카이퍼대(Kuiper Belt), 카이퍼 벨트, 또는 에지워스 카이퍼대는 태양계의 해왕성 궤도보다 바깥쪽의 황도면 부근에 있는, 천체가 밀집해 있고 구멍이 뚫린 원반형 영역이다. 바깥쪽 경계는 애매하지만 오르트 구름에 연속적으로 이어져 있다고 생각된다.
대략 48~50 AU 까지로 정의되며 48~50 AU보다 바깥쪽을 산란 분포 대라고 한다. 명왕성 밖의 궤도에서 새로운 천체가 발견된 것은 1992년으로, 이후 이와 비슷한 천체들이 200여 개나 발견되었다. 그러나 이보다 훨씬 앞선 1951년에 이미 네덜란드계 미국인 천문학자 제라드 카이퍼가 태양에서 상당히 멀리 떨어진 거리에 수많은 소천체들이 원반 모양으로 분포한다고 주장하였는데, 이로써 그의 주장이 입증된 것이다. "카이퍼 띠"라는 명칭은 여기서 유래한 것이다.
이들 작은 전체들은 기존의 작은 행성도, 새로 발견된 작은 행성도 아닌 얼음과 운석들의 집합체로, 거대한 띠 모양을 이루면서 태양의 주위를 종전한다. 천문학자들은 10만 개가 넘는 천체들이 100 km 이상인 것으로 추정하고 있는데, 이들 천체들은 46억 년 전 태양계가 생성될 당시 행성으로 성장하지 못하고 남은 천체들로 추정되고 있다. 대략 태양으로부터 45억~75억 km 떨어진 곳에 분포한다.
1 관측
해왕성 궤도의 바깥쪽에 있는 소천체를 통틀어 일컫는 말. 카이퍼 띠라고도 한다. 태양으로부터 멀리 떨어져 있어 매우 어두운 곳이기 때문에 자세한 성질은 분명하지 않다. 미국 오클라호마 대학의 윌리엄 로머니신 박사와 스티븐 텐글러 박사팀이 12개의 카이퍼 벨트 천체의 광도 변화를 측정하고, 자전 주기와 그 형태에 관해 얻은 단서에 의하면 광도 변화가 분명히 관측된 것은 가장 어두운 세 개로, 변화 주기는 3~5시간이었다.
이것은 불규칙한 형태를 한 천체가 자전을 하고 있기 때문이라고 생각된다. 그 경우 지구에서 본 겉보기 크기가 전전에 따라 변화함으로써, 1회의 자전에 대하여 겉보기 크기는 2주기의 주기로 변화한다. 따라서 관측된 광도 변화의 주기는 이들 전체의 자전 주기가 6~10시간이라는 것을 나타낸다. 밝은 카이퍼 벨트 천체들에게는 광도 변화가 관측되지 않는다.
2 범위와 구분
카이퍼 대는 정확하게는 단순한 태양과의 거리가 아니라 궤도의 궤도 길이 반경과 근일점 거리의 정의한다. 카이퍼 대는 고전 카이퍼대와 산란 분포대로 나뉜다. 또한, 여기에 추가로 E-SD를 넣기도 한다. 안쪽 경계인 해왕성 궤도의 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 중력의 영향을 강하게 받는다. 이 부분을 카이퍼대라고 부르는 경우가 있다.
* 공명 카이퍼대 : 고전 카이퍼대 중에서도 특히 공전주기가 해왕성과 정수 비율의 관계인 영역이다.
* 산란 분포대(산란 카이퍼대): 궤도길이 반경이 약 48~400AU, 근일점 거리가 약 40AU이하인 영역으로 , 근일점에서는 해왕성의 중력 영향을 받는다. 카이퍼대는 포함하지 않는다.
* 확장 산란 분포대 : 궤도길이 반경이 약 48~500A 근일점 거리가 약 40~80AU인 영역이다. 해왕성의 중력 영향을 거의 받지 않는다. 일반적으로 카이퍼 대는 포함하지 않는다.
3 카이퍼대의 천체
카리퍼대의 천체를 에지 워스 카이퍼 벨트 천체 또는 카이퍼 벨트 천체, 카이퍼 천체등이라고 한다. 주로 물이 얼음으로 이루어진 작은 천체는 편의상 소행성으로 취급된다. EKBO을 고전 EKBO(자신과 같은 진동수를 가지는), 흩어진 KBO로 나눌 수 있다. 고전적 KBO는 보통 궤도거리가 약 30~50AU로 본다.
흩어진 KBO는 고전적 KBO에 배하여 궤도 이심률이 크다. 또한, 궤도 기울기도 더 큰 편이며, 근일점의 거리는 보통 35AU 정도로 보고 있다. 이 흩어진 KBO는 단주기 혜성의 근원 중 하나인 것으로 추측되고 있다. 마지막으로 공명 KBO는 해왕성과 궤도 공명 관계에 있으며 해왕성과 궁전주기의 비율에 따라 명왕성족 등 여러 족으로 나뉜다.
또한 왜행성 에리스처럼 산란원반에 있으며 이심률이 큰 천체는 산란 분포대 전체 또는 산란 카이퍼대 천체로 구분할 수 있다. 또한 근일점에서 76 AU 밖에 떠도는 소행성 90377 세드나는 확장 산란 분포대 천체 또는 오르트 구름의 천체로 생각되고 있으며, 넓은 의미로 EKBO에 포함되지 않는다.
EKBO는 해왕성의 중력에 의해 태양계 내부에 산란되며 센타우루스 족과 단주기 혜성이 외부에 산란시키며 산란 원반 천체가 된다. 산란 원반 천체가 GM의 부근에서 어떠한 원인으로 궤도를 방해하면 근일점 거리가 성장해 E-SDO와 오르트 구름의 천체가 될 것으로 추측되고 있다. 궤도의 방해 요인으로는 EKB의 바깥쪽을 공전하고 있는 천체, 산란 원반 영역에 진입해 온 떠돌이 행성 등을 생각할 수 있다.
4 역사
1943년 아일랜드 천문학자 케네스 에지워스와, 1951년 미국 천문학자 제라드 카이퍼가 각각 황도면 가까운 곳에 혜성의 집합장소가 존재할 것이라 제안하였다. 한때는 모든 혜성의 기원이 오르트 구름이라고 생각했지만 관측 결과 대부분의 단주기 혜서의 궤도 경사각이 0에 가까운 것에서, 단주기 혜성의 기원은 원형의 오르트 구름이 아닌 원반형의 카이퍼대라고 추측하게 되었다.
한때 모든 혜성의 기원이 오르트 구림이라고 생각했다. 그러나 1980년 홀리오 페르난데스는 대부분의 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 있을 수 없는 일이라는 것을 보여 주었다. 이렇게 하여 카이퍼대의 존재는 널리 믿어지게 되었다. 그러나 결국 확증된 것은 아니며 혜성의 기원이 어디에 있는지는 불문 명하며 밝혀지지 않았다.
1980년대부터 1990년대에 걸쳐 몇몇 팀이 가설상의 카이퍼대를 확인하기 위해 탐색을 시작했다. 그러나 1992년 8월, 제인 루와 데이비드 주잇이 태양에서 멀리 떨어진 소행성 1992 QB1을 발견했다. 곡 소행성의 궤도가 확정되자 1992 QB1은 카이퍼대 천체인 것이 판명되었다.
1992 QB1은(명왕성, 카론 제외) 최초의 KBO이며 명왕성보다 먼 최초의 소행성이다. 또한 후에 소행성 번호 (15760)가 주어졌으나 정식 이름은 붙지 않고 임시 이름을 그대로 줄여 "QB1"으로 불린다. 고전적 KBO의 대표적인 그룹인 큐비원족의 이름은 여기서 딴 것이다. 그 후 다음 해인 1993년에는 5개, 구 후엔 매년 10 이상의 KBO가 발견되었고, 그 지역에 실제로 많은 천체가 존재한다는 것이 밣혀졌다.
2006년 시점에서 1000개 이상의 EKBO가 발견되었다. 또한 명왕성과 카론도 EKBO로 분류되게 되었다.
지금까지 카이퍼대에 대하여 이야기해 보았습니다 이제 장마가 끝나고 무더위가 시작될 것 같습니다 건강조심하세요^^
