안녕하세요
태양계의 끝에 있는 신비한 영역인 카이퍼벨트에 대해 알아보겠습니다.
카이퍼벨트란?
카이퍼벨트는 태양계의 해왕성 궤도 너머에 위치한 원반 모양의 영역입니다. 태양으로부터 약 30~55 천문단위 (AU) 까지 뻗어 있으며, 바깥쪽의 경계는 오르트 구름과 연결되어 있다고 생각됩니다. 카이퍼벨트에는 태양계 형성 후 남은 것으로 여겨지는 수백만 개의 얼음 물체가 있습니다. 이들 물체의 총 질량은 지구 질량의 약 10%에 불과합니다. 카이퍼벨트에 서식하는 천체를 카이퍼벨트 천체 (KBO) 또는 왕성바깥천체 (TNO) 라고 합니다. KBO의 크기는 큰 바위에서 지름이 2,000km가 넘는 것까지 다양합니다. 가장 큰 KBO는 명왕성, 에리스, 마케마케, 하우메아 등의 4개 왜행성입니다. 또한 카이퍼벨트는 단주기 혜성의 근원으로 생각됩니다.
카이퍼벨트의 발견
카이퍼벨트는 1951년 네덜란드의 천문학자인 제러드 카이퍼 (Gerard Kuiper)가 해왕성 너머에 있는 작은 천체 띠에 대해 가설을 세운 것으로부터 이름이 유래했습니다. 그러나 카이퍼는 벨트가 더 이상 존재하지 않는다고 생각했습니다. 그는 명왕성의 중력이 벨트에 있는 물체를 오르트 구름으로 흩뿌렸다고 믿었습니다. 그래서 카이퍼벨트는 수십 년 동안 이론적으로만 존재했습니다. 1992년에야 5년 간의 탐색 끝에 천문학자 데이비드 제윗 (David Jewitt)과 제인 루 (Jane Luu)가 마침내 카이퍼벨트의 첫 번째 천체인 1992 QB1을 발견했습니다. 그 이후로 수천 개의 유사한 물체가 카이퍼벨트에서 발견되었습니다.
카이퍼벨트의 구분
카이퍼벨트는 쉽게 태양과의 거리로 구분을 하지만 정확히는 궤도요소의 궤도장반경과 근일점거리로 정의됩니다. 그리고 카이퍼벨트는 고전적 카이퍼벨트와 산란원반 (Scattered Disk)으로 나뉩니다. 또한 추가적으로 E-SD (Extended Scattered Disk)를 넣기도 합니다.
- 고전적 카이퍼벨트: 궤도장반경이 해왕성 (약 30AU)보다 크고, 공전주기가 해왕성의 약 2배가 되는 크기 (약 48~50AU)이하인 영역으로 해왕성의 중력의 영향을 강하게 받습니다. 이 부분을 카이퍼벨트라고 부르는 경우가 있습니다. 공명 카이퍼벨트는 고전적 카이퍼벨트 중에서도 특히 공전주기가 해왕성과 정수 비율의 관계인 영역입니다. 예를 들어 명왕성은 해왕성과 2:3의 공명관계에 있습니다.
- 산란원반: 궤도장반경이 약 48~400AU, 근일점거리가 약 40AU이하인 영역으로, 근일점에서는 해왕성의 중력 영향을 받습니다. 산란원반에 있는 천체는 산란 분포대 천체 (SDO) 또는 산란 카이퍼벨트 천체 (SKBO)로 구분할 수 있습니다. 산란원반 천체는 이심률이 크고 궤도 기울기도 높은 편입니다. 산란원반 천체는 단주기혜성의 근원 중 하나로 추측됩니다.
- 확장 산란원반: 궤도장반경이 약 48~500AU, 근일점거리가 약 40~80AU인 영역입니다. 해왕성의 중력 영향을 거의 받지 않습니다. 일반적으로 카이퍼벨트는 포함하지 않습니다. 확장 산란원반에 있는 천체는 확장 산란 분포대 천체 (E-SDO) 또는 오르트 구름 천체 (OCO)로 구분할 수 있습니다. 예를 들어 세드나는 확장 산란원반에 속하는 천체입니다.
카이퍼벨트와 제9행성
카이퍼벨트를 연구하면서 새로운 흥미로운 가설이 생겼습니다. 천문학자인 콘스탄틴 바티긴 (Konstantin Batygin)과 마이크 브라운 (Mike Brown)은 여러 KBO를 관찰하고 그들의 궤도가 기이하게 모여 있는 것을 발견했습니다. 2016년에 과학자들은 그들의 이론을 발표했습니다. 물체의 고유한 궤도는 명왕성 너머에 있는 미지의 행성의 중력 영향으로 설명될 수 있다는 것입니다! 가상의 해왕성 크기의 행성은 제9행성이라는 별명이 붙었습니다. 질량은 지구의 5~10배이며 공전 주기는 약 10,000 지구년입니다. 신비한 행성은 아직 발견되지 않았지만 천문학자들은 포기하지 않고 탐색을 계속합니다.
이상으로 카이퍼벨트에 대해 알아보았습니다. 태양계의 끝에 숨겨진 이 영역에는 아직 많은 비밀이 남아 있습니다. 카이퍼벨트의 천체들을 관찰하면서 태양계의 과거와 미래에 대해 더 알아가보세요.