Kuiperův pás, také nazývaný Edgeworth-Kuiperův pás, plochý kruh ledových malých těl, která se točí kolem Slunce za oběžnou dráhu planety Neptun. Byl pojmenován pro nizozemského amerického astronoma Gerarda P. Kuiper a zahrnuje stovky milionů objektů - předpokládá se, že jsou zbytky po vytvoření vnějších planet - jejichž oběžné dráhy leží blízko k rovině sluneční soustavy. Kuiperův pás je považován za zdroj většiny pozorovaných krátkodobých komet, zejména těch, které obíhají kolem Slunce za méně než 20 let, a pro ledové objekty kentaurů, které mají oběžné dráhy v oblasti obřích planet. (Někteří z kentaurů mohou představovat přechod z kuiperských pásových objektů [KBO] na krátkodobé komety.) Ačkoli jeho existence byla předpokládána po celá desetiletí, Kuiperův pás zůstal nezjištěn až do 90. let, kdy byly předpoklady velké dalekohledy a citlivé světelné detektory. stal se dostupným.
KBO obíhají ve střední vzdálenosti od Slunce větší, než je střední orbitální vzdálenost Neptunu (asi 30 astronomických jednotek [AU]; 4,5 miliardy km [2,8 miliardy mil]). Vnější okraj Kuiperova pásu je špatně definován, ale nominálně vylučuje objekty, které se nikdy nepřibližují k Slunci, než 47,2 AU (7,1 miliardy km [4,4 miliardy mil]), umístění Neptunovy rezonance 2: 1, kde objekt vytváří jednu oběžnou dráhu pro každé dvě Neptunovy. Kuiperův pás obsahuje velké objekty Eris, Pluto, Makemake, Haumea, Quaoar a mnoho, pravděpodobně milionů dalších menších těl.
Objev Kuiperova pásu
Irský astronom Kenneth E. Edgeworth v roce 1943 spekuloval, že distribuce malých těles sluneční soustavy nebyla omezena současnou vzdáleností Pluta. Kuiper vyvinul silnější případ v roce 1951. Při analýze rozložení hmoty potřebných k akumulaci do planet během formování sluneční soustavy, Kuiper prokázal, že velké zbytkové množství malých ledových těles - neaktivní jádra komety - musí ležet za Neptune. Před rokem navrhl nizozemský astronom Jan Oort existenci mnohem vzdálenějšího sférického rezervoáru ledových těl, nyní nazývaného Oortův oblak, ze kterého se komety neustále doplňují. Tento vzdálený zdroj přiměřeně tvořil původ dlouhotrvajících komet - těch, které mají periody delší než 200 let. Kuiper však poznamenal, že komety s velmi krátkými obdobími (20 let nebo méně), které všechny obíhají ve stejném směru jako všechny planety kolem Slunce a blízko k rovině sluneční soustavy, vyžadují bližší, vyrovnanější zdroj. Toto vysvětlení, jasně zopakované v roce 1988 americkým astronomem Martinem Duncanem a spolupracovníky, se stalo nejlepším argumentem pro existenci Kuiperova pásu až do jeho přímé detekce.
V roce 1992 objevil americký astronom David Jewitt a postgraduální studentka Jane Luu (15760) 1992 QB 1, která byla považována za první KBO. Tělo má průměr asi 200–250 km (125–155 mil), jak se odhaduje z jeho jasu. Pohybuje se na téměř kruhové oběžné dráze v rovině planetárního systému ve vzdálenosti od Slunce asi 44 AU (6,6 miliard km [4,1 miliardy mil]). To je mimo oběžnou dráhu Pluta, která má střední poloměr 39,5 AU (5,9 miliard km). Objev QB 1 z roku 1992 upozornil astronomy na proveditelnost detekce dalších KBO a během 20 let bylo objeveno asi 1 500.
Na základě odhadů jasu se velikosti větších známých KBO přibližují nebo překračují velikost největšího měsíce Pluta Charona, který má průměr 1 208 km (751 mil). Jeden KBO, pojmenovaný Eris, se zdá být dvakrát větší než průměr - tj. Jen o něco menší než samotný Pluto. Protože jsou umístěny mimo Neptunovu oběžnou dráhu (střední poloměr 30,1 AU; 4,5 miliardy km [2,8 miliardy mil]), nazývají se také transneptunské objekty (TNO).
Protože několik KBO jako Eris je téměř stejně velké jako Pluto, začaly v 90. letech astronomové přemýšlet, zda by měl být Pluto skutečně považován za planetu nebo za jedno z největších těl Kuiperova pásu. Bylo prokázáno, že Pluto je KBO, které se právě stalo, že bylo objeveno 62 let před QB 1 v roce 1992, a v roce 2006 Mezinárodní astronomická unie hlasovala, aby klasifikovala Pluta a Erise jako trpasličí planety.
