카이퍼 벨트

멀리 떨어져 있는 작은 행성의 유형

시스-네프투니아 물체 센타우르스 넵튠 트로이 목마 TNO(Trans-Neptunian Objects) 카이퍼 벨트 객체(KBO) 클래식 KBO(큐브와노스) 공명 KBO 플루티노스 (2:3 공명) 분산된 디스크 개체(SSO) 공명 SDO 극한 넵투니아어 횡단 물체 분리된 객체 세드노이드 Oort 클라우드 개체(ICO/OCO)

v t

카이퍼 벨트(/ˈkaɪpər/)^[1]는 태양계 외측 태양계에 있는 항성 원반으로, 해왕성 궤도(AU)에서 태양으로부터 약 50AU까지 확장된다.^[2]소행성 띠와 비슷하지만 폭이 20배, 질량이 20~200배로 훨씬 크다.^[3][4]소행성 띠와 마찬가지로 주로 태양계가 형성되었을 때의 작은 몸체나 잔해로 이루어져 있다.많은 소행성들이 주로 암석과 금속으로 구성되어 있는 반면, 대부분의 카이퍼 벨트 물체는 메탄, 암모니아, 물과 같은 동결된 휘발성 물질('ice'라고 불림)으로 구성되어 있다.카이퍼 벨트는 천문학자들이 일반적으로 왜성으로 받아들이는 대부분의 물체의 본거지다.오르쿠스, 명왕성,^[5] 하우메아,^[6] 콰오아, 마케마케.^[7]해왕성의 트리톤과 토성의 피베와 같은 태양계의 달들 중 일부는 이 지역에서 기원했을지도 모른다.^[8][9]

카이퍼 벨트는 네덜란드의 천문학자 제라드 카이퍼의 이름을 따서 명명되었지만, 그는 그것의 존재를 예측하지는 못했다.1992년 작은 행성(15760년) 알비온이 발견되었는데, 명왕성(1930년)과 샤론(1978년) 이후 최초의 카이퍼 벨트 객체(KBO)이다.^[10]발견된 이후 알려진 KBO의 수가 수천 명으로 늘어났고, 지름 100km(62mi) 이상의 KBO가 10만 명 이상 존재하는 것으로 추정된다.^[11]카이퍼 벨트는 처음에 200년 미만의 궤도를 가진 혜성의 주기적인 혜성의 주요 보고라고 생각되었다.1990년대 중반 이후 연구들은 이 벨트가 역동적으로 안정되어 있고 혜성의 진짜 원산지가 45억년 전 해왕성의 바깥쪽 움직임에 의해 생성된 역동적인 활동 영역인 산란된 원반이라는 것을 보여주었다;^[12] 에리스와 같은 산란된 원반 물체는 태양으로부터 100AU까지 이르는 극도로 편심된 궤도를 가지고 있다.^[a]

카이퍼 벨트는 천 배나 더 멀고 대부분 구형인 이론적인 오트 구름과 구별된다.카이퍼 벨트 내의 물체는 산란된 디스크의 구성원과 모든 잠재적 힐스 구름 또는 오트 구름 물체와 함께 총칭하여 TNO(Trans-Neptunian Objects)라고 부른다.^[15]명왕성은 카이퍼 벨트의 가장 크고 거대한 구성원이며, 산산조각이 난 원반에서 에리스만이 능가하는 가장 크고 두 번째로 큰 물질로 알려져 있다.^[a]원래 행성으로 여겨졌던 명왕성의 카이퍼 띠의 일부로서의 지위는 2006년에 명왕성이 왜성으로 재분류되는 원인이 되었다.이는 구성적으로 카이퍼 벨트의 다른 많은 물체와 유사하며, 궤도 주기는 넵튠과 같은 2:3의 공명을 공유하는 '플루티노스'로 알려진 KBO 등급의 특징이다.

카이퍼 벨트와 해왕성은 태양계의 범위를 나타내는 표식자로 취급될 수 있으며, 대안은 태양계 절연 및 태양의 중력 영향이 다른 별들의 그것과 일치하는 거리(500AU와 125,000AU 사이로 추정)로 취급될 수 있다.^[16]

역사

1930년 명왕성이 발견된 이후, 많은 사람들은 명왕성이 혼자가 아닐 것이라고 추측했다.현재 카이퍼 벨트라고 불리는 지역은 수십 년 동안 다양한 형태로 가설되었다.그것의 존재에 대한 최초의 직접적인 증거가 발견된 것은 1992년이었다.카이퍼 벨트의 성격에 대한 사전 추측의 수와 다양성으로 인해 누가 먼저 그것을 제안했기에 신용을 받을 자격이 있는지에 대한 불확실성이 지속되고 있다.^{[17]: 106}

가설.

넵투니아 횡단 인구의 존재를 최초로 제시한 천문학자는 프레데릭 C였다. 레너드.1930년 클라이드 톰보에 의해 명왕성이 발견된 직후, 레너드는 "명왕성에 남아있는 구성원들이 여전히 발견을 기다리고 있지만 결국 발견될 운명인 일련의 초 넵투니아인 시체들 중 첫 번째 것이 밝혀질 가능성은 없는 것 같다"고 생각했다.^[18]같은 해 천문학자 아르민 O. Leuschner는 명왕성이 "아직 발견되지 않은 많은 장기 행성들 중 하나일 수도 있다"^[19]고 제안했다.

1943년 영국천문협회 저널에서 케네스 엣지워스는 해왕성 너머의 지역에서 원시 태양성운 내의 물질이 행성으로 응축되기에는 너무 넓게 간격을 두고 있어서 오히려 무수한 작은 몸체로 응축되어 있다고 가설을 세웠다.그는 이를 통해 "행성의 궤도를 넘어 태양계의 바깥쪽 지역은 비교적 작은 몸체들이 매우 많이 차지하고 있다"^{[20]: xii} 고 결론내렸고, 그 숫자 중 하나가 "자신의 영역에서 왔다갔다하며 가끔 내부 태양계를 찾아오는 방문객으로 나타난다"^{[20]: 2} 고 밝혀 혜성이 되었다.

1951년, 천체물리학: 시사심포지엄의 논문에서 제라드 쿠이퍼는 태양계의 진화 초기에 형성된 유사한 원반을 추측했지만, 오늘날에도 그런 벨트가 여전히 존재한다고는 생각하지 않았다.카이퍼는 그의 시대에 흔히 명왕성이 지구의 크기라고 가정하고 이 시체들을 오트 구름이나 태양계 바깥으로 흩어 놓았었다.카이퍼의 가설이 맞다면 오늘날 카이퍼 벨트는 존재하지 않을 것이다.^[21]

그 가설은 이후 수십 년 동안 많은 다른 형태를 취했다.1962년 물리학자인 알 G.W. 카메론은 "태양계 변두리에 있는 엄청난 양의 작은 물질"의 존재를 가정했다.^{[20]: 14} 1964년, 유명한 "더러운 눈덩이" 가설을 널리 알린 프레드 위플은 "코메트 벨트"가 행성 X의 탐색을 촉발시킨 천왕성의 궤도에 불일치를 일으킬 만큼 충분히 거대할 수도 있고, 적어도 알려진 혜성의 궤도에 영향을 줄 만큼 거대할 수도 있다고 생각했다.^[22]관찰 결과 이 가설은 배제되었다.^{[20]: 14}

1977년 찰스 코왈은 토성과 천왕성 사이에 궤도가 있는 얼음으로 덮인 행성인 2060 치론을 발견했다.그는 거의 50년 전에 클라이드 톰보가 명왕성을 발견하게 했던 것과 같은 장치인 블링크 비교기를 사용했다.^[23]1992년에는 비슷한 궤도에서 또 다른 물체인 5145 포루스가 발견되었다.^[24]오늘날, 백합이라고 불리는 혜성처럼 생긴 몸의 전체 개체군은 목성과 해왕성 사이의 지역에 존재하는 것으로 알려져 있다.센타우르의 궤도는 불안정하고 역동적인 수명을 몇 백만 년이나 가지고 있다.^[25]1977년 치론이 발견되었을 때부터 천문학자들은 센타우르들이 외부 저수지에 의해 자주 보충되어야 한다고 추측해 왔다.^{[20]: 38}

카이퍼 벨트의 존재에 대한 추가적인 증거는 후에 혜성의 연구로부터 나왔다.혜성이 유한한 생명력을 가지고 있다는 것은 얼마 전부터 알려져 왔다.그들이 태양에 다가갈 때, 그 열은 그들의 휘발성 표면을 우주로 승화시켜, 점차 그들을 분산시킨다.혜성이 태양계 시대를 지나도 계속 눈에 띄기 위해서는 혜성을 자주 보충해야 한다.^[26]그러한 보충 영역에 대한 제안은 우르트 구름인데, 아마도 1950년 네덜란드 천문학자 얀 오트가 처음 가설을 세운 태양으로부터 5만 AU 이상으로 확장된 구형의 혜성 무리일 것이다.^[27]오트 구름은 헤일-밥과 같은 긴 기간 혜성의 기원이며 궤도는 수천 년 지속된다.^{[17]: 105}

핼리 혜성처럼 궤도 주기가 200년 미만인 혜성들로 구성된 짧은 기간 또는 주기적인 혜성이라고 알려진 또 다른 혜성 개체수가 있다.1970년대에 이르러 단기간 혜성이 발견되는 속도는 오트 구름에서만 나타난 혜성과 점점 일관성이 없어지고 있었다.^{[20]: 39} 오트 구름 물체가 단기간 혜성이 되기 위해서는 먼저 거대한 행성들에 의해 포착되어야 할 것이다.우루과이의 천문학자 훌리오 페르난데스(Julio Fernández)는 1980년 영국 왕립천문학회 월간고시에 실린 논문에서 모든 단기간 혜성이 오트 구름에서 태양계 내부로 보내지기 위해서는 성간 우주로 600개가 분출돼야 한다고 밝혔다.그는 혜성의 관측 개수를 설명하려면 35~50AU 사이의 혜성 벨트가 필요할 것이라고 추측했다.^[28]페르난데스의 작업에 이어 1988년 마틴 던컨, 톰 퀸, 스콧 트레메인으로 구성된 캐나다 팀은 관찰된 모든 혜성이 오트 구름에서 올 수 있었는지를 판단하기 위해 다수의 컴퓨터 시뮬레이션을 실시했다.그들은 특히 단기간 혜성이 태양계 비행기 근처에 군집되어 있는 반면, 오트 구름 혜성은 하늘의 어느 지점에서나 도착하는 경향이 있기 때문에, 오트 구름은 모든 단기간 혜성을 설명할 수 없다는 것을 발견했다.Fernández가 설명한 대로 "벨트"를 사용하여 시뮬레이션은 관측과 일치했다.^[29]페르난데스 논문의 첫 문장에 '쿠이퍼'와 '코메트 벨트'라는 단어가 등장했기 때문에 트레메인은 이 가상 지역을 '쿠이퍼 벨트'^{[20]: 191} 라고 명명했다고 한다.

디스커버리

1987년 당시 MIT에 있던 천문학자 데이비드 쥬티트는 "외부 태양계의 명백한 공허함"^[10]에 점점 더 어리둥절해졌다.그는 당시 대학원생 제인 루가 명왕성의 궤도를 벗어나 다른 물체를 찾으려는 노력을 돕도록 격려했다. 왜냐하면, 그가 그녀에게 "우리가 하지 않으면, 아무도 하지 않을 것이다."^{[20]: 50} 라고 말했기 때문이다.아리조나의 키트 피크 국립 천문대와 칠레의 세로 톨롤로 인터 아메리카 천문대에서 망원경을 사용하여, Juitt와 Luuu는 클라이드 톰보, 찰스 코왈이 깜빡이는 대조약과 같은 방법으로 그들의 검색을 수행했다.^{[20]: 50} 처음에, 접시의 각 쌍의 시험지만 그 과정에도 불구하고 그들의 분야를 좁혔다., 오직 더 빛을 모으는 것에서 효율적이지 않전자charge-coupled 기기나 CCDs의 도착과 함께 빨라지거나 느려지지는 약 8hours,[20]:51이 걸렸다(그들은 10%phot에 의해 달성되는 것보다는 그들을 때려서 빛의 90%를 점했다.ographs)그러나 깜빡이는 과정이 컴퓨터 화면에서 가상으로 수행되도록 허용했다.오늘날, CCD는 대부분의 천문학적 탐지기들의 기초를 이룬다.^{[20]: 52, 54, 56} 1988년, Jujitt는 하와이 대학의 천문학 연구소로 이사했다.루우는 후에 마우나 케아에 있는 하와이 대학의 2.24m 망원경에서 일하기 위해 그와 합류했다.^{[20]: 57, 62} 결국 CCD의 시야는 1024픽셀까지 늘어나 검색이 훨씬 더 빠르게 진행될 수 있게 되었다.^{[20]: 65} 마침내 5년간의 수색 끝에 1992년 8월 30일 쥬아이트와 루우는 "Kuiper 벨트 대상 1992 QB 후보₁ 발굴"^[10]을 발표했다.이 물체는 나중에 15760 알비온으로 명명될 것이다.6개월 후, 그들은 이 지역에서 두 번째 물체인 1993 FW를 발견했다.^[30] 2018년까지 2000개가 넘는 카이퍼 벨트 물체가 발견되었다.^[31]

1992년 QB₁(2018년 이름, 15760년 알비온)를 발견한 후 20년(1992~2012년) 동안 1000구가 넘는 시체가 벨트에서 발견돼 명왕성과 알비온만이 아닌 광대한 시체의 허리띠를 보였다.^[32]2010년대까지 카이퍼 벨트 본체의 전체 범위와 성질은 대체로 알려져 있지 않다.^[32]마침내, 2010년대 후반, 두 명의 KBO가 무인 우주선에 의해 근접 비행하여 플루토니아 시스템과 또 다른 KBO에 대한 훨씬 더 가까운 관찰을 제공했다.^[33]

넵투니아 횡단 지역이 처음 도표로 작성된 이후 행해진 연구는 현재 카이퍼 벨트라고 불리는 지역이 단기간 혜성의 기원이 아니라, 그 대신 산란 원반이라는 연계된 모집단에서 유래한다는 것을 보여주었다.흩어진 원반은 당시 해왕성이 태양에 훨씬 더 가까웠던 원핵-쿠이퍼 벨트로 바깥쪽으로 이주하면서 생성되었으며, 그 여파로 결코 궤도에 영향을 받을 수 없는 역동적으로 안정된 물체 집단(카이퍼 벨트 적정)과 해왕성이 여전히 방해할 만큼 근접한 인구로 만들어졌다.태양 주위를 여행할 때 단을 짜다.산란된 원반이 역동적으로 활동하며 카이퍼 벨트가 비교적 동적으로 안정적이기 때문에, 산란된 원반은 이제 주기적인 혜성의 가장 유력한 원점으로 간주되고 있다.^[12]

이름

천문학자들은 엣지워스를 신용하기 위해 엣지워스-쿠이퍼 벨트라는 대체 명칭을 사용하기도 하고, KBO는 때때로 EKOs로 언급되기도 한다.브라이언 G. 마스덴은 "엣지워스도, 카이퍼도 우리가 지금 보고 있는 것과 같은 원격으로 어떤 것에 대해서도 썼지만, 프레드 휘플도 그랬다"^{[20]: 199} 고 말했다.David Jewitt는 다음과 같이 말했다. "뭐라도...페르난데스는 카이퍼 벨트를 예측한 공로를 거의 인정받을 만하다고 말했다.^[21]

KBO는 클라이드 톰보가 제안한 이름인 '쿠이페로이드'로 불리기도 한다.^[34]"트랜스 넵투니아 물체"(TNO)라는 용어는 다른 모든 것들보다 논란이 적기 때문에 여러 과학 그룹에 의해 벨트 안에 있는 물체에 권장된다. 하지만 TNO는 카이퍼 벨트에만 있는 것이 아니라 해왕성 궤도를 지나 태양 궤도를 돌고 있는 모든 물체를 포함하기 때문에 정확한 동의어는 아니다.^[35]

구조

바깥 지역을 포함하여 (그러나 흩어진 디스크는 제외) 최대한으로, 카이퍼 벨트는 대략 30–55AU에서 뻗어 있다.벨트의 본체는 일반적으로 39.5AU의 2:3 평균 운동 공명(아래 참조)에서 약 48AU의 1:2 공진까지 확장되는 것이 허용된다.^[36]카이퍼 벨트는 상당히 두껍고 주 농도가 황색면 바깥으로 10도 정도 확장되며 물체의 분산 분포가 몇 배 더 멀리 확장된다.전반적으로 그것은 벨트보다는 토러스나 도넛과 더 닮았다.^[37]평균 위치는 황반으로 1.86도 기울어진다.^[38]

해왕성의 존재는 궤도 공진 때문에 카이퍼 벨트의 구조에 지대한 영향을 미친다.태양계의 나이에 비견되는 시간 스케일이 넘는 해왕성의 중력은 특정 지역에 놓여 있는 어떤 물체의 궤도를 불안정하게 하고, 그것들을 내부 태양계로 보내거나 흩어진 원반이나 성간 공간으로 내보낸다.이 때문에 카이퍼 벨트는 소행성 벨트의 커크우드 간격과 비슷하게 현재 배치의 간극이 뚜렷하게 나타나게 된다.예를 들어, 40~42AU 사이의 지역에서는 어떤 물체도 그러한 시간 동안 안정된 궤도를 유지할 수 없으며, 그 지역에서 관찰된 어떤 물체도 비교적 최근에 이주했을 것이다.^[39]

클래식 벨트

해왕성과의 2:3과 1:2 공진 사이, 약 42–48 AU에서 해왕성과의 중력 상호작용은 연장된 시간 척도에 걸쳐 발생하며, 물체는 근본적으로 변화되지 않은 상태로 존재할 수 있다.이 지역은 고전적인 카이퍼 벨트로 알려져 있으며, 그 회원국은 현재까지 관찰된 KBO의 약 3분의 2로 구성되어 있다.^[40][41]최초의 현대 KBO가 발굴한 (알비온, 그러나 오랫동안 (15760) 1992 QB₁)가 이 그룹의 원형으로 여겨지기 때문에 고전적인 KBO는 흔히 큐브와노스("Q-B-1-os")^[42][43]라고 부른다.IAU에 의해 제정된 가이드라인은 고전적인 KBO들에게 창조와 관련된 신화적 존재의 이름을 부여할 것을 요구한다.^[44]

고전적인 카이퍼 벨트는 두 개의 분리된 모집단으로 구성된 것으로 보인다."동역학적으로 추운" 개체로 알려진 첫 번째 개체군은 행성들과 매우 유사한 궤도를 가지고 있다; 거의 원형이며 궤도 이심률은 0.1 미만이며, 최대 10°의 비교적 낮은 기울기를 가지고 있다. (그들은 각도보다는 태양계 평면에 가깝게 놓여 있다.)또한 차가운 모집단에는 44–44.5AU의 반주축이 있는 커널이라고 불리는 물체의 농도가 포함되어 있다.^[45]두 번째, "역학적으로 더운" 인구는 황반으로 훨씬 더 기울어진 궤도를 30°까지 돈다.이 두 집단은 어떤 큰 온도 차이 때문이 아니라, 유추에서 기체의 입자에 이르기까지 두 집단이 가열될수록 상대속도가 증가하기 때문에 이렇게 이름이 붙여졌다.^[46]두 모집단이 서로 다른 궤도에 있을 뿐만 아니라, 추운 모집단은 색과 알베도가 다르고, 붉고 밝으며, 이항 물체의 분율이 크고,^[47] 크기 분포가 다르고,^[48] 매우 큰 물체가 부족하다.^[49]동적으로 추운 인구의 질량은 더운 인구의 질량보다 대략 30배 적다.^[48]색의 차이는 다른 구성의 반영일 수 있는데, 이것은 그것들이 다른 지역에서 형성되었음을 시사한다.뜨거운 개체군은 해왕성의 원래 궤도 근처에서 형성되었고 거대한 행성들의 이동 중에 흩어졌다고 제안된다.^[3][50]반면, 냉혹한 인구는 느슨한 이너리들이 넵튠과의 만남에서 살아남을 가능성이 낮기 때문에 현재의 위치에서 어느 정도 형성되었다고 제안되어 왔다.^[51]니스 모델은 적어도 구성상의 차이를 부분적으로 설명할 수 있는 것처럼 보이지만, 색상의 차이가 표면 진화의 차이를 반영할 수도 있다는 제안도 받았다.^[52]

공명

물체의 궤도 주기가 넵튠의 정확한 비율(평균 운동 공명이라고 하는 상황)일 때, 넵튠과 동기화된 동작으로 잠길 수 있고, 상대적인 정렬이 적절하다면 동요하지 않을 수 있다.예를 들어, 어떤 물체가 해왕성 궤도를 세 번 돌 때마다 태양 주위를 두 번 돌고, 그 물체로부터 4분의 1 궤도를 벗어난 해왕성 궤도에 도달한다면, 해왕성이 다시 해왕성 궤도로 돌아올 때마다, 해왕성은 언제나 시작과 거의 같은 상대적 위치에 있게 될 것이다. 왜냐하면 해왕성은 그것이 완성될 것이기 때문이다.같은 시간에 1+1⁄2 궤도.이것은 2:3 (또는 3:2) 공명으로 알려져 있으며, 약 39.4 AU의 특징적인 반주축에 해당한다. 이 2:3 공명은 명왕성을 포함한 ^[53]약 200개의 알려진 물체가 달과 함께 채워진다.이를 인정받아 이 집안의 구성원들은 플루토노로 알려져 있다.명왕성을 포함한 많은 플루티노들은 해왕성의 궤도를 가로지르는 궤도를 가지고 있지만 공명은 결코 충돌할 수 없다는 것을 의미한다.플루토늄은 높은 궤도 이심률을 가지고 있는데, 이것은 그들이 현재의 위치에 토착이 아니라 이주해오는 해왕성에 의해 그들의 궤도에 무지막지하게 던져졌음을 암시한다.^[54]IAU 지침은 명왕성과 같은 모든 금광들은 저승 신들의 이름을 따서 명명되어야 한다고 규정하고 있다.^[44]1:2 공명(해왕성 각의 궤도 반을 완성하는 물체)은 ~47.7 AU의 반주축에 해당하며, 인구가 희박하다.^[55]그것의 거주자들은 때때로 투티노라고 불린다.다른 공명도 3:4, 3:5, 4:7, 2:5에서 존재한다.^{[20]: 104} 해왕성은 다수의 트로이 목마 물체를 가지고 있는데, 이것은 라그랑고의 지점을 차지하며, 중력이 안정되어 궤도에서 그것을 이끌고 뒤쫓는다.해왕성 트로이 목마는 해왕성과 1:1 평균 운동 공명 상태에 있으며 종종 매우 안정적인 궤도를 가지고 있다.

또한 39AU 미만의 반주축이 있는 물체는 현재 공명으로는 분명히 설명할 수 없는 상대적인 부재가 있다.이것의 원인에 대해 현재 받아들여지고 있는 가설은 해왕성이 바깥으로 이동하면서 불안정한 궤도 공진들이 이 지역을 통해 점차 이동하게 되고, 따라서 그 안에 있는 어떤 물체도 쓸려 올라갔거나, 중력적으로 그 안에서 배출되었다는 것이다.^{[20]: 107}

카이퍼 절벽

47.8 AU에서의 1:2 공명은 거의 알려지지 않은 가장자리인 것으로 보인다.그것이 실제로 고전적인 벨트의 바깥쪽 가장자리인지 아니면 단지 넓은 간격의 시작인지 분명치 않다.클래식 벨트 바깥쪽 약 55AU에서 약 2:5 공진에서 물체가 감지되었다. 이러한 공진 사이의 고전적인 궤도에서 많은 수의 신체에 대한 예측은 관찰을 통해 검증되지 않았다.^[54]

태고의 질량 천왕성과 해왕성을 형성하는 데 필요한 평가뿐만 아니라, 물체는 명왕성( 제미사와 크기 분포 보)로 큰 기반으로 카이퍼 벨트의 이전 모델은 대형 개체의 수가 2배로 50AU,[56]을 넘어 증가할 것 그렇게 이 갑작스런 급격한 대칭을, 카이퍼 절벽으로 알려진 u.다 제안했다nexp현재까지 원인을 알 수 없다.번스타인, 트릴링 등(2003) 50AU를 넘어 반경 100km 이상 물체의 급격한 감소가 실제라는 증거를 발견했으며, 관측 편향에 의한 것이 아니었다.가능한 설명으로는 그 거리에 있는 물질이 너무 희박하거나 너무 흩어져 있어서 큰 물체에 달라붙지 못하였거나, 후속 공정이 그러한 물체를 제거하거나 파괴하였다는 것을 들 수 있다.^[57]고베 대학의 패트리크 리카우카는 보이지 않는 큰 행성, 아마도 지구나 화성의 크기일 것이라고 주장했다.^[58][59]

기원

카이퍼 벨트의 정확한 기원과 그 복잡한 구조는 아직 불분명하며, 천문학자들은 현재 알려지지 않은 많은 KBO들을 밝혀야 할 판-STARS와 미래의 LSST와 같은 몇 개의 광야 측량 망원경의 완성을 기다리고 있다.이러한 설문조사는 이러한 질문에 대한 답을 결정하는 데 도움이 되는 데이터를 제공할 것이다.^[3]

카이퍼 벨트는 행성으로 완전히 결합하지 못하고 대신 직경 3,000km(1,900mi) 미만의 가장 큰 작은 몸체로 형성된 태양 주위의 원행성 원반에서 나온 파편인 행성상 시멘탈로 알려져 있다.명왕성과 카론의 분화구 수치에 대한 연구는 작은 분화구의 희소성을 밝혀냈는데, 이러한 물체들이 훨씬 더 작고 대략 킬로미터 크기의 물체로부터 축적되기 보다는 직경 수십 킬로미터의 크기 가능한 물체로서 직접 형성되었다는 것을 보여준다.^[60]이 더 큰 신체의 형성을 위한 가상의 메커니즘은 난류 원반^[51][61] 내 에디 사이에 집중된 조약돌 구름의 중력 붕괴 또는 스트리밍 불안정성을 포함한다.^[62]이 붕괴하는 구름은 이진을 형성하면서 갈라질 수 있다.^[63]

현대의 컴퓨터 시뮬레이션은 카이퍼 벨트가 목성과 해왕성의 영향을 강하게 받았음을 보여주며, 또한 천왕성과 해왕성은 그렇게 높은 질량의 물체를 생산하기에는 그 범위에 원초 물질이 너무 거의 존재하지 않았기 때문에 현재의 위치에서 형성될 수 없었다는 것을 시사한다.대신 이들 행성은 목성에 더 가까이 형성된 것으로 추정된다.태양계 역사 초기에 행성의 산란으로 인해 토성, 천왕성, 해왕성은 바깥쪽으로 표류하는 반면 목성은 안쪽으로 표류하는 거대한 행성의 궤도를 이동하게 되었을 것이다.결국, 궤도는 목성과 토성이 정확히 1:2 공명에 도달하는 지점으로 이동했다; 목성은 토성 궤도 하나당 태양의 궤도를 두 번 돌았다.그러한 공명의 중력적 영향은 궁극적으로 천왕성과 해왕성의 궤도를 불안정하게 하여 원시 행성 극성 원반을 가로지르는 높은 기질 궤도로 바깥쪽으로 흩어지게 했다.^[52][64][65]

넵튠의 궤도는 매우 기이했지만, 평균 운동 공진이 중첩되고 행성의 궤도가 차오티컬하게 진화하여, 행성상 공명이 넵튠의 1:2 공진까지 바깥으로 떠돌게 하여 저공명 물체의 역동적인 차가운 벨트를 형성할 수 있었다.이후 기이도가 감소하자 넵튠의 궤도는 현재의 위치를 향해 바깥쪽으로 팽창했다.많은 행성들이 이 이주 동안 공명 속으로 포획되어 남아 있고, 다른 행성들은 더 높은 피복과 낮은 기이한 궤도로 진화하여 공진으로부터 안정적인 궤도로 빠져나갔다.^[66]더 많은 행성들이 안쪽으로 흩어졌고, 작은 분수는 목성 트로이 목성, 거대 행성을 공전하는 불규칙한 위성, 그리고 외측 벨트 소행성으로 포착되었다.나머지는 목성에 의해 다시 바깥쪽으로 흩어졌고 대부분의 경우 태양계에서 방출되어 원시 카이퍼 벨트 집단을 99% 이상 감소시켰다.^[52]

현재 가장 인기 있는 모델인 '나이스 모델'의 오리지널 버전은 '감기'와 '핫' 모집단, 공명하는 물체, 산란된 디스크 등 카이퍼 벨트의 많은 특성을 재현하고 있지만, 여전히 이들의 분포 특성 중 일부를 설명하지 못하고 있다.이 모델은 고전 KBO 궤도에서 관찰된 것보다 더 높은 평균 편심률(0.10–0.13 대 0.07)을 예측하며, 예측된 기울기 분포는 너무 적은 수의 고경사 객체를 포함한다.^[52]또 콜드벨트에 있는 이항 물체의 빈도도, 대부분이 멀리 떨어져 있고 느슨하게 묶여 있는 것도 모델에 문제가 된다.이들은 넵튠과 마주치는 동안 분리되었을 것으로 예측되며,^[67] 일부는 콜드디스크가 현재의 위치에서 형성되어 태양계에서 유일하게 진정한 의미의 작은 체구의 국부적 집단을 나타냈다고 제안한다.^[68]

최근 니스 모델을 개조한 태양계는 추가 얼음 거성을 포함한 5개의 거대 행성으로 시작되는데, 이 행성은 일련의 평균 운동 공진이다.태양계가 형성된 지 약 4억 년이 지나면 공명 사슬이 끊긴다.얼음 덩어리들은 원반 속으로 흩어지는 대신 먼저 여러 AU 밖으로 이동한다.^[69]이러한 엇갈린 이주는 결국 공명을 건널 수 있게 되어 행성의 궤도를 불안정하게 만든다.이 여분의 얼음 거인은 토성과 마주쳐 목성 횡단 궤도 위로 안쪽으로 흩어지고 일련의 충돌 후에 태양계에서 배출된다.그리고 나서 나머지 행성들은 행성 디스크가 거의 고갈될 때까지 이동을 계속하며, 작은 분수는 다양한 위치에 남아 있다.^[69]

원래의 니스 모델에서와 같이, 물체는 바깥으로 이동하는 동안 해왕성과 공명하는 것으로 포착된다.어떤 것들은 공명 속에 남아 있고, 다른 것들은 더 높은 피복, 낮은 기질 궤도로 진화하며, 역동적으로 뜨거운 고전적 벨트를 형성하는 안정된 궤도로 방출된다.핫벨트의 기울기 분포는 넵튠이 30Myr 타임스케일에 24AU에서 30AU로 이동하면 재현할 수 있다.^[70]해왕성이 28AU로 이주할 때, 그것은 여분의 얼음 거인과 중력적인 만남을 가진다.콜드 벨트로부터 해왕성과 1:2 평균 운동 공명으로 포획된 물체는 해왕성의 반주축이 바깥쪽으로 점프하게 되면 44AU에서 국소 농도로 남는다.^[71]콜드 벨트에 예치된 물체에는 콜드 벨트의 현재 위치보다 더 가까운 곳에서 발생한 느슨하게 묶인 '파란색' 이너리들이 포함되어 있다.^[72]이 만남 동안 넵튠의 편심성이 작게 남아 있다면, 원래의 니스 모델의 궤도의 혼란스러운 진화는 피하고 원시적인 냉대 벨트가 보존된다.^[73]넵튠의 이주 후기 단계에서, 평균 운동 공진의 천천히 쓸리는 것은 콜드 벨트로부터 더 높은 편심 물체를 제거하여 편심 분포를 잘라낸다.^[74]

구성

태양과 주요 행성에서 멀리 떨어져 있는 카이퍼 벨트 물체는 다른 태양계 물체를 형성하고 변형시킨 과정에 상대적으로 영향을 받지 않는 것으로 생각되므로, 그것의 구성을 결정하는 것은 초기 태양계의 구성에 대한 상당한 정보를 제공할 것이다.^[75]크기가 작고 지구와 거리가 멀기 때문에 KBO의 화학적 구성은 판단하기 매우 어렵다.천문학자들이 천체의 구성을 결정하는 주된 방법은 분광학이다.물체의 빛이 그 구성 요소 색깔로 부서지면, 무지개와 유사한 이미지가 형성된다.이 이미지는 스펙트럼이라고 불린다.다른 물질들은 다른 파장에서 빛을 흡수하고, 특정한 물체의 스펙트럼이 풀리면 그 안에 있는 물질들이 빛의 특정한 파장을 흡수해 온 곳에 어두운 선(흡수선이라고 함)이 나타난다.모든 원소나 화합물에는 고유의 분광학적 서명이 있으며, 물체의 전체 스펙트럼 '지문'을 읽음으로써 천문학자들은 그 구성을 결정할 수 있다.

분석 결과 카이퍼 벨트 물체는 암석과 물, 메탄, 암모니아 등 다양한 얼음으로 구성돼 있다.벨트의 온도는 약 50K밖에 되지 않기 때문에 태양에 더 가까운 가스성 화합물들은 고체 상태로 남아 있다.^[76]밀도와 암석 분수는 지름과 질량이 결정된 소수의 물체로만 알려져 있다.지름은 허블우주망원경과 같은 고해상도 망원경으로 촬영하거나, 물체가 항성 앞을 통과할 때 오컬트 타이밍에 의해, 또는 가장 일반적으로 적외선 방출로 계산된 물체의 알베도를 사용하여 측정할 수 있다.질량은 반주축과 인공위성의 기간을 사용하여 결정되며, 따라서 이 중량은 몇 개의 이항 물체에 대해서만 알려져 있다.밀도는 0.4 - 2.6 g/cm³ 미만이다.가장 밀도가 낮은 물체는 주로 얼음으로 구성되며 다공성이 상당하다고 생각된다.가장 밀도가 높은 물체는 얇은 얼음 층을 가진 암석으로 구성되어 있을 것이다.작은 물체는 낮은 밀도와 가장 큰 물체는 높은 밀도의 추세가 있다.이러한 추세에 대한 한 가지 가능한 설명은 차별화된 물체가 충돌하여 가장 큰 물체를 형성했을 때 표면 층으로부터 얼음이 유실되었다는 것이다.^[75]

처음에는 KBO에 대한 상세한 분석이 불가능했고, 그래서 천문학자들은 그들의 화장에 대한 가장 기본적인 사실, 주로 그들의 색깔만을 파악할 수 있었다.^[78]이 첫 번째 데이터는 KBO들 사이에서 중립 회색에서 딥 레드까지 광범위한 색상을 보여주었다.^[79]이것은 그들의 표면이 더러운 아이스에서 탄화수소에 이르는 광범위한 화합물로 구성되어 있음을 시사했다.^[79]천문학자들은 KBO가 한결같이 어두울 것으로 예상했기 때문에 이러한 다양성은 놀라웠다. 그들의 표면에서 나오는 휘발성 아이스의 대부분을 우주 광선의 영향으로 잃어버렸다.^{[20]: 118} 충격에 의한 재포장이나 과대평가 등 이러한 불일치에 대한 다양한 해결책이 제시되었다.^[78]2001년 알려진 카이퍼 벨트 물체에 대한 Jewitt와 Luuu의 스펙트럼 분석 결과 색상의 변화가 너무 극심해 무작위 충격으로 쉽게 설명할 수 없었다.^[80]태양의 방사선은 한국야구위원회(KBO)의 표면에 있는 메탄을 화학적으로 변형시켜 툴린과 같은 제품을 생산한 것으로 생각된다.마케마케는 에탄, 에틸렌, 아세틸렌 등 메탄의 방사선 처리에서 파생된 다수의 탄화수소를 보유하고 있는 것으로 나타났다.^[75]

현재까지 대부분의 KBO 선수들은 실신 때문에 놀라울 정도로 특징 없는 모습을 보이고 있지만, 그들의 구성을 결정하는 데는 많은 성공이 있었다.^[76]1996년 로버트 H. 브라운 외는 KBO 1993 SC에 대한 분광 데이터를 입수했는데, 이 자료는 해왕성의 달 트리톤뿐만 아니라 명왕성과 표면 구성이 현저하게 유사하며, 다량의 메탄 얼음을 가지고 있다고 밝혔다.^[81]작은 물체에 대해서는 색상만, 경우에 따라 알베도가 결정되었다.이 물체들은 크게 두 종류로 분류된다: 낮은 알베도를 가진 회색 또는 높은 알베도를 가진 매우 붉은 색이다.색상과 알베도의 차이는 이러한 물체의 표면에 황화수소(HS₂)가 남아 있거나 손실된 것으로 가정되며, 태양에서 멀리 떨어져 형성되어 HS를₂ 유지할 수 있는 표면은 조사로 인해 붉게 변한다.^[82]

명왕성과 콰오아와 같은 가장 큰 KBO는 메탄, 질소, 일산화탄소와 같은 휘발성 화합물이 풍부한 표면을 가지고 있다; 이러한 분자의 존재는 카이퍼 벨트의 30-50 K 온도 범위에서 적당한 증기압력 때문일 것이다.이것은 때때로 그들의 표면을 끓인 다음 다시 눈으로 떨어지게 하는 반면, 끓는점이 더 높은 화합물은 고체 상태를 유지하게 한다.가장 큰 KBO에서 이 세 화합물의 상대적 숙성은 표면 중력 및 주변 온도와 직접적인 관련이 있으며, 이것은 그들이 유지할 수 있는 것을 결정한다.^[75]1996 TO와₆₆ 같은 하우메아 계열의 ^[83]멤버, 38628 후야, 20000 바루나 같은 중간 크기의 오브젝트,^[84] 그리고 일부 작은 오브젝트에서도 워터 얼음이 검출되었다.^[75]암모니아 하이드레이트가 검출된 50000 콰오아(Quaoar)를 포함한 대형 및 중형 물체에 결정성 얼음의 존재는 암모니아 존재로 인한 용해점 감소에 따른 과거 지각 활동을 나타낼 수 있다.^[76][75]

질량 및 크기 분포

광대한 범위에도 불구하고 카이퍼 벨트의 집단 질량은 상대적으로 낮다.동적으로 뜨거운 인구의 총 질량은 지구 질량의 1%로 추정된다.동적으로 추운 인구는 지구의 질량이 0.03%에 불과할 정도로 훨씬 적은 것으로 추정된다.^[48][85]역동적으로 뜨거운 개체군은 태양에 더 가깝게 형성되어 거대한 행성의 이동 중에 바깥으로 흩어진 훨씬 더 큰 개체군의 잔해로 생각되지만, 이와는 대조적으로, 역동적으로 추운 개체군은 현재의 위치에서 형성된 것으로 생각된다.가장 최근의 추정치(2018년)는 카이퍼 벨트가 행성의 움직임에 미치는 영향에 따라 카이퍼 벨트의 총 질량을 (1.97±0.30)×10⁻² 지구 질량으로 표시한다.^[86]

동적으로 추운 인구의 작은 총 질량은 직경 100km(62mi)보다 큰 KBO의 억제에 상당한 질량이 필요하기 때문에 태양계 형성의 모델에 약간의 문제를 제기한다.^[3]만약 차가운 고전적인 카이퍼 벨트가 항상 현재의 낮은 밀도를 가지고 있었다면, 이 큰 물체들은 단지 작은 행성들의 충돌과 합병에 의해 형성될 수 없었을 것이다.^[3]게다가, 현재의 궤도의 기이함과 성향은 그 만남을 상당히 "폭력적"으로 만들고, 그로 인해 굴절보다는 파괴를 초래한다.동적으로 추운 인구의 질량의 상당 부분을 제거하는 것은 가능성이 낮다고 생각된다.해왕성의 현재 영향력은 이런 대규모의 '진공'을 설명하기에는 너무 약하고, 충돌 연삭에 의한 대량 손실 정도는 콜드디스크에 느슨하게 묶여 있는 이진이 존재하기 때문에 제한되어 있어 충돌 시 교란이 일어날 가능성이 높다.^[87]작은 행성들의 충돌에서 형성되는 대신에, 더 큰 물체는 조약돌 구름의 붕괴로부터 직접 형성되었을지도 모른다.^[88]

카이퍼 벨트 객체의 크기 분포는 여러 동력 법칙을 따른다.전력법은 N(D)과 D(D보다 큰 직경의 물체의 수)의 관계를 기술하고 있으며, 이를 밝기 기울기라고 한다.물체의 수는 직경 D의 일부 검정력과 반비례한다.

${\displaystyle {\frac {dN}{D}\propto$생성되는$$ ${}($q가 1이 아니라고 가정함) : ${\displaystyle }$ ${\displaystyle \propto }$ D ${\displaystyle {1\mathrm{}}^{}}$ -${\displaystyle q^{}}$+ ${\displaystyle \text{상수}.}$ ${\displaystyle$ N$\propto$ D$^{1-q}+{\text{a 상수}}.$$}$

(상수는 D의 높은 값에서 전력법이 적용되지 않는 경우에만 0이 아닐 수 있다.)

겉보기 크기 분포의 측정에 기초한 초기 추정치는 q = 4 ± 0.5의 값을 발견했는데,^[57] 이는 200~400km 범위보다 100~200km 범위에 8배 많은³ 물체가 있음을 의미한다.

최근의 연구는 뜨거운 고전과 차가운 고전 사물의 크기 분포가 다른 경사를 가지고 있다는 것을 밝혀냈다.뜨거운 물체의 경사는 큰 지름에서 q = 5.3이고 작은 지름에서 q = 2.0이며 110 km에서 경사의 변화는 q = 2.0이다.차가운 물체의 경사는 큰 지름에서 q = 8.2이고 작은 지름에서 q = 2.9이며 140 km에서 경사가 변화한다.^[48]산란 개체, 플루토늄 및 해왕성 트로이 목마들의 크기 분포는 다른 동적으로 뜨거운 개체군과 유사한 경사면을 가지지만, 대신 디보트를 가질 수 있는데, 이는 특정 크기 이하의 개체 수가 급격히 감소하는 것이다.이 디보트는 인구의 충돌 진화 때문이거나, 이 크기 이하의 물체가 없는 개체군이 형성되었기 때문이며, 더 작은 물체는 원래 물체의 파편이라고 가정한다.^[89][90]

1km 미만의 반지름을 가진 가장 작은 것으로 알려진 카이퍼 벨트 물체는 허블 우주망원경과 같은 망원경으로 직접 보기엔 너무 어둡기 때문에 별의 신비로운 신비로운 발견에 의해서만 감지되었다.^[91]이러한 발견에 대한 첫 보고들은 2009년 12월 Schlichting 외 연구진으로부터 왔는데, 그는 2007년 3월부터 기록 허블 광도계에서 작은 킬로미터 이하의 반지름 Kuiper 벨트 물체를 발견했다고 발표했다.이 물체는 반경 520±60m 또는 지름 1040±120m로, 0.3초 동안 별을 잠깐 은닉했을 때 허블의 항성 추적 시스템에 의해 탐지되었다.^[92]슐리칭 외 연구진은 2012년 12월에 발표된 후속 연구에서 기록 허블 광도계에 대한 보다 철저한 분석을 수행했으며 반경 530±70m 또는 직경 1060±140m로 추정되는 키퍼 벨트 이하 크기의 물체에 의한 또 다른 발생 사건을 보고했다.Schlichting 등은 2009년과 2012년에 검출된 발화 사건으로부터 단일 전력법 및 균일한 황위도 분포를 가정하여 카이퍼 벨트 객체 크기 분포 기울기를 q = 3.6 ± 0.2 또는 q = 3.8 ± 0.2로 결정했다.그들의 결과는 직경이 90km 이상인 더 큰 Kuiper 벨트 개체의 모집단으로부터의 추정에 비해 하위 킬로미터 크기의 Kuiper 벨트 개체의 강한 결손을 의미한다.^[93]

흩어진 물체

산란된 디스크는 인구가 희박한 지역으로 카이퍼 벨트와 겹치지만 100AU 이상으로 확장된다. 산란된 디스크 개체(SSO)는 매우 타원형 궤도를 가지며 황색에 매우 기울기도 한다.태양계 형성의 대부분의 모델은 KBO와 SDO 모두 원시적인 벨트로 처음 형성되는 것을 보여주는데, 후에 특히 넵튠과 중력 상호작용을 통해 물체를 바깥쪽으로 보내고, 일부는 안정된 궤도로(KBO)에 보내고, 일부는 불안정한 궤도로 흩어진 원반인 원반으로 보낸다.^[12]불안정한 성격 때문에 흩어진 원반은 태양계의 많은 단기간 혜성의 원점으로 의심받고 있다.그들의 동적 궤도는 때때로 그들을 내부 태양계 속으로 밀어넣고, 처음에는 센타우르가 되고, 그 다음에는 단기간 혜성이 된다.^[12]

공식적으로 모든 넵투니아 횡단 물체를 분류하는 마이너 플래닛 센터에 따르면 KBO는 원산지나 구성에 관계없이 정의된 카이퍼 벨트 지역 내에서만 공전하는 모든 물체다.벨트 밖에서 발견된 물체는 흩어진 물체로 분류된다.^[94]일부 과학계에서 "Kuiper belt object"라는 용어는 태양계 역사의 대부분을 차지하는 동안 궤도가 Kuiper belt(예: 산란 지역)를 넘어섰다고 하더라도 외부 태양계 고유의 빙판 작은 행성과 동의어가 되었다.그들은 종종 흩어진 디스크 오브젝트를 "스캐터된 카이퍼 벨트 오브젝트"^[95]라고 묘사한다.명왕성보다 더 거대하다고 알려진 에리스는 흔히 KBO라고 일컬어지지만 기술적으로는 SDO.^[94] 카이퍼 벨트의 정확한 정의에 대한 천문학자들의 의견 일치가 아직 이루어지지 않았으며, 이 문제는 해결되지 않은 채로 남아 있다.

보통 카이퍼 벨트의 일부로 여겨지지 않는 센타우르스 역시 흩어진 물체로 생각되는데, 유일한 차이점은 바깥쪽이 아니라 안쪽으로 흩어진다는 것이다.Minor Planet Center는 Centaurer와 SDO를 흩어진 물체로 함께 분류한다.^[94]

트리톤

넵튠은 이주기간 동안 태양계에서 유일하게 역행궤도(해왕성 자전 반대 궤도)를 가진 대형 KBO 트리톤을 포착한 것으로 추정된다.이것은 목성, 토성, 천왕성의 큰 위성들이 그들의 어린 모행성을 둘러싸고 있는 물질들의 회전 디스크로부터 합쳐진 것으로 생각되는 것과 달리, 트리톤은 주변 우주에서 포획된 완전히 형성된 몸체였음을 암시한다.물체의 중력 포획은 쉽지 않다. 더 큰 물체의 중력에 걸릴 만큼 물체의 속도를 늦출 수 있는 어떤 메커니즘이 필요하다.가능한 설명은 트라이톤이 넵튠과 맞닥뜨렸을 때 바이너리의 일부였다는 것이다.(많은 KBO는 바이너리의 멤버들이다.아래를 참조하십시오.)그러면 넵튠에 의한 이진의 다른 멤버를 방출하면 트리톤의 포획을 설명할 수 있다.^[96]트라이톤은 명왕성보다 14% 크며, 두 세계의 스펙트럼 분석은 그들의 표면이 메탄과 일산화탄소와 같은 유사한 물질로 구성되어 있음을 보여준다.이 모든 것은 트리톤이 한때 넵튠의 외향적인 이적 과정에서 포로로 잡혔던 KBO였다는 결론을 지적한다.^[97]

최대 KBO

2000년 이후 명왕성(지름 2370km)의 절반 이상인 500~1500km(932mi)의 KBO가 무더기로 적발됐다.2002년에 발견된 고전적인 KBO의 50000 콰오아르는 지름이 1200km가 넘는다.2005년 7월 29일에 발표된 마케마케와 하우메아는 여전히 더 크다.28978 Ixion(2001년 발견)과 20000 Varuna(2000년 발견)와 같은 다른 물체는 지름이 약 600~700km(373~435mi)이다.^[3]

명왕성

명왕성과 비슷한 궤도에서 이런 대형 KBO들이 발견되면서 많은 사람들은 명왕성의 상대적인 크기를 제외하면 명왕성이 카이퍼 벨트의 다른 회원들과 특별히 다르지 않다는 결론을 내렸다.이 물체들은 명왕성과 크기가 비슷할 뿐만 아니라 많은 물체들이 위성을 가지고 있고, 구성도 비슷하다(메탄과 일산화탄소가 명왕성과 가장 큰 KBO에서 모두 발견되었다).^[3]따라서, Ceres가 동료 소행성들이 발견되기 전에 행성으로 여겨졌듯이, 일부는 명왕성도 재분류될 수 있다는 것을 암시하기 시작했다.

이 문제는 현재 명왕성보다 27%나 더 큰 것으로 알려진 카이퍼 벨트 너머의 산란 원반 속에 있는 물체 에리스가 발견됨으로써 머리에 떠올랐다.^[98] (에리스는 원래 부피로 볼 때 명왕성보다 더 큰 것으로 생각되었지만 뉴호라이즌스 임무는 이것이 그렇지 않다는 것을 발견했다.)이에 대해 국제천문연맹(IAU)은 처음으로 행성이 무엇인지를 정의할 수밖에 없었으며, 그렇게 함으로써 행성은 "궤도를 도는 주변 지역을 청소해야 한다"^[99]는 것을 그들의 정의에 포함시켰다.명왕성은 다른 많은 상당한 크기의 물체들과 궤도를 공유하기 때문에 궤도를 이탈하지 않은 것으로 간주되어 행성에서 왜성으로 재분류되어 카이퍼 벨트의 일원이 되었다.

비록 명왕성이 현재 가장 큰 KBO라고 알려져 있지만, 적어도 현재 카이퍼 벨트 밖에서 유래했을 것으로 알려진 큰 물체 하나가 있다: 해왕성의 달 트리톤(위 설명대로라면, 이 물체는 아마도 포획된 KBO일 것이다).

난쟁이 행성이 될 만큼 큰 KBO가 얼마나 많은지는 분명하지 않다.많은 난쟁이 행성 후보자들의 놀라울 정도로 낮은 밀도를 고려하는 것은 많은 사람들이 그렇지 않다는 것을 보여준다.^[100]오르커스, 명왕성, 하우메아, 콰오아, 마케마케는 대부분의 천문학자들에게 받아들여진다; 몇몇은 살라시아, 2002 MS4,^[101] 2002 AW197, 익시온과 같은 다른 몸을 제안했다.^[102]

위성

6개의 가장 큰 TNO(에리스, 명왕성, 공공, 마케마케, 하우메아, 콰오아)는 모두 위성을 가지고 있는 것으로 알려져 있으며, 이 중 2개는 1개 이상의 위성을 가지고 있다.대형 KBO가 카이퍼 벨트의 작은 물체보다 위성을 가진 비율이 높은 것은 다른 형성 메커니즘이 원인이었음을 시사한다.^[103]또한 카이퍼 벨트에는 이너리('상호'를 공전할 수 있을 정도로 질량이 가까운 두 물체)도 많이 있다.가장 눈에 띄는 예는 명왕성-채런 바이너리지만 KBO의 약 11%가 바이너리에 존재하는 것으로 추정된다.^[104]

탐험

2006년 1월 19일 명왕성이 2015년 7월 14일 비행한 카이퍼 벨트인 뉴호라이즌스를 탐사하는 첫 우주선이 발사됐다.명왕성 플라이비 너머의 임무는 카이퍼 벨트에 있는 다른 더 먼 물체를 찾아 조사하는 것이었다.^[105]

2014년 10월 15일 허블은 뉴호라이즌스 팀이 잠정적으로 지정한 PT1("잠재 대상 1")과 PT2, PT3 등 3개의 잠재적 표적을 밝혀낸 것으로 밝혀졌다.^[107][108]이 물체의 지름은 30-55km 범위로 추정되었다. 지상 망원경은 2018-2019년에 이 충돌들을 일으킬 수 있는 43–44 AU의 태양으로부터 너무 작다.^[109]뉴호라이즌스의 연료 예산 내에서 이러한 물체에 도달할 수 있는 초기 추정 확률은 각각 100%, 7%, 97%이었다.^[109]모두 고전적인 카이퍼 벨트(저체온증, 저체온증)의 구성원이었기 때문에 명왕성과는 매우 달랐다.PT1(임시 명칭 "1110113")가장 유리한 위치의 물건인 HST 웹사이트의^[110] Y"는 지름 30–45 km, 진도 26.8이었다가 2019년 1월에 마주쳤다.^[111]일단 충분한 궤도 정보가 제공되면 마이너 플래닛 센터는 2014 MU69(PT1), 2014 OS393(PT2), 2014 PN70(PT3) 등 3개 타깃 KBO에 공식 지정을 했다.2014년 가을까지는 가능한 네 번째 목표인 2014 MT69가 후속 관찰에 의해 제거되었다.PT2는 명왕성 플라이비 이전부터 선두에서 벗어났다.^[112][113]

2015년 8월 26일 첫 번째 대상인 2014 MU₆₉(별칭 "울티마 툴레" 및 이후 이름 486958 Arrokoth)가 선정되었다.코스 조정은 2015년 10월 말, 11월 초 이뤄져 2019년 1월 플라이비(^[114]flyby)로 이어졌다.2016년 7월 1일 NASA는 뉴호라이즌스가 이 물체를 방문할 수 있도록 추가 자금 지원을 승인했다.^[115]

2015년 12월 2일 뉴호라이즌스는 당시 2억 7천만 킬로미터(170×10^⁶ mi) 떨어진 곳에서 1994 JR1 (기명 15810 Arawn)이라고 불리던 것을 감지했다.^[116]

뉴호라이즌스는 2019년 1월 1일 아르로코트 비행에 성공해 아르로코트가 길이 32km, 폭 16km의 접점 바이너리임을 보여주는 데이터를 반환했다.^[117]뉴호라이즌스에 탑승한 랠프 악기는 아로코트의 붉은색을 확인했다.비행기의 데이터는 향후 20개월 동안 계속 다운로드 될 것이다.

뉴 호라이즌스에 대한 후속 임무는 계획되지 않았지만 명왕성에 착륙하거나 궤도로 복귀하는 임무에 대한 최소 두 가지 개념이 연구되었다.^[118][119]명왕성 너머에는 왜소행성 마케마케, 하우메아처럼 뉴호라이즌스와 함께 방문할 수 없는 대형 KBO가 많이 존재한다.이 물체들을 자세히 탐구하고 연구하기 위해 새로운 임무들이 수행될 것이다.탈레스 알레니아 스페이스는 다른 여러 TNO가 포함된 충돌가족의 모체로서의 위상, 하우메아의 반지, 두 개의 달로 이루어진 충돌가족의 모체로서 높은 우선순위의 과학대상인 ^[120]하우메아에 대한 궤도선 임무의 물류를 연구해 왔다.주요 저자인 조엘 폰시는 10-20년 이내에 우주선이 KBO에 도달하고 궤도를 돌 수 있는 새로운 기술을 주장해왔다.^[121]앨런 스턴 뉴호라이즌스 수석연구원은 1980년대 보이저 2 플라이비즈 이후 처음으로 천왕성이나 해왕성 주변을 비행할 임무를 비공식적으로 제안해 ^[122]카이퍼 벨트 탐사를 더욱 강화하고 얼음 거대 행성도 방문했다.

설계 연구 및 개념 미션

콰오아르는 현재 태양권 코 근처에 있기 때문에 성간 매체를 탐사하는 임무를 맡은 탐사선 대상자로 간주되어 왔다; 존스 홉킨스 응용물리연구소의 폰투스 브랜트와 그의 동료들은 2030년대에 콰오아르가 헬리오를 통해 성간 매체로 계속 날아갈 탐사선을 연구해왔다.구면 ^[123][124]코콰오아에 대한 그들의 관심사 중에는 메탄 대기권 소멸과 극저온증이 포함되어 있다.^[123]브란트와 그의 동료들이 연구한 임무는 SLS를 이용하여 발사하고 목성 플라이비를 이용하여 30 km/s를 달성할 것이다.대신, 궤도 탐사 임무를 위해 2012년에 발표된 한 연구는 익시온과 후야가 가장 실현 가능한 목표물 중 하나라고 결론지었다.^[125]예를 들어, 저자들은 만약 2039년에 발사된다면, 17년의 크루즈 타임 후에 궤도 비행이 익시온에 도달할 수 있다고 계산했다.

2010년대 후반, Glen Costigan과 동료들의 설계 연구는 Kuiper 벨트 객체에 대한 궤도 캡처와 다중 표적 시나리오를 논의하였다.^[126][127]그 특정 논문에서 연구된 카이퍼 벨트 대상으로는 2002 UX25, 1998년 WW31, 47171 렘포가 있다.^[127]2011년 라이언 맥그라너한과 동료들의 또 다른 디자인 연구는 콰오아, 세드나, 마케마케, 하우메아, 에리스에 대한 우주선 조사를 탐구했다.^[128]

성간 미션은 그들의 임무의 일부로 카이퍼 벨트 물체를 비행하는 것을 포함하여 평가해왔다.^[129]

엑스트라솔라 카이퍼 벨트

2006년까지 천문학자들은 태양을 제외한 9개의 별 주위에 카이퍼 벨트 같은 구조로 추정되는 먼지 디스크를 해결했다.그들은 두 가지 범주로 분류되는 것으로 보인다: 넓은 벨트, 50AU 이상의 반지름을 가진 것과 20~30AU의 반지름과 상대적으로 날카로운 경계를 가진 좁은 벨트(가칭 태양계 같은 것)이다.^[130]이를 넘어 태양형 별의 15~20%는 관측된 적외선 과잉을 가지고 있어 카이퍼 벨트 같은 거대한 구조를 연상시킨다.^[131]다른 항성 주변의 대부분의 알려진 파편 원반은 꽤 젊지만, 2006년 1월 허블우주망원경이 찍은 오른쪽의 두 개의 이미지는 안정적인 구성으로 정착하기에 충분한 (거의 3억년) 오래된 것이다.왼쪽 이미지는 넓은 벨트의 '톱 뷰'이고 오른쪽 이미지는 좁은 벨트의 '엣지 뷰'이다.^[130][132]카이퍼 벨트의 먼지에 대한 컴퓨터 시뮬레이션은 그것이 어렸을 때, 젊은 별들 주변에서 볼 수 있는 좁은 고리들과 닮았을 수도 있다는 것을 암시한다.^[133]

참고 항목

• 소행성대
• 가능한 왜성 목록
• 넵투니아 횡단 물체 목록
• 플래닛 나인

메모들

참조

외부 링크

위키미디어 커먼즈에는 카이퍼 벨트 오브젝트와 관련된 미디어가 있다.

• 데이브 쥬딧 페이지 @ UCLA
  • 벨트의 이름
• 가족별 단기간 혜성 목록
• NASA 태양계 탐사에 의한 카이퍼 벨트 프로파일
• 카이퍼 벨트 전자 뉴스레터
• 로버트 존스턴의 TNO 페이지
• 마이너 플래닛 센터: 카이퍼 갭을 보여주는 외부 태양계 플롯
• 국제천문연맹 홈페이지(TNOs의 현황 격하)
• 2006년 XXVI 총회
• nature.com 기사: 내부 태양계, Kuiper Belt 및 Oort Cloud를 표시한 다이어그램(사진)
• SPACE.com:2006년 8월 15일 06:13 ET
• 외부 태양계 천문학 캐스트 64편은 완전한 대본을 포함하고 있다.
• 카이퍼 벨트는 365daysofastronomy.org
• 엣지워스-쿠이퍼 벨트와 오트 클라우드에 대한 아홉 개의 행성 웹페이지
• TNOS 목록