 대해서 알아봤었다. 그런데 중간중간에 카이퍼대라는 구역이 종종 나온다. 그래서 카이퍼대에 대해 좀 더 알아보겠다.
카이퍼대란?
카이퍼대(Kuiper Belt) 또는 에지워스 카이퍼대(Edgeworth-Kuiper Belt)는 태양계의 해왕성 궤도보다 바깥쪽의 황면 부근에 있는 도넛모양으로 구멍이 뚫린 천체가 밀집한 영역이다. 바깥쪽과의 경계는 애매하지만 바로 오르트구름과 이어져 있다고 보인다. 대략 30AU에서 50AU 정도에 분포한 카이퍼대는 보통 단주기 혜성의 기원으로 보고 있다.
발견
1943년 아일랜드의 천문학자 에지워스와 1951년 미국의 천문학자 카이퍼가 각각 황도면에 가까운 곳에 혜성의 집합장소가 존재할 것이라고 주장했다. 한때 모든 혜성의 기원이 오르트구름이라고 생각하기도 했지만 대부분의 단주기혜성의 경사각이 0에 가깝기에 단주기혜성의 기원은 카이퍼대라고 추정했다.
20세기 후반에와서 카이퍼대를 확인하기 위한 탐색을 하였고 여기서 발견된 소행성의 궤도가 확인되자 이 지역에 있는 천체를 카이퍼대라고 불리게 된다.
카이퍼대의 범위
카이퍼대는 태양과의 거리로 쉽게 구분을 하지만 정확하게는 궤도요소중 궤도장반경과 근일점의 거리로 정의된다. 카이퍼대는 고전적 카이퍼대와 산란원반으로 나누어진다. 또한 여기에 추가적으로 E-SD를 넣기도 한다.
안쪽으로의 경계는 해왕성 궤도를 제외하면 다른부분의 구분은 명확하게 나누어져 있지 않다.
대부분 천체의 궤도 경사각은 10도~30도 사이에 존재한다.
고전적 카이퍼대
궤도 장반경이 해왕성의 거리인 30AU보다 크고, 공전주기가 해왕성의 약 2배, 거리로 보면 약 48~50AU 이하에 있는 천체들의 영역을 말하는 것으로 여기에 있는 천체들은 해왕성의 중력에 영향을 받는데, 이부분만을 카이퍼대라고 부르기도 한다.
공명 카이퍼대
고전 파이퍼대 중에서도 특히 공전주기가 해왕성과 정수 비율의 관계인 영역이다.
산란원반은
궤도 장반경이 약 48~400AU 정도에 이르는 영역으로, 근일점 거리는 약 40AU 이하로 근일점에서는 해왕성 중력의 영향을 받는다. 그러나 이 영역 중에는 카이퍼대에 속하지 않는 경우도 포함되어 있다.
확장된 산란원반
궤도 장반경이 약 48~500AU 정도에 이르는 영역으로 근일점 거리가 약 40~80AU로 이 영역에서는 해왕성 중력의 영향을 거의 받지 않고, 고전적 카이퍼대에는 속하지 않는다.
카이퍼대의 관측
매우 어두운 곳에 이썽서 자세한 성질은 분명하지 않으나 미국 오클라호마 대학의 윌리엄 로머니신 박사와 스티븐 테글러 박사 팀이 12개의 카이퍼대 천체의 광도 변화를 측정하여 자전주기와 그 형태에 대해서 얻은 자료에 의하면, 광도의 변화가 분명하게 관측된 것은 가장 어두운 세개의 천체로 이것의 변화주기는 3~5시간 이었다. 이런 이유는 불규직한 형태를 가진 천체가 자전을 하기 때문으로 추정했다. 이러한 경우 지구에서 본 크기가 자전에 따라 변화하는데 1번 바전을 할때 천체의 크기는 두번 변화했다. 따라서 관측된 광도의 변화주기는 이천체의 자전주기가 6~10시간이라는것으로 추정된다.
이상 카이퍼대에 관하여 간략하게 알아보았다. 카이퍼대는 이런것이라는 것만 알고 넘어가면 될거 같다.
태양 - 수성 - 금성 - 지구 - 화성 - 소행성대 - 목성 - 토성 - 천왕성 - 해왕성 - 카이퍼대
이러한 순서로 태양계 내의 천체가 구성되어 돌아가고 있다는 점만 기억하면 어디가서 이야기에서 빠지게 되는 경우는 없을거라 생각된다.