카이퍼 벨트 라고도, 에지 워스 - 카이퍼 벨트행성 해왕성의 궤도 너머로 태양 주위를 회전하는 얼음의 작은 몸의 편평한 고리. 그것은 네덜란드 계 미국인 천문학자인 Gerard P. Kuiper의 이름을 따서 명명되었으며, 궤도가 태양계의 평면에 가까운 외계 행성의 형성으로 남은 것으로 추정되는 수억 개의 물체로 구성되어 있습니다. 카이퍼 벨트는 관측 된 단기간 혜성의 대부분, 특히 20 년 이내에 태양을 도는 혜성들과 거대한 행성 지역에 궤도를 가진 얼음 같은 켄타우루스 물체의 근원으로 생각됩니다. (일부 켄타 우어는 Kuiper 벨트 물체 (KBO)에서 단기간 혜성으로의 전환을 나타낼 수 있습니다.) 수십 년 동안 존재한다고 가정되었지만 Kuiper 벨트는 1990 년대까지 감지 할 수 없었습니다. 사용할 수있게되었습니다.
태양으로부터의 평균 거리에서 해왕성의 평균 궤도 거리보다 큰 KBO 궤도 (약 30 개의 천문 단위 [AU]; 45 억 km [28 억 마일]). Kuiper 벨트의 바깥 쪽 가장자리는 잘 정의되어 있지 않지만 명목상으로는 태양에 가까이 가지 않는 물체를 47.2 AU (76 억 km [44 억 마일]), 2: 1 해왕성 공명 위치 인 물체는 제외합니다. 해왕성의 두 개마다 하나의 궤도. Kuiper 벨트에는 Eris, Pluto, Makemake, Haumea, Quaoar 및 기타 수백만 개의 다른 작은 물체가 포함되어 있습니다.
카이퍼 벨트 발견
아일랜드 천문학 자 케네스이 에지 워스는 1943 년에 태양계의 작은 물체의 분포가 현재의 명왕성 거리에 구속되지 않았다고 추측했다. Kuiper는 1951 년에 더 강력한 사례를 개발했습니다. 태양계를 형성하는 동안 행성에 도달하는 데 필요한 신체의 질량 분포를 분석 한 결과, Kuiper는 적은 양의 작은 얼음 물체 (비 활동성 혜성 핵)가 넘어야 함을 보여주었습니다. 해왕성. 1 년 전 네덜란드 천문학 자 얀 오트 (Jan Oort)는 혜성이 계속 보충되는 오트 구름 (Oort cloud)이라고 불리는 훨씬 더 먼 구형 얼음 저장소를 제안했다. 이 먼 출처는 200 년 이상의 기간을 가진 장기 혜성의 기원을 적절히 설명했습니다. 그러나 Kuiper는 태양 주위의 모든 행성과 같은 방향으로 태양계의 평면에 가까운 모든 궤도가 매우 짧고 (20 년 이하) 혜성이 더 가깝고 더 평평한 근원을 필요로한다고 언급했다.. 1988 년 미국 천문학 자 마틴 던컨 (Martin Duncan)과 동료들이 분명히 설명한이 설명은 직접 감지 할 때까지 카이퍼 벨트의 존재에 대한 최고의 주장이되었습니다.
1992 년 미국 천문학 자 데이비드 저이 트 (David Jewitt)와 대학원생 제인 루우 (Jane Luu)는 1992 년 QB 1 (15760) QB 1을 발견했습니다. 몸의 밝기는 약 200–250km (125–155 마일)입니다. 그것은 약 44 AU (66 억 km [41 억 마일])의 태양으로부터 멀리 떨어진 행성계의 평면에서 거의 원형 궤도로 움직입니다. 이것은 명왕성의 궤도 바깥에 있으며, 평균 반경은 39.5AU (59 억 km)입니다. 1992 년 QB 1 의 발견은 천문학 자들에게 다른 KBO의 검출 가능성을 경고했으며 20 년 안에 약 1,500 건이 발견되었습니다.
명도 추정치에 기초하여, 알려진 더 큰 KBO의 크기는 직경이 1,208km (751 마일) 인 명왕성 최대 달인 Charon의 크기에 근접하거나이를 초과합니다. Eris라는 이름을 가진 하나의 KBO는 직경의 두 배인 것처럼 보입니다. 즉 명왕성 자체보다 약간 작습니다. 해왕성의 궤도 바깥에 위치하기 때문에 (평균 반경 30.1 AU; 45 억 km [28 억 마일]), 그들은 또한 천왕성 천체 (TNO)라고도 불린다.
천문학 자들은 Eris와 같은 몇몇 KBO가 명왕성만큼 크기 때문에 1990 년대부터 명왕성이 행성이나 카이퍼 벨트에서 가장 큰 몸 중 하나로 간주되어야하는지 궁금해했습니다. 명왕성은 1992 년 QB 1 이전에 62 년 전에 발견 된 KBO 이며, 2006 년 국제 천문 연맹은 명왕성과 에리스를 난쟁이 행성으로 분류하기로 투표했다.
