카이퍼벨트, Kuiper Belt

 

카이퍼 벨트는 해왕성 궤도 바깥에 위치한 천체들이 모여있는 공간입니다. 오르트구름과 더불어 혜성의 출발지로 여겨지는 매우 광대한 우주의 구역으로 구분됩니다. 아주 오래전부터 관측이 이루어졌지만 실체를 파악할 수 있는 기술과 기기의 발전이 있기 전까지는 발견했다는 사실조차 알 수 없었습니다. 

 

카이퍼벨트

 

카이퍼벨트? 카이퍼대?

 

 카이퍼벨트(Kuiper Belt)는 카이퍼대라고도 부릅니다. 이곳에는 수많은 왜행성들과 암석, 얼음 덩어리들이 모여있습니다. 가장 유명한 왜행성은 태양계 행성의 지위를 잃은 명왕성입니다. 이 명왕성을 비롯해서 지름 1000킬로미터 이상의 거대한 천체부터 작은 얼음까지 마치 도넛처럼 원반 모양의 형태를 구성하며 모여있는 곳입니다. 카이퍼벨트를 구성하는 물체들을 가리켜 KBO(Kuiper Belt Objects)라고도 부릅니다. 

카이퍼벨트의 여러 이름들

 

카이퍼벨트는 어디에 있나요?

 

 카이퍼벨트는 태양계 해왕성의 궤도 밖에 위치합니다. 이 거리는 태양으로부터 지구가 위치한 거리를 나타내는 AU라는 단위를 이용해 나타내기도 합니다. (1AU=태양에서 지구까지의 거리) 이 천문학 거리 단위에 따르면 해왕성에서 태양까지 가장 가까운 거리는 대략 30AU입니다. 반대로 가장 먼 거리의 범위는 50AU정도로 보고 있습니다. 위에서 설명한 대로 태양을 중심으로 둘러싼 도넛이나 고리 모양이라고 생각하시면 좋을 것 같습니다. 카이퍼벨트보다 더 먼 거리에 있는 소천체들은 오르트구름에 있다고 봅니다. 

 

카이퍼벨트는 언제 어떻게 만들어졌나요?

 

 많은 천문학자들은 태양계가 형성되던 46억 년 전에 행성이 되지 못한 태양계의 잔해들이 카이퍼벨트를 구성한다고 보고 있습니다. 목성 주변의 소행성대처럼 카이퍼벨트의 작은 천체들과 암석, 바위, 얼음들은 해왕성의 영향을 받았습니다. 이들이 큰 행성이 될 수 없었던 것 또한 해왕성의 중력이 영향을 끼친 탓으로 생각됩니다. 행성들이 궤도에 안착하고 태양계의 모습을 갖춰가던 당시에는 지금보다 카이퍼벨트를 구성하는 물질들인 KBO가 더 많았습니다. 천왕성과 해왕성이 원래보다 더 먼 궤도로 움직이게 되면서 행성이 되지 못한 물질들을 이끌고 현재의 위치에 자리 잡았다는 이론도 존재합니다. 이 과정에서 물질들끼리 충돌하거나 다른 행성에 충돌하기도 하고 다른 행성의 대기 중에서 산화하며 그 수량이 줄어들었을 것이라고 보기도 합니다. 

 

카이퍼벨트 켄타우로스 천체들

 

카이퍼벨트를 분류할 수 있나요?

 

 카이퍼벨트는 수많은 물체들인 KBO로 구성되어 있는데 이들을 분류할 때에는 거리 기준이 아니라 이들이 움직이는 궤도에 따라 구분하기도 합니다. KBO들의 대부분은 Classical KBO라고 불리는 곳에서 발견되었습니다. 이것은 초기에 천문학자들이 KBO를 관찰하면서 그 당시 예측했던 카이퍼벨트의 궤도에 부합하기 때문에 Classical KBO, 고전형 카이퍼벨트라고 불리게 되었습니다. 이 안에서도 두 가지 유형으로 나뉘는데 기준은 해왕성과 상호 작용을 하면서 가까워지는 궤도를 가지는지입니다. 일부는 타원형 궤도를 가지면서 해왕성의 중력에 영향을 강하게 받고 다른 유형의 천체들은 원형에 가까운 궤도로 움직이면서 해왕성 가까이 가지 않아서 그 영향을 받지 않습니다.  두 번째는 Resonant KBO라고 하며 공진형 혹은 공명 카이퍼벨트라고도합니다. 많은 수의 카이퍼벨트 천체들은 해왕성의 중력에 많은 간섭을 받습니다. 마치 명왕성과 해왕성이 일정 비율로 공전하는 것과 같이 서로에게 영향을 주면서 일정한 모습으로 궤도 상에서 이동하는 것입니다. 그리고 Scattered Disk, 산란 원반이라고 부르는 카이퍼벨트의 바깥 영역입니다. 이곳은 카이퍼벨트 내부는 아니지만 궤도상에서 태양과 가장 가까이 있을 때에는 해왕성 중력의 영향을 받습니다. 여기에 속하는 대표적인 왜행성으로는 2005년 발견된 에리스가 있습니다. 참고로 NASA 홈페이지를 방문하시면 에리스의 3D모델을 보실 수 있습니다. 

카이퍼벨트 외부의 왜행성인 에리스

 

카이퍼벨트는 어떤 식으로 관측되었을까요?

 

 카이퍼벨트가 해왕성 너머에 있다는 것을 생각해 보면 관측이 쉽지 않음을 알 수 있습니다. 태양에서 멀리 떨어져 있는 만큼 햇빛이 닿지 않아 어둡기 때문에 명왕성처럼 크기가 크고 많은 빛을 반사하는 표면을 갖고 있는 천체가 아니면 파악하기가 어려울 것입니다. 최초로 카이퍼벨트에 대해 언급한 것은 1940년대 케네스 에지워스의 논문입니다. 이 논문에서 천문학자인 케네스 에지워스는 명왕성 외에도 다른 천체들의 존재에 대해 간단하게 언급하였습니다. 1951년에는 미국의 천문학자 제라드 카이퍼가 논문을 통해 명왕성 너머의 별들이 집단을 이루고 있을 것이라 주장하는 과학논문을 발표합니다. 망원경을 통한 관측은 1990년대 이후로 이루어졌는데 이때부터 수천여 개의 카이퍼벨트 천체들이 발견됩니다. 

 

카이퍼벨트의 천체, 아로코스

 

카이퍼벨트와 명왕성

 

 한때 태양계의 마지막 행성이었던 명왕성은 타원형의 궤도를 가지고 공전하는 등 행성의 특성에서 벗어나는 점에 의해 행성 대열에서 탈락했습니다. 그리고 새롭게 태양계의 왜행성(왜소 행성)으로 분류되었습니다. 태양으로부터 멀리 떨어져 기온이 매우 낮고 표면은 암석과 얼음으로 구성되어 있습니다. 대표적인 카이퍼벨트의 왜행성으로 비슷한 궤도를 가지고 있는 다른 수많은 얼음 천체들이 카이퍼벨트에 존재하는 것이 확인되었습니다.  2024년 2월, 미국항공우주국 NASA의 기사에 의하면 명왕성 탐사를 마친 뉴호라이즌스 무인 탐사선은 카이퍼벨트 바깥을 지나면서 예상과는 다르게 높은 밀도를 가진 얼음 먼지들을 감지했다고 합니다. 이는 그동안 카이퍼벨트의 크기를 예측한 범위를 넘어서고 있어서 실제 카이퍼벨트가 훨씬 넓은 범위에 걸쳐 있거나 다음 레벨의 카이퍼벨트가 존재할 수 도 있음을 나타낸다고 합니다.