카이퍼대: 두 판 사이의 차이

해왕성 궤도의 바깥쪽에 있는 소천체를 통틀어 일컫는 말. 카이퍼 띠라고도 한다. 매우 어두운 곳에 가려져 있어서 자세한 성질은 분명하지 않다. 미국 오클라호마 대학의 윌리엄 로머니신 박사와 스티븐 테글러 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 자전에 따라 변화함으로써, 1회의 자전에 대하여 겉보기 크기는 2주기 변화한다. 따라서 관측된 광도 변화의 주기는 이들 천체의 자전 주기가 6~10시간이라는 것을 나타낸다. 밝은 카이퍼 벨트 천체에서는 광도 변화가 관측되지 않았다.

 

카이퍼 대는 정확하게는 단순한 태양과의 거리가 아니라 궤도의 궤도길이반경과 근일점거리로 정의 된다. 카이퍼 대는 고전 카이퍼 대와 산란 원반( Scattered Disk )로 나뉜다. 또한, 여기에 추가로 E-SD(Extended Scattered Disk)를 넣기도 한다. 안쪽 경계인 해왕성 궤도를 제외하고 다른 부분의 구분은 명확하지 않다.

 

1943년 아일랜드의 천문학자 에지워스(Edgeworth)와 1951년, 미국의 천문학자 제러드 카이퍼(Gerard Kuiper)가 각각 황도면 가까운 곳에 혜성의 집합장소로서 존재할 것이라 제안하였다. 한때는 모든 혜성의 기원이 오르트구름이라고 생각했지만 관측결과 대부분의 단주기혜성의 궤도 경사각이 0에 가까운 것에서, 단주기혜성의 기원은 원형의 오르트구름이 아닌 원반형의 카이퍼 벨트라고 추측하게 되었다.

 

 

1980년대부터 1990년대에 걸쳐 몇몇 팀이 가설상의 카이퍼 벨트를 확인하기 위해 탐색을 시작했다. 그리고 1992년 8월, 제인 루(Jane Luu)와 데이비드 주이트(David Jewitt)가 태양에서 멀리 떨어진 소행성 1992QB1을 발견했다. 곧 소행성의 궤도가 확정되자 1992QB1은 카이퍼 벨트 천체인 것이 판명되었다. 1992QB1은(명왕성, 카론 제외) 최초의 KBO이며 명왕성보다 먼 최초의 소행성이다. 또한 후에 소행성번호(15760)가 주어졌으나 정식 이름은 되지 않고 원래 이름을 그대로 줄여 'QB1'으로 불린다. 고전적 KBO의 대표적인 그룹인 큐비원 족의 이름은 여기서 딴 것이다. 그 후 다음 해인 1993년에는 5개, 그 후엔 매년 10개 이상의 KBO가 발견되었고, 그 지역에 실제로 많은 천체가 존재한다는 것이 밝혀졌다.

 

[[분류:태양계]]