해왕성 바깥 천체 - 카이퍼 벨트

 태양계에서 궤도 장 반경이 해왕성의 그것보다 긴 천체를 해왕성 바깥 천체라고 한다. 카이퍼 벨트나 산란 원반, 오르트 구름에 있는 천체가 이에 속한다. 대표적인 천체인 명왕성은 1930년에 발견되었지만 후로 오랫동안 해왕성 궤도보다 먼 곳에서는 태양계의 구성원으로 보이는 천체가 발견되지 않은 여전히 미지의 세계이다. 이 천제는 대부분 지구 직경의 5분의 1이고, 질량은 달보다도 작고, 암석과 얼음으로 이루어져 있다. 또한 이 구역을 외태양계라고도 하는데, 이 용어를 소행성대 너머의 외행성계를 가리킬 때 사용하기도 하여 혼동이 생기기도 한다. 해왕성 바깥 천체인 카이퍼 벨트는 소행성대와 비슷한 파편 조각으로 이루어진 거대한 고리로, 얼음이 주요 구성 물질이며, 소행성대와 다르다.

 카이퍼 벨트는 태양계의 해왕성 궤도보다 바깥이며, 황도면 부근에 천체가 도넛 모양으로 밀집한 영역이다. 바깥쪽의 경계는 불확실하나 바로 오르트 구름과 이어져 있을 것이라고 여겨진다. 태양으로부터 30~50 천문단위 지역에 형성되어 있다. 카이퍼 벨트의 천체는 대부분 태양계 소천체이나, 50000 콰오아와 해왕성 바깥 천체 중 카이퍼 벨트 천체의 하나로, 그중에서도 쿠바 원족에 속한 20000 바루나, 명성 왕족에 속하며, 지름의 35퍼센트의 크기를 가진 반스라는 위성을 가진 90482 오르후스 등 덩치가 큰 천체는 왜행성으로 재분류될 가능성이 있다. 카이퍼 벨트는 쉽게 태양과의 거리로 구분하지만 정확한 궤도 요소의 궤도 장 반경과 근일점 거리로 정의된다. 카이퍼 벨트는 고전적 카이퍼 벨트와 산란 원반으로 나뉜다. 고전적 카이퍼 벨트란 궤도 장 반경이 해왕성보다 크고, 공전 주기가 해왕성의 약 2배 이하인 천체들의 영역을 말한다. 이곳의 천체들은 해왕성의 중력의 영향을 강하게 받으며, 이 부분만을 카이퍼 벨트라고 부르기도 한다. 공명 카이퍼 벨트는 고전적 카이퍼 벨트 중에서도 특히 공전 주기가 해왕성과 정비례의 관계인 영역으로 해왕성과 큰 공명 관계를 가진다.

 명왕성은 왜행성이며, 카이퍼 벨트 안에서 가장 거대한 천체로 알려져 있다. 1930년 발견되었을 때는 9번째 행성으로 간주하였으나, 2006년 국제 천문 연맹에서 새로운 행성의 정의가 발표된 뒤 자격 요건 3가지를 만족하지 못하여 행성에서 탈락하였다. 그 후로 명왕성 대신 134340으로 이름이 바뀌었다. 명왕성은 황도면에 17도 기울어져 있어서 궤도가 다른 행성에 비해 이심률이 높다. 태양으로부터 평균 거리가 가까울 때는 29.7이고, 멀어질 때는 49.5 천문단위로 그 격차가 크다. 134340 명왕성은 왜소 행성 명왕성의 발견된 위성 중에서 가장 큰 위성으로 1978년에 워싱턴에 위치한 미군 해군 천문대에서 발견된 카론 위성은 그 자체만으로 왜행성으로 분류될 수 있을지도 확실하지 않다. 질량 중심이 어느 한쪽의 내부에 있는 것이 아니고, 두 천체 중간의 우주 공간에 형성되어 있어 명왕성과 카론은 종과 주인의 관계가 아닌 쌍성계와 비슷하다. 두 천체보다 훨씬 더 작은 닉스와 히드라는 명왕성과 카론을 돌고 있다. 닉스는 명왕성의 두 번째 위성으로 2005년에 허블 우주 망원경으로 발견되었고 닉스라는 이름은 그리스 신화의 밤의 여신 닉스와 동일하다. 히드라는 명왕성의 위성으로 닉스와 함께 2005년에 허블 우주 망원경으로 발견되었다. 해왕성 바깥 천체이면서 공전 주기가 해왕성의 공전 주기와 정수비 관계인 궤도 공명을 이루는 공명 해왕성 바깥 천체 궤도에 놓여 있다. 이는 해왕성이 태양을 3번 돌 때 명왕성은 2번 돌고 있다. 이 궤도 공명 비를 보이는 카이퍼 벨트 천체를 플루토이드로 부른다. 고전적 카이퍼 벨트 내에서 가장 큰 천체는 하우 메아 와 마케마케이다. 하우 메아는 달걀 모양으로 위성 두 개를 가지고 있다. 마케마케는 명왕성 다음으로 카이퍼 벨트 천체 중 가장 밝다. 이 이름은 2008년 왜행성으로 분류되면서 얻었다. 하우 메아와 마케마케는 궤도 경사각이 명왕성보다 더 크게 기울어져 있고, 명왕성과는 달리 해왕성의 중력에 속해있지 않아 고전적 개념의 카이퍼 벨트 천체에 속한다고 볼 수 있다. 산란 원반은 얼음 질 태양계 소천체로 이루어진 태양계의 별 주위 원반으로, 산란 원반 천체는 해왕성 바깥 천체로 분류되면서 중력적인 영향을 받아 지금의 혼란스러운 궤도를 형성하게 된 것으로 보이며, 근일점 거리가 30킬로미터 이상이며, 궤도 이심률이나 경사가 각각 0.8, 40도 정도로 큰 경우도 있다. 산란 원반은 카이퍼 벨트와 겹치나 더 멀리 퍼져 있다. 이 지역은 단주기 혜성의 고향인 것으로 생각했다. 대부분의 산란 원반은 태양과 가장 가까울 때는 카이퍼 벨트와 비슷한 곳을 돌고 있으며, 멀어질 때는 150 천문단위까지 물러난다. 산란 원반의 궤도는 황도면에 비하여 크게 기울어져 있으며, 거의 수직에 가까운 부류도 있다. 천문학자는 이 산란 원반이 단지 카이퍼 벨트의 다른 영역에 지나지 않는다고 하여 산란 카이퍼 벨트 천체로 부른다. 일부는 센타우루스 대을 산란 원반의 바깥쪽 천체와 구별하여 안쪽 산란 카이퍼 벨트로 부르기도 한다. 에리스는 산란 원반에서 발견된 왜행성으로 가장 질량이 크며, 지름은 2400킬로미터로 명왕성보다 최소 5퍼센트 더 덩치가 커서, 행성의 개념에 대해 논란을 불러온다. 지금까지 발견된 왜행성 중 가장 질량이 큰 천체이다. 왜행성 에리스의 위성인 디스 노미아를 가지고 있다. 명왕성처럼 에리스도 궤도가 이심률이 크기 때문에 태양에 가까워질 때는 38.2 천문단위이며, 97.6 천문단위까지 물러난다. 에리스의 궤도는 황도면에 대해 크게 기울어져 있다.