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카이퍼벨트 특성

카이퍼벨트는 태양계의 해왕성 궤도 바깥쪽에 위치하며, 천체의 도넛 모양은 황량한 빛 근처에 위치해 있다. 외부 국경은 불분명하지만, 그것은 지역 구름과 연결되어 있다고 여겨진다. 카이퍼 벨트는 태양과의 거리로 쉽게 식별되지만 궤도의 반지름과 궤적 구성 요소의 중심 거리로 정확히 정의되어야 한다. 쿠이퍼 벨트는 고전적인 쿠이퍼 벨트와 디스크로 나뉜다. 또한 추가 E-SD를 추가한다. 해왕성의 내부 경계 외에 다른 부분의 구별은 명확하지 않다.

고전적인 구리 띠는 공전 반경이 해왕성보다 크고 공전 주기가 해왕성보다 두 배 이상 큰 하늘의 영역을 가리킨다. 이곳의 천체는 해왕성의 중력에 크게 영향을 받고 있으며, 이 부분을 카이퍼 벨트라고도 한다. 고전적인 쿠이퍼 벨트들 중에서, 별자리 주기는 특히 해왕성과 해왕성과 공명성에 비례하여 크다. 약 48~400AU의 볼록 반경이 있는 지역에서 거리는 거의 균일하게 40AU 이하이며, 해왕성의 중력에 영향을 받는다. 이러한 부분 중 일부는 카이퍼 벨트에 포함되지 않는다.

순환 반경은 약 48 - 500 AU이며 거리는 약 40 - 80 AU이다. 이 지역은 해왕성의 중력이 거의 영향을 받지 않으며 전형적인 카이퍼 벨트에 포함되어 있지 않다. 여기 있는 대부분의 물체는 거의 10도 이하 또는 30도 이상의 궤적을 가지고 있지 않다. 그러므로, 허리띠 전체가 도넛 모양의 납작한 Scheiben형이다.

KBO는 고전 KBO, 분산 KBO 및 공명 KBO로 나눌 수 있다. 고전적인 KBO는 일반적으로 약 30 ~ 50 UA의 순환도로 간주될 수 있다. 그리고 분산된 KBO는 전통적인 KBO보다 더 많은 유통 지연을 가지고 있습니다. 또한, 궤도가 더 크고 거리가 약 35AU이며, 파괴된 KBO가 혜성의 원산지 중 하나로 추정된다. 마지막으로, 공명 KBO는 해왕성과 궤도 공명성에 위치하며, 공명 주기의 비율에 따라 플루토를 포함한 여러 가지 방법으로 나뉜다. 또한 드라이브에 있는 물체들은 예를 들어 다음과 같이 될 수 있다. 가장 가까운 지점에서 약 76AU에 가까운 세다 소행성들은 확장된 경계 또는 지방 구름 개체로 간주된다.

1949년 아일랜드 천문학자 에드워스와 1951년 미국 천문학자 제랄드 쿠이퍼가 배경 근처에 혜성 수집 장소로 존재할 것을 제안했다. 옛날에는 모든 혜성이 지방 구름이라고 여겨졌지만, 관측 결과 대부분의 단기 혜성은 거의 0이 되었고, 단기 혜성의 기원은 원이나 구름이 아니라 반구 구름이라고 여겨졌다.

1980년대와 1990년대에, 몇몇 팀들은 가상의 큐퍼 벨트들을 탐구하기 시작했다. 1992년 8월 제인 루와 데이비드 주이트는 태양으로부터 멀리 떨어진 소행성의 QB1을 발견했다. 이 궤도가 확인되자 그들은 카이퍼 벨트 물체로 확인되었다. 1992년에 QB1은 KBO의 첫 번째 소행성과 플루토보다 더 멀리 떨어진 최초의 소행성이었다. 그 이후로 소행성 번호는 부여되었지만 공식적으로 명명되지는 않았지만 원래 이름으로 축소되어 "QB1"이라고 불리며, 고전적인 KBO의 대표 집단인 큐브원이라는 이름이 부여되었다.

그 후 1993년에 다섯 개의 KBO가 발견되었고, 그 후 매년 10개 이상의 KBO가 발견되었고, 그 지역에는 많은 물건들이 발견되었습니다. 2006년 1월 시작된 NASA의 새로운 지평선은 2015년까지 플루토와 카렌에 도달할 것이며 2020년까지 또 다른 카이퍼 벨트 대상에 도달할 것이다.

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