Tekst źródłowy strony Pas Kuipera

{{wyróżnienie|AnM}}
[[Plik:Outersolarsystem objectpositions labels comp.png|thumb|upright=1.5|Znane obiekty Pasa Kuipera (zielone) i [[dysk rozproszony|dysku rozproszonego]] (pomarańczowe). Na diagramie zaznaczono również cztery planety (jasnoniebieskie) oraz towarzyszące Jowiszowi planetoidy z grupy [[trojańczycy|trojańczyków]]. Skala w [[jednostka astronomiczna|jednostkach astronomicznych]]. Wyraźna wyrwa w dole diagramu jest spowodowana [[Droga Mleczna|Drogą Mleczną]] utrudniającą obserwacje w tym kierunku.]]
'''Pas Kuipera''', zwany też Pasem '''Edgewortha-Kuipera''' – obszar [[Układ Słoneczny|Układu Słonecznego]] rozciągający się za [[orbita|orbitą]] [[Neptun]]a, od 30 do około 50&nbsp;[[jednostka astronomiczna|au]] od [[Słońce|Słońca]]<ref>{{cytuj pismo | url = http://iopscience.iop.org/0004-637X/490/2/879/ | tytuł = Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap | autor = Alan Stern | autor2 = Joshua Colwell | rok = 1997 | czasopismo = Astrophysical Journal | wolumin = 490 | numer = 2 | doi = 10.1086/304912 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

Pas Kuipera jest podobny do [[pas planetoid|pasa planetoid]], ale o wiele większy: 20 razy szerszy i 20–200 razy bardziej masywny<ref name=beyond>{{cytuj stronę | url = http://www.ifa.hawaii.edu/publications/preprints/06preprints/Delsanti_06-009.pdf | tytuł = The Solar System Beyond The Planets | autor = Audrey Delsanti | autor2 = David Jewitt | praca = Institute for Astronomy, University of Hawaii | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref><ref>{{Cytuj pismo | nazwisko = Krasinsky | imię = G.A. | autor2 = Elena V. Pitjeva | autor3 = Vasilyev, M. V | autor4 = Yagudina, E.I | tytuł = Hidden Mass in the Asteroid Belt | url = http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103502968375 | czasopismo = Icarus | wolumin = 1 | numer= 158 | strony = 98–105 | rok = 2002 | miesiąc = lipiec | doi = 10.1006/icar.2002.6837 | język = en}}</ref>.
Podobnie jak pas planetoid, zawiera wiele [[Małe ciało Układu Słonecznego|małych obiektów]], będących pozostałościami po procesie formowania się Układu Słonecznego. Krążą w nim co najmniej trzy [[planeta karłowata|planety karłowate]]: [[(134340) Pluton|Pluton]], [[(136108) Haumea|Haumea]] i [[(136472) Makemake|Makemake]]. O ile obiekty pasa planetoid składają się głównie z [[krzemiany|krzemianów]] i [[żelazo|żelaza]] z małą zawartością wody, to obiekty Pasa Kuipera, oprócz krzemianów i żelaza, zawierają znaczne ilości lodu i innych zestalonych lotnych [[związek chemiczny|związków chemicznych]], takich jak [[metan]] i [[amoniak]]. Jest to wynikiem powstawania w niskiej temperaturze w dużej odległości od Słońca.

Do roku 2020 odkryto w nim ponad 2 tysiące ciał<ref name=liczba>Opracowanie [http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnoslist.html List of Known Trans-Neptunian Objects] z dnia 18.08.2020 wymienia: 1581 cubewana, 486 plutonków, 96 twotina, 316 w innych rezonansach z Neptunem i 12 z rodziny planetoidy Haumea, co daje w sumie 2491 obiektów.</ref>. Uważa się, że zawiera on ponad 70 tysięcy obiektów o średnicy powyżej 100&nbsp;km<ref>{{cytuj stronę | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html | tytuł = Kuiper Belt Page | autor = [[David Jewitt]] | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Pierwotnie zakładano, że stanowi on główne źródło [[kometa krótkookresowa|komet krótkookresowych]], o orbitach o długości poniżej 200 lat. Współczesne badania pokazały jednak, że orbity jego obiektów są dosyć stabilne, a docierające do wnętrza Układu komety pochodzą ze znajdującego się dalej [[dysk rozproszony|dysku rozproszonego]]<ref name=book>{{cytuj książkę | tytuł = Encyclopedia of the Solar System | wydanie = 2 | wydawca = Academic Press | rok = 2007 | strony = 575–588 | rozdział = Comet Populations and Cometary Dynamics | isbn = 0120885891}}</ref>. Zaliczane do niego obiekty, takie jak [[(136199) Eris|Eris]], mają wydłużone orbity, często sięgające ponad 100&nbsp;au. Ich [[peryhelium|peryhelia]] mogą zahaczać o orbity [[gazowy olbrzym|gazowych olbrzymów]] – wtedy klasyfikowane są one jako [[Centaury (planetoidy)|centaury]]. Astronomowie podejrzewają, że księżyc Neptuna [[Tryton (księżyc)|Tryton]] pochodzi z tej grupy<ref>{{cytuj pismo | autor = Craig B. Agnor | autor2 = Douglas P. Hamilton | tytuł = Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter | url = http://www.nature.com/nature/journal/v441/n7090/abs/nature04792.html | czasopismo = [[Nature]] | rok = 2006 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. [[(134340) Pluton|Pluton]], jako pierwsze odkryte ciało z Pasa, był przez długi czas uznawany za [[planeta|planetę]]. Po odkryciu wielu podobnych obiektów jest klasyfikowany jako [[planeta karłowata]] i jeden z wielu [[plutonek|plutonków]] – obiektów w [[rezonans orbitalny|rezonansie orbitalnym]] 2:3 z Neptunem. Pluton jest też pierwszym ciałem z Pasa Kuipera, które było obserwowane z bliska przez [[Sonda kosmiczna|sondę kosmiczną]], w 2015 roku, w ramach misji [[New Horizons]].

Pas Kuipera nie powinien być mylony z hipotetycznym [[Obłok Oorta|Obłokiem Oorta]], który znajduje się tysiące razy dalej. Wszystkie obiekty Układu Słonecznego znajdujące się poza orbitą Neptuna, a więc obiekty Pasa Kuipera, dysku rozproszonego i Obłoku Oorta są wspólnie nazywane [[obiekt transneptunowy|obiektami transneptunowymi]]<ref>{{cytuj pismo | autor = John L. Remo | tytuł = Classifying Solid Planetary Bodies | czasopismo = AIP Conference Proceedings | wolumin = 886 | strony = 284–302 | bibcode=2007AIPC..886..284R | doi=10.1063/1.2710063 | data = 2006-08-18 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

== Historia odkrycia ==
Od czasu odkrycia Plutona wielu astronomów spekulowało, że dalej mogą znajdować się kolejne nieznane ciała niebieskie. Pierwszy taki obiekt został odkryty dopiero w 1992 roku (był to obiekt {{mpl|15760|1992 QB|1}}). Różnorodność hipotez dotyczących Pasa Kuipera sprawiła, że do dziś nie jest jasne, komu należy przypisać jego odkrycie.

=== Hipotezy ===
Pierwszym astronomem, który zasugerował istnienie grupy transneptunowych obiektów, był [[Frederick C. Leonard]]. W 1930 roku, wkrótce po odkryciu Plutona, zapytał, czy „Nie jest prawdopodobne, że Pluton dał się zauważyć jako ''pierwszy'' z ''serii'' pozaneptunowych ciał, a pozostałe wciąż czekają na odkrycie, ale w końcu muszą zostać zauważone?”<ref>{{cytuj stronę | url = http://www.cfa.harvard.edu/icq/kb.html | tytuł = What is improper about the term „Kuiper belt”? (or, Why name a thing after a man who didn’t believe its existence?) | data dostępu = 2012-04-06 | archiwum = https://web.archive.org/web/20100409172529/http://www.cfa.harvard.edu/icq/kb.html | zarchiwizowano = 2010-04-09 }}</ref>.

[[Plik:GerardKuiper.jpg|thumb|upright|Astronom [[Gerard Kuiper]], którego nazwiskiem nazwany jest Pas]]
W 1943 roku [[Kenneth Edgeworth]] spekulował, że w obszarze za Neptunem materia pierwotnego [[dysk protoplanetarny|dysku protoplanetarnego]] była zbyt rzadka, aby mogła utworzyć planetę i prawdopodobnie utworzyła miliony niewielkich ciał. Doszedł do wniosku, że „Zewnętrzne rejony Układu Słonecznego, poza orbitami planet, zawierają olbrzymią liczbę stosunkowo niewielkich obiektów”{{odn|Davies|2001|s=xii}} i że od czasu do czasu któryś z nich „wypada z orbity i trafia w okolice planet wewnętrznych”{{odn|Davies|2001|s=2}}, stając się [[kometa|kometą]].

W 1951 roku, w artykule opublikowanym w czasopiśmie ''Astrophysics'', [[Gerard Kuiper]] opisywał dysk takich obiektów, który uformował się w początkach istnienia Układu. Uznał jednak, że powinien on już zniknąć. W czasie, gdy ten artykuł był pisany, uważano, że [[(134340) Pluton|Pluton]] jest wielkości Ziemi i swoją grawitacją powinien wyrzucić obiekty z okolic swojej orbity poza układ. W takim przypadku Pas Kuipera już by nie istniał<ref name=Jewitt>{{cytuj stronę | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html | tytuł = Why „Kuiper” Belt? | autor = [[David Jewitt]] | opublikowany = University of Hawaii | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

W kolejnych dekadach pojawiło się kilka hipotez dotyczących obiektów transneptunowych. W 1962 roku fizyk [[Alastair GW Cameron|Al G.W. Cameron]] pisał o istnieniu „olbrzymiej masy małych ciał na obrzeżach Układu Słonecznego”{{odn|Davies|2001|s=14}}. W 1964 roku [[Fred Whipple]] zasugerował, że „pas komet” może być wystarczająco masywny, aby wywoływać znaczne nieregularności w orbicie [[Uran]]a, przypisywane hipotetycznej [[Planeta X|Planecie X]], lub co najmniej wpływać na orbity znanych komet<ref>{{cytuj pismo | autor = Fred L. Whipple | tytuł = Evidence fot a comet belt beyond Neptune | url = http://www.pnas.org/content/51/5/711.full.pdf | czasopismo = Proceedings of the National Academy of Science | rok = 1964 | wolumin = 51 | doi = 10.1073/pnas.51.5.711 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Wyniki obserwacji obaliły jednak tę hipotezę{{odn|Davies|2001|s=14}}.

W 1977 roku [[Charles Kowal]] odkrył [[planetoida|planetoidę]] [[(2060) Chiron]] krążącą na orbicie pomiędzy Saturnem a Uranem<ref>{{cytuj | autor = [[Charles Kowal]], W. Liller, B.G. Marsden | tytuł = The discovery and orbit of /2060/ Chiron | data = 1979 | miejsce = Hale Observatories, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | bibcode = 1979IAUS...81..245K | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. W 1992 roku, kolejny obiekt [[(5145) Pholus]] został odkryty na podobnej orbicie<ref>{{cytuj | autor = Scotti, J. V. ; Rabinowitz, D. L. ; Shoemaker, C. S. ; Shoemaker, E. M. ; Levy, D. H. ; King, T. M. ; Helin, E. F. ; Alu, J. ; Lawrence, K. ; McNaught, R. H. ; Frederick, L. ; Tholen, D. ; Mueller, B. E. A. | tytuł = 1992 AD | data = 1992 | bibcode = 1992IAUC.5434....1S | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Znaleziono całą grupę takich obiektów pomiędzy Jowiszem a Neptunem, obecnie nazywanych [[centaury (planetoidy)|centaurami]]. Ich orbity są niestabilne w skali kilku milionów lat<ref name=Horner2004a>{{cytuj pismo | nazwisko = Horner | imię = J. | autor2 = N.W. Evans | autor3 = M.E. Bailey | tytuł = Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics | arxiv=astro-ph/0407400 | rok = 2004 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x | język = en | data dostępu = 2012-04-06 |czasopismo= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| wolumin =354 |wydanie=3 |strony=798–810}}</ref>. Oznacza to, że ich populacja musi być uzupełniana z jakiegoś zewnętrznego źródła{{odn|Davies|2001|s=38}}.

Kolejnych dowodów istnienia Pasa Kuipera dostarczyły badania komet. Od dawna wiadomo było, że mają one ograniczony czas istnienia. Gdy zbliżają się do Słońca, są nagrzewane i tracą część swojej masy, która w postaci gazów ulatuje w przestrzeń. Te, które można zaobserwować w dzisiejszych czasach, musiały zatem przez kilka miliardów lat istnienia Układu przebywać z dala od Słońca<ref name=matter>{{cytuj pismo | autor = [[David Jewitt]] | tytuł = From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/123/2/1039/ | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | rok = 2002 | wolumin = 123 | numer = 2 | doi = 10.1086/338692 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Jednym z miejsc, skąd mogą pochodzić, jest [[Obłok Oorta]] – hipotetyczny sferyczny rój komet znajdujących się tysiące [[jednostka astronomiczna|au]] od Słońca<ref>{{cytuj pismo | autor = [[Jan Oort]] | tytuł = The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin | bibcode =1950BAN....11...91O | czasopismo = Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands | wolumin = 11 | strony=91–110 | rok = 1950 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Stamtąd prawdopodobnie pochodzą [[kometa długookresowa|komety długookresowe]], takie jak [[kometa Hale’a-Boppa]], o okresach obiegu rzędu tysięcy lat.

[[Kometa krótkookresowa|Komety krótkookresowe]], o orbitach poniżej 200 lat, mają niewielką szansę pochodzić stamtąd. Musiałyby wpierw przejść w pobliżu dużej planety, która zmieniłaby ich orbitę. Duża liczba takich komet odkrywanych od lat 70. przeczyła hipotezie, że wszystkie pochodzą z Obłoku Oorta{{odn|Davies|2001|s=39}}. W 1980 roku [[Julio Ángel Fernández|Julio Fernandez]] wyliczył, że na każdą kometę wysłaną w kierunku wewnętrznego Układu Słonecznego powinno przypadać 600 wysłanych w przestrzeń pozaukładową. Spekulował, że obserwowana liczba komet wymaga istnienia dużego ich zasobu w odległości między 35 a 60&nbsp;au od Słońca<ref>{{cytuj pismo | autor = J.A. Fernandez | tytuł = On the existence of a comet belt beyond Neptune | rok = 1980 | miejsce = Observatorio Astronomico Nacional, Madryt | bibcode = 1980MNRAS.192..481F | język = en | data dostępu = 2012-04-06 |czasopismo=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |wolumin=192 |strony=481–491 |doi=10.1093/mnras/192.3.481}}</ref>. W 1988 roku astrofizycy przeprowadzili szereg symulacji komputerowych, z których wynikało, że Obłok Oorta nie może być odpowiedzialny za obserwowaną liczbę komet krótkookresowych. W szczególności komety takie zwykle poruszają się w płaszczyźnie ekliptyki, podczas gdy obiekty z Obłoku Oorta nadlatują z losowych kierunków. Wprowadzenie do symulacji pasa komet z modelu Fernandeza pozwalało natomiast uzyskać wyniki zgodne z obserwacjami<ref>{{cytuj pismo | autor = M. Duncan | autor2 = T. Quinn | autor3 = S. Tremaine | tytuł = The origin of short-period comets | bibcode=1988ApJ...328L..69D | czasopismo = The Astrophysical Journal | rok = 1988 | wolumin = 328 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Ponieważ Fernandez w swojej pracy odwoływał się do prac Kuipera, pas komet zaczęto wtedy nazywać Pasem Kuipera{{odn|Davies|2001|s=191}}.

=== Odkrycie ===
[[Plik:Maunatele.jpg|thumb|Sieć teleskopów na [[Mauna Kea]] przy pomocy której odkryto Pas Kuipera]]
W 1987 roku astronom [[David Jewitt]] zachęcił swoją studentkę [[Jane Luu]] do poszukiwań obiektów znajdujących się poza orbitą [[(134340) Pluton|Plutona]]<ref name=qbee>{{cytuj pismo | autor = [[David Jewitt]] | autor2 = [[Jane Luu]] | tytuł = Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1 | url = http://www.nature.com/nature/journal/v362/n6422/abs/362730a0.html | czasopismo = [[Nature]] | rok = 1992 | wolumin = 362 | strony= 730–732 | doi = 10.1038/362730a0 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>{{odn|Davies|2001|s=50}}.
Używając teleskopów w [[Narodowe Obserwatorium Kitt Peak|Kitt Peak National Observatory]] i [[Międzyamerykańskie Obserwatorium Cerro Tololo|Obserwatorium Cerro Tololo]], wspólnie przeprowadzili serię obserwacji. W ich trakcie zastąpili dotychczas używane fotografie [[Matryca CCD|matrycami CCD]], które, choć zawężające pole widzenia, nie tylko pozwalały na wyłapanie znacznie więcej światła (90% w porównaniu z 10% na fotografii), ale dodatkowo umożliwiały znajdowanie różnic w sposób automatyczny, przy użyciu komputera.

Po przeniesieniu w 1988 roku na [[Uniwersytet Hawajski]] Jewitt i Luu kontynuowali poszukiwania przy użyciu teleskopu 2,24&nbsp;m na [[Mauna Kea]]{{odn|Davies|2001|s=57, 62}}. W międzyczasie powstanie matrycy CCD o rozdzielczości 1024 × 1024 umożliwiło znaczne przyspieszenie poszukiwań. Po pięciu latach obserwacji, 30 sierpnia 1992 roku, Jewitt i Luu ogłosili odkrycie pierwszego kandydata na obiekt Pasa Kuipera {{mpl|(15760) 1992 QB|1}}{{r|qbee}}. Sześć miesięcy później odkryli drugi obiekt w tym regionie, (181708) 1993 FW<ref>{{cytuj pismo | autor = [[David Jewitt]] | autor2 = [[Jane Luu]] | autor3 = B.S. Marsden | tytuł = 1993 FW | bibcode= 1993IAUC.5730....1L | czasopismo = IAU Circ. | rok = 1993 | wolumin = 5730 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

Odkrycia kolejnych transneptunowych obiektów pokazały, że w rzeczywistości Pas Kuipera nie jest źródłem komet krótkookresowych. Pochodzą one z tzw. [[dysk rozproszony|dysku rozproszonego]]. Powstał on w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego, gdy Neptun [[migracja planetarna|oddalił się]] w rejony powstającego Pasa Kuipera, znajdującego się wtedy znacznie bliżej Słońca. Jego grawitacja zaburzyła orbity części obiektów z Pasa, rozciągając je i sprawiając, że obecnie ich [[peryhelium|peryhelia]] znajdują się w pobliżu orbity Neptuna. Dzięki temu mogą one, w przeciwieństwie do większości obiektów z Pasa, być wciąż wytrącane z orbit przez Neptuna i trafiać do wewnętrznego Układu. Ta grupa obiektów, nazwana dyskiem rozproszonym, jest uważana za źródło większości komet krótkookresowych{{r|book}}.

== Powstanie ==
[[Plik:Lhborbits.png|thumb|450px|Symulacje pokazujące gazowe olbrzymy i Pas Kuipera: a) Przed rezonansem Jowisza i Saturna b) Rozproszenie obiektów Pasa po zmianie orbity Neptuna c) Po wyrzuceniu obiektów Pasa przez Jowisza.]]

Proces powstania Pasa Kuipera jest dotychczas niejasny. Astronomowie oczekują nowych danych z planowanych przeglądów nieba takich jak [[Pan-STARRS]] i przyszły [[LSST]], które powinny wykryć dużą liczbę należących do niego obiektów.

Pas składa się z [[planetozymal]]i – fragmentów [[dysk protoplanetarny|dysku protoplanetarnego]], które nie utworzyły planet, tworząc zamiast tego wiele mniejszych obiektów o średnicach poniżej 3000 km.

Symulacje pokazują, że na powstawanie Pasa duży wpływ miały [[Jowisz]] i [[Neptun]]. Wynika z nich także, że ani [[Uran]], ani [[Neptun]] nie mogły powstać na swoich obecnych orbitach, ponieważ znajdowało się tam zbyt mało pierwotnej materii. Wydaje się, że musiały one powstać bliżej Jowisza i następnie migrować na aktualne orbity. W ciągu miliardów lat orbity ustabilizowały się w położeniu, w którym Jowisz jest w rezonansie 5:2 z Saturnem – Jowisz wykonuje pięć okrążeń Słońca w tym samym czasie, w którym Saturn wykonuje dwa. Będąc w rezonansie, dwie planety silniej oddziaływały na pozostałe ciała, co spowodowało w ciągu setek milionów lat wypchnięcie Neptuna na dalszą orbitę i zaburzenie w ten sposób orbit obiektów Pasa<ref>{{cytuj stronę | url = http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html | tytuł = Orbital shuffle for early solar system | autor = Kathryn Hansen | data = 2005-06-07 | praca = Geotimes | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref><ref>{{cytuj pismo | autor = Edward W. Thommes | autor2 = Martin J. Duncan | autor3 = Harold F. Levison | tytuł = The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn | arxiv=astro-ph/0111290 | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wolumin = 123 | rok = 2002 | doi = 10.1086/339975 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

Ten model nie wyjaśnia jednak wystarczająco dobrze charakterystyki obiektów Pasa i dyskusje na ten temat wciąż się toczą<ref>{{cytuj pismo | url = http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0167278994901414 | tytuł = Nonlinear Resonances in the Solar System | autor = Renu Malhotra | doi = 10.1016/0167-2789(94)90141-4 | czasopismo = Physica D. | wolumin = 77 | wydanie = 1–3 | strony = 289–304 | rok = 1994 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

== Struktura ==
[[Plik:TheKuiperBelt classes-pl.svg|mały|Diagram pokazujący główne rezonanse orbitalne w Pasie Kuipera wywołane przez [[Neptun]]a. Wyróżnione regiony to: rezonans 2:3 ([[Plutonek|plutonki]], inaczej plutino), pozbawiony rezonansu klasyczny Pas Kuipera ([[cubewano]]) oraz rezonans 1:2 ([[twotino]]).]]
Pas Kuipera rozciąga się od około 30 do 55 au od Słońca. Większość jego masy skupiona jest jednak na orbitach rezonansowych z Neptunem 2:3 (w odległości 39,5&nbsp;au) i 1:2 (w odległości 48&nbsp;au)<ref>{{cytuj pismo | autor = M.C. De Sanctis | autor2 = M.T. Capria | autor3 = A. Coradini | tytuł = Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects | url = http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/121/5/2792 | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wydanie = 121 | strony = 2792–2799 | rok = 2001 | doi = 10.1086/320385 | język = en | data dostępu = 2012-04-06 | archiwum = http://www.webcitation.org/5mqrpXuNU | zarchiwizowano = 2010-01-17}}</ref>. Pas jest dosyć gruby. Większość jego masy skoncentrowana jest w okolicach 10 stopni od [[ekliptyka|ekliptyki]], a niektóre obiekty krążą pod kilkukrotnie większym kątem. Kształtem przypomina więc bardziej [[torus (matematyka)|torus]] niż pas<ref>{{cytuj pismo | autor = Chadwick Trujillo | tytuł = Discovering the Edge of the Solar System | url = http://www.americanscientist.org/issues/page2/2003/5/discovering-the-edge-of-the-solar-system | czasopismo = [[American Scientist]] | rok = 2003 | język = en | data dostępu = 2012-04-06 | archiwum = http://web.archive.org/web/20151117023845/http://www.americanscientist.org/issues/page2/2003/5/discovering-the-edge-of-the-solar-system | zarchiwizowano = 2015-11-17}}</ref>.

Obecność Neptuna ma olbrzymi wpływ na strukturę Pasa z powodu [[rezonans orbitalny|rezonansu orbitalnego]]. W skali miliardów lat grawitacja Neptuna destabilizuje orbity wszystkich obiektów w odpowiednich regionach, wysyłając je albo do wewnątrz układu, albo w przestrzeń międzygwiezdną. W efekcie Pas Kuipera zawiera wyraźne luki, analogiczne do [[Przerwy Kirkwooda|przerw Kirkwooda]] w [[pas planetoid|pasie planetoid]]. Przykładowo w obszarze pomiędzy 40 a 42&nbsp;au żaden obiekt nie może znajdować się długo i wszystkie zaobserwowane tam obiekty musiały się tam znaleźć stosunkowo niedawno<ref>{{cytuj pismo | url = http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103599961663 | tytuł = Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts | autor = Jean-Marc Petit | autor2 = Alessandro Morbidelli | autor3 = Giovanni B. Valsecchi | czasopismo = Icarus | wolumin = 141 | numer = 2 | rok = 1998 | strony = 367–387 | doi = 10.1006/icar.1999.6166 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

=== Klasyczny Pas Kuipera ===
Mniej więcej pomiędzy 42 a 48 au wpływ Neptuna można zaniedbać i obiekty tam znajdujące się pozostają na stabilnych orbitach. Obszar ten nazywa się klasycznym Pasem Kuipera i zawiera około dwie trzecie dotychczas zaobserwowanych obiektów Pasa<ref>{{cytuj stronę | url = http://www.gsmt.noao.edu/gsmt_swg/SWG_Apr03/The_Kuiper_Belt.pdf | tytuł = The Kuiper Belt | autor = Jonathan Lunine | rok = 2003 | data dostępu = 2012-04-06 | archiwum = https://web.archive.org/web/20070809103013/http://www.gsmt.noao.edu/gsmt_swg/SWG_Apr03/The_Kuiper_Belt.pdf | zarchiwizowano = 2007-08-09 }}</ref><ref>{{cytuj stronę | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-classical.html | tytuł = Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs) | autor = David Jewitt | rok = 2004 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Są one wspólnie nazywane [[cubewano]], od nazwy pierwszego zaobserwowanego tam obiektu, [[(15760) Albion|1992 QB<sub>1</sub>]] (od skrótu - „QB<sub>1</sub>”; angielska wymowa: "ku-bi-uan" - utworzono nazwę „cubewano”)<ref>{{cytuj pismo | bibcode= 2000eaa..bookE5403 | tytuł = Cubewano | autor = P. Murdin | rok = 2000 | doi = 10.1888/0333750888/5403 | język = en | data dostępu = 2012-04-06 |czasopismo=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics}}</ref><ref>{{cytuj pismo | autor = J.L. Elliot et al | tytuł = The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/129/2/1117 | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | rok = 2005 | wolumin = 129 | doi = 10.1086/427395 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

Znajdujące się tam obiekty można dalej podzielić na dwie grupy. Pierwsza, nazywana „zimną”, zawiera obiekty na orbitach przypominających planetarne – w przybliżeniu okrągłe, o [[ekscentryczność (fizyka)|eskscentryczności]] poniżej 0,1 i leżące w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, o [[inklinacja|inklinacji]] poniżej 10 stopni. Do drugiej, „gorącej” populacji, zaliczane są obiekty o większej inklinacji, dochodzącej do 30 stopni<ref>{{cytuj pismo | autor = Harold F. Levison | autor2 = Alessandro Morbidelli | tytuł = The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune’s migration | url = http://www.nature.com/nature/journal/v426/n6965/abs/nature02120.html | czasopismo = [[Nature]] | wolumin = 426 | strony = 419–421 | rok = 2003 | doi = 10.1038/nature02120 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Populacje te różnią się nie tylko orbitami. Ciała należące do pierwszej z nich mają inne [[albedo]] niż należące do drugiej, co sugeruje, że powstawały w innych regionach. Przypuszcza się, że druga grupa zawiera obiekty, które powstały w okolicy Jowisza, a następnie zostały wyrzucone na odległe orbity grawitacją gazowych olbrzymów. Obiekty pierwszej grupy powstały prawdopodobnie w pobliżu dzisiejszego położenia, co najwyżej niewiele zmienionego przez oddziaływanie z Neptunem{{r|beyond}}<ref name=Morbidelli06>{{cytuj | autor = Alessandro Morbidelli | tytuł = Origin and Dynamical Evolution of Comets and their Reservoirs | arxiv=astro-ph/0512256v1 |czasopismo=arXiv [astro-ph] |doi=10.48550/arXiv.astro-ph/0512256 | data = 2006 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

=== Rezonans orbitalny z Neptunem ===
{{osobny artykuł|Obiekty pozostające w rezonansie orbitalnym z Neptunem}}
[[Plik:TheTransneptunians 73AU-pl.svg|thumb|400px|Występowanie obiektów transneptunowych – obiekty pozostające w rezonansie orbitalnym zaznaczono na czerwono]]
Każdy obiekt, którego czas obiegu wokół Słońca jest w szczególnej proporcji do czasu obiegu Neptuna, jest stabilizowany na swojej orbicie przez oddziaływanie grawitacyjne tej planety. Przykładowo, jeśli obiekt wykonuje dokładnie dwa obiegi w czasie, gdy Neptun wykonuje trzy, to po jego każdym pełnym obiegu albo Neptun znajduje się w tym samym miejscu co poprzednio, albo dokładnie po przeciwnej stronie Słońca. Jest to nazywane rezonansem 2:3 i występuje na orbitach o [[półoś wielka|półosi wielkiej]] 39,4&nbsp;au. Na takich orbitach odkryto już około 200 obiektów<ref>{{cytuj stronę | url = http://www.minorplanetcenter.net/ | tytuł = Census of Minor Planets | praca = [[Minor Planet Center]] | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>, łącznie z [[(134340) Pluton|Plutonem]] i jego księżycami. Wspólnie nazywane są one [[plutonek|plutonkami]]. Wiele z nich, w tym Pluton, ma orbity wydłużone na tyle, że przechodzą przez orbitę Neptuna. Ich rezonans sprawia jednak, że nie mogą się z nim zderzyć. W tej grupie znajdują się również obiekty takie jak [[(90482) Orkus]] i [[(28978) Iksjon]], które są na tyle duże, że rozważa się zaliczenie ich do grona [[planeta karłowata|planet karłowatych]]<ref>{{cytuj stronę | url = http://ixion.eightplanets.net/ | tytuł = Ixion | praca = eightplanets.net | język = en | data dostępu = 2012-04-06 | archiwum = https://web.archive.org/web/20110818185332/http://ixion.eightplanets.net/ | zarchiwizowano = 2011-08-18 }}</ref><ref name=albedo>{{cytuj pismo | arxiv=astro-ph/0702538v1 | tytuł = Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope | autor = John Stansberry et al. | rok = 2007 | język = en | data dostępu = 2012-04-06 |czasopismo=arXiv}}</ref>. Wiele z tych obiektów ma nawet bardziej rozciągnięte orbity, co sugeruje, że nie pochodzą one z tego regionu, ale zostały wyrzucone na nie z innych rejonów przez przemieszczającego się Neptuna<ref name=trojan>{{cytuj pismo | autor = E.I. Chiang et al | tytuł = Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/126/1/430 | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wolumin = 126 | doi = 10.1086/375207 | rok = 2003 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

Rezonans 1:2, w którym obiekty wykonują pół obiegu na jeden obieg Neptuna, odpowiada półosi ok. 47,7&nbsp;au<ref>{{cytuj stronę | url = http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html | tytuł = Trans-Neptunian Objects | autor = Wm. Robert Johnston | rok = 2011 | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Znajduje się w nim niewiele obiektów, określanych jako [[twotino|twotina]]. Istnieją też inne rezonanse: 3:4, 3:5, 4:7, 2:5{{odn|Davies|2001|s=104}}. Istnieją również obiekty w rezonansie 1:1 z Neptunem, czyli znajdujące się na tej samej orbicie. Są to tzw. [[lista planetoid trojańskich Neptuna|obiekty trojańskie Neptuna]] i krążą w stabilnych [[punkt libracyjny|punktach libracyjnych]] L<sub>4</sub> i L<sub>5</sub>. Obiekty te nie mogły się znaleźć na swoich orbitach w wyniku oddziaływania grawitacyjnego Neptuna i przypuszcza się, że uformowały się w tych miejscach razem z nim{{r|trojan}}. Obserwacje pokazują ponadto, że bardzo niewiele obiektów znajduje się w rezonansach pomiędzy 2:3 a 1:1, czyli bliżej niż 39&nbsp;au od Słońca. Najbardziej uznana hipoteza wyjaśnia ten niedobór przesunięciem się orbity Neptuna, co spowodowało wyrzucenie z orbit znajdujących się tam wcześniej obiektów{{odn|Davies|2001|s=107}}.

=== Klif Kuipera ===
[[Plik:Semimajorhistogramofkbos.svg|thumb|upright=1.5|Wykres pokazujący liczbę zaobserwowanych obiektów w zależności od odległości od Słońca]]
Rezonans 1:2 wydaje się wyznaczać granicę, za którą krąży bardzo niewiele obiektów. Trudno powiedzieć, czy jest to kraniec Pasa Kuipera, czy jedynie początek szerszej przerwy w nim. Zaobserwowano obiekty w rezonansie 2:5, czyli około 55&nbsp;au od Słońca, daleko poza klasycznym Pasem. Modele przewidują jednak o wiele większą liczbę takich ciał, których nie zaobserwowano{{r|trojan}}.

Wcześniejsze modele Pasa przewidywały, że liczba dużych obiektów powinna się podwoić po przekroczeniu 50&nbsp;au<ref name="Brown 1999">{{cytuj pismo | autor = E.I. Chiang | autor2 = M.E. Brown | tytuł = Keck Pencil-Beam Survey for Faint Kuiper Belt Objects | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/118/3/1411/ | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wolumin = 118 | rok = 1999 | doi = 10.1086/301005 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>, dlatego drastyczny spadek ich liczby, znany jako klif Kuipera, był całkowicie niespodziewany. Jego przyczyny nie poznano. Wiadomo, że efekt ten jest rzeczywisty i nie wynika z niemożliwości zaobserwowania takich obiektów. Możliwe wyjaśnienie stanowi zbyt mała ilość pierwotnej materii w tej odległości od Słońca, aby mogły się z niej utworzyć większe obiekty<ref>{{cytuj pismo | autor = G.M. Bernstein et al | tytuł = The Size Distribution of Trans-Neptunian Bodies | url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/bernstein.pdf | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wolumin = 128 | strony = 1364–1390 | rok = 2004 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Inną możliwością jest istnienie poza klifem Kuipera [[Planeta X|niezaobserwowanej dotąd planety]] Układu Słonecznego, której oddziaływanie grawitacyjne kształtuje zewnętrzną krawędź Pasa<ref>{{cytuj pismo|autor=G. Schilling|tytuł=The mystery of Planet X|url=http://www.newscientist.com/article/mg19726381.600|czasopismo=New Scientist|data=2008-01-11 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Tę hipotezę powinny zweryfikować przyszłe przeglądy nieba.

== Skład ==
Obserwacje obiektów Pasa pokazały, że podobnie jak komety, w większości składają się one z zestalonych prostych [[węglowodory|węglowodorów]] (jak [[metan]]), [[amoniak]]u i [[woda|wody]]<ref>{{cytuj pismo| url = https://web.archive.org/web/20180602213921/https://link.springer.com/article/10.1023%2FA%3A1005256607402 | tytuł = Composition of the Volatile Material in Halley’s Coma from In Situ Measurements | autor = K. Altwegg | autor2 = H. Balsiger | autor3 = J. Geiss | czasopismo = Space Science Reviews | wolumin = 90 | strony = 3–18 | rok = 1999 | doi = 10.1023/A:1005256607402 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Słońce ogrzewa te obiekty do temperatury zaledwie około 50&nbsp;K<ref name=Quaoar>{{cytuj pismo | autor = [[David Jewitt]] | autor2 = [[Jane Luu]] | tytuł = Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf | czasopismo = [[Nature]] | wolumin = 432 | strony = 731–733 | rok = 2004 | doi = 10.1038/nature03111 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>, dzięki czemu związki te pozostają w stanie stałym.

Z powodu małych rozmiarów i dużej odległości od Ziemi określenie składu chemicznego obiektów Pasa Kuipera jest trudne. Główną metodą wykorzystywaną przez astronomów jest [[spektroskopia]]. Rozdzielając światło emitowane przez obiekt na poszczególne częstotliwości, można określić z jakich związków się składa.

Początkowo tak dokładne analizy obiektów Pasa były niemożliwe i astronomowie mogli jedynie oceniać ich skład na podstawie obserwowanego koloru<ref name=KBOKBO>{{cytuj stronę | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html | tytuł = Surfaces of Kuiper Belt Objects | autor = David Jewitt | rok = 2004 | opublikowany = University of Hawaii | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Pierwsze obserwacje pokazały tu duże różnice pomiędzy różnymi obiektami, od szarości do głębokiej czerwieni<ref name=colour>{{cytuj pismo | autor = [[David Jewitt]] | autor2 = [[Jane Luu]] | tytuł = Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/115/4/1667 | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wolumin = 115 | rok = 1998 | doi = 10.1086/300299 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Sugerowało to, że pokrywały je bardzo różne związki, od brudnego lodu do węglowodorów{{r|colour}}. Nie zgadzało się to z przewidywaniami, wedle których ich powierzchnie powinny być jednolicie czarne po odparowaniu większości gazów w wyniku działania promieni kosmicznych{{odn|Davies|2001|s=118}}. Powstały różne hipotezy mające tłumaczyć tę rozbieżność, przykładowo odnawianiem powierzchni przez zderzenia i rozpady obiektów{{r|KBOKBO}}. Analizy spektralne prowadzone od 2001 roku pokazały jednak, że różnorodność ich powierzchni jest zbyt duża, by można wytłumaczyć ją w ten sposób<ref>{{Cytuj pismo | nazwisko = Jewitt | imię = David C. | nazwisko2 = Luu | imię2 = Jane X. | tytuł = Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wolumin = 122 | wydanie = 4 | strony = 2099 | rok = 2001 | doi = 10.1086/323304 | bibcode = 2001AJ....122.2099J | język = en}}</ref>.

Choć większość obiektów Pasa jest zbyt mała, aby z tej odległości rozróżnić elementy ich powierzchni, udało się określić jej strukturę dla kilku z nich{{r|Quaoar}}. W 1996 roku spektroskopia obiektu KBO 1993 SC pokazała, że jego powierzchnia przypomina powierzchnię [[(134340) Pluton|Plutona]], jak również księżyca Neptuna [[Tryton (księżyc)|Trytona]] i składa się głównie z zamrożonego [[metan]]u<ref name=rbrown>{{cytuj pismo | autor = Robert H. Brown | autor2 = Dale P. Cruikshank | autor3 = Yvonne Pendleton | autor4 = Glenn J. Veeder | tytuł = Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC | url = http://www.sciencemag.org/content/276/5314/937.abstract | czasopismo = [[Science]] | rok = 1997 | wolumin = 276 | strony = 937–939 | doi = 10.1126/science.276.5314.937 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

Zamrożoną wodę wykryto na kilku obiektach Pasa, w tym na [[(19308) 1996 TO66|1996 TO<sub>66</sub>]]<ref>{{cytuj pismo | url = http://iopscience.iop.org/1538-4357/543/2/L163 | tytuł =Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000 EB173 | autor = Michael E. Brown | autor2 = Geoffrey A. Blake | autor3 = Jacqueline E. Kessler | czasopismo = The Astrophysical Journal Letters | wolumin = 543 | rok = 2000 | doi = 10.1086/317277 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>, [[(38628) Huya]] i [[2000 WR106|2000 WR<sub>106</sub>]]<ref>{{Cytuj pismo | autor = Licandro | autor3 = Di MArtino | tytuł = NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106 | czasopismo = Astronomy and Astrophysics | wolumin = 373 | wydanie = 3 | strony = L29 | rok = 2001 | doi = 10.1051/0004-6361:20010758 | bibcode = 2001A&A...373L..29L | język = en}}</ref>.
W 2004 roku zamrożona woda i uwodniony amoniak zostały wykryte na największym dotychczas odkrytym obiekcie Pasa, [[(50000) Quaoar]]. Obie te substancje powinny odparować w dłuższej skali czasowej, co oznacza, że powierzchnia musiała się odnowić stosunkowo niedawno, albo przez wewnętrzną aktywność tektoniczną, albo przez uderzenie jakiegoś innego ciała{{r|Quaoar}}.

== Rozkład mas i wielkości ==
[[Plik:TheKuiperBelt PowerLaw2.svg|thumb|Graficzne przedstawienie prawa potęgowego]]
Pomimo dużych rozmiarów, sumaryczna masa Pasa Kuipera jest stosunkowo niewielka. Z góry szacuje się ją na co najwyżej jedną dziesiątą masy Ziemi{{r|beyond}}, a niektóre szacowania podają około jednej trzydziestej masy Ziemi<ref>{{Cytuj pismo | autor = Lorenzo Iorio | tytuł = Dynamical determination of the mass of the Kuiper Belt from motions of the inner planets of the Solar system | bibcode= 2007MNRAS.tmp...24I | czasopismo = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | wolumin = 4 | numer= 375 | strony = 1311–1314 | rok = 2007 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2006.11384.x | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

Z drugiej strony modele powstawania Układu Słonecznego przewidują, że Pas Kuipera powinien mieć masę rzędu 30 mas Ziemi{{r|beyond}}. Co więcej, taka masa jest konieczna, aby powstały w nim jakiekolwiek obiekty o średnicy większej niż 100&nbsp;km. Rozciągnięte orbity dodatkowo utrudniałyby proces ich tworzenia, sprawiając że większość obiektów zderzałaby się ze zbyt dużymi prędkościami, aby się połączyć.

Oznacza to, że albo dzisiejsze obiekty Pasa powstały znacznie bliżej Słońca, albo jakiś proces spowodował wyrzucenie znacznej większości masy z jego obrębu. Aktualne oddziaływanie Neptuna jest za małe, aby wyjaśnić ten ubytek, choć w przeszłości mogło być wystarczająco silne. Problem pozostaje jednak otwarty i istnieje szereg mogących go wyjaśnić hipotez, od wpływu blisko przechodzącej gwiazdy do wywiewania pyłu przez wiatr słoneczny{{r|Morbidelli06}}.

Duże i jasne obiekty występują w Pasie Kuipera rzadko w porównaniu z dominującymi małymi obiektami, co jest zgodne z akrecyjnym modelem ich powstawania. Wykres liczebności obiektów N w zależności od ich średnicy D pokazuje zależność potęgową
: <math>\frac{d N}{d D} \sim D^{-q}</math>
gdzie wykładnik q = 4 ± 0,5<ref name="Bernstein et al 2004">{{Cytuj pismo | nazwisko = Bernstein | imię = G.M. | nazwisko2 = Trilling | imię2 = D.E. | nazwisko3 = Allen | imię3 = R.L. | nazwisko4 = Brown | imię4 = K.E. | nazwisko5 = Holman | imię5 = M. | tytuł = The size distribution of transneptunian bodies | czasopismo = [[The Astronomical Journal]] | wolumin = 128 | numer = 3 | strony = 1364–1390 | rok = 2004 | doi = 10.1086/422919 | bibcode = 2004AJ....128.1364B | język = en}}</ref>.

Zatem na każdy obiekt o średnicy 1000&nbsp;km, powinno przypadać około tysiąca (=&nbsp;10³) obiektów o średnicy 100&nbsp;km. Prawo to musi załamywać się dla małych obiektów, poniżej zdolności rozdzielczych współczesnych teleskopów. Należy też pamiętać, że pomiary wielkości obiektów Pasa są przeprowadzane na podstawie ich jasności, zakładając pewne [[albedo]] powierzchni, co może dawać zaburzone wyniki dla większych obiektów.

== Największe obiekty Pasa ==
<imagemap>
Plik:EightTNOs-pl.png|thumb|300px|Porównanie wielkości [[(136199) Eris|Eris]], [[(134340) Pluton|Plutona]], [[(136472) Makemake|Makemake]], [[(136108) Haumea|Haumei]], [[(90377) Sedna|Sedny]], [[(90482) Orkus|Orkusa]], [[(225088) Gonggong|Gonggong]], [[(50000) Quaoar|Quaoara]] i [[Ziemia|Ziemi]] w skali (oprócz Plutona i Charona obrazy powierzchni są wizją artysty)
# Earth
rect 646 1714 2142 1994 [[Ziemia]]
# Eris and Dysnomia
circle 226 412 16 [[Dysnomia (księżyc)|Dysnomia]]
circle 350 626 197 [[(136199) Eris|Eris]]
# Pluto and Charon
circle 1252 684 86 [[Charon (księżyc)|Charon]]
circle 1038 632 188 [[(134340) Pluton|Pluton]]
# Makemake
circle 1786 614 142 [[(136472) Makemake|Makemake]]
# Haumea
circle 2438 616 155 [[(136108) Haumea|Haumea]]
# Sedna
circle 342 1305 137 [[(90377) Sedna|Sedna]]
# Orcus
circle 1088 1305 114 [[(90482) Orkus|Orkus]]
# Gonggong
circle 1784 1305 97 [[(225088) Gonggong|Gonggong]]
# Quaoar
circle 2420 1305 58 [[(50000) Quaoar|Quaoar]]
# plik
rect 0 0 2749 1994 [[Plik:EightTNOs-pl.png]]

desc none
</imagemap>

Od 2000 roku zaobserwowano kilka obiektów Pasa o średnicach pomiędzy 700 a 1500&nbsp;km, w tym: [[(20000) Waruna]] (odkryty w 2000 roku), [[(28978) Iksjon]] (w 2001), [[(50000) Quaoar]] (w 2002) oraz [[(136472) Makemake]] i [[(136108) Haumea]] (w 2005){{r|beyond}}.

Odkrycia tych obiektów na orbitach podobnych do orbity Plutona wywołały wątpliwości, czy Plutona można traktować jako szczególnie wyróżnionego. Nie tylko inne obiekty miały podobne wielkości, ale wiele z nich posiadało też własne satelity i miały podobny skład (powierzchnię z zestalonego metanu i tlenku węgla){{r|beyond}}. Wywołało to dyskusję nad przekwalifikowaniem statusu Plutona, podobnie do [[(1) Ceres|Ceres]], która też była uznawana za planetę przed odkryciem innych [[planetoida|planetoid]].

Dyskusja ta stała się głośna po odkryciu [[(136199) Eris|Eris]], która znajduje się na wydłużonej orbicie i jest o 27% masywniejsza od Plutona<ref>{{cytuj stronę | url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon/index.html | tytuł = Dysnomia, the moon of Eris | autor = [[Michael E. Brown]] | rok = 2007 | praca = CalTech | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Aby rozstrzygnąć wątpliwości, [[Międzynarodowa Unia Astronomiczna]] stworzyła po raz pierwszy definicję planety. Zgodnie z nią, jednym z warunków uznania obiektu za planetę jest „oczyszczenie okolic orbity z innych dużych obiektów”<ref>{{cytuj stronę | url = http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0603/ | tytuł = IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes | opublikowany = IAU | data = 2006-08-24 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Ponieważ Pluton nie spełnia tego warunku, więc został przeklasyfikowany na zwykły obiekt Pasa Kuipera.

Choć obecnie Pluton jest zdecydowanie największym znanym obiektem Pasa, niektóre obiekty prawdopodobnie z niego pochodzące mogą być podobnej wielkości, jak Eris (obecnie obiekt [[dysk rozproszony|dysku rozproszonego]]) lub większe, jak [[Tryton (księżyc)|Tryton]] (obecnie księżyc Neptuna).

== Obiekty dysku rozproszonego ==
{{osobny artykuł|Dysk rozproszony|Centaury (planetoidy)}}
[[Plik:TheKuiperBelt Projections 100AU Classical SDO-pl.svg|thumb|Orbity obiektów Pasa Kuipera i dysku rozproszonego]]
Dysk rozproszony rozciąga się za Pasem Kuipera, zawiera niewielką liczbę obiektów na bardzo wydłużonych i nachylonych do ekliptyki orbitach. Według modeli powstawania Układu Słonecznego obiekty te prawdopodobnie uformowały się w pasie komet i miały w przybliżeniu kołowe orbity. Następnie w wyniku grawitacyjnych zaburzeń wywołanych przez olbrzymy (w szczególności Neptuna) zostały wyrzucone na dalsze orbity. Niestabilność tych orbit sprawia, że dysk rozproszony jest uznawany za główne źródło komet krótkookresowych w naszym Układzie{{r|book}}.

Kwestia klasyfikacji obiektów do dysku rozproszonego albo do Pasa Kuipera pozostaje dotychczas nieustalona. Oficjalne katalogi definiują jako obiekt Pasa każde ciało, którego orbita zawiera się w odpowiednim obszarze, niezależnie od pochodzenia tego ciała. Obiekty których orbity wybiegają poza ten obszar, klasyfikowane są jako rozproszone<ref name=scattered>{{cytuj stronę | url = http://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/Centaurs.html| tytuł = List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects | praca = Minor Planet Center | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Jednak w wielu publikacjach astronomicznych obiektami Pasa nazywa się też obiekty, które przez większość swojej historii pozostawały na orbitach poza Pasem, często nazywając je „rozproszonymi obiektami Pasa Kuipera”<ref>{{cytuj stronę | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html | tytuł = The 1000 km Scale KBOs | autor = [[David Jewitt]] | rok = 2005 | opublikowany = University of Hawaii | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.
Przykładowo [[(136199) Eris|Eris]] często jest określana jako obiekt Pasa Kuipera, choć zgodnie z zaakceptowanym podziałem jest obiektem dysku rozproszonego.

Również [[Centaury (planetoidy)|centaury]], czasem traktowane jako obiekty Pasa, są obecnie zaliczane do obiektów dysku rozproszonego. W ich przypadku oddziaływanie grawitacyjne wyrzuciło je na orbity do wewnątrz Układu, zamiast na zewnątrz{{r|scattered}}.

== Tryton ==
[[Plik:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg|thumb|left|Tryton]]
{{osobny artykuł|Tryton (księżyc)}}
W czasie swojej migracji Neptun przechwycił jeden z większych obiektów Pasa. Obiektem tym jest [[Tryton (księżyc)|Tryton]], który jako jedyny duży księżyc w Układzie Słonecznym porusza się [[ruch wsteczny|ruchem wstecznym]] – przeciwnie do obrotów Neptuna. Sugeruje to, że nie powstał, tak jak duże księżyce Jowisza i Saturna, z materii pierwotnie obiegającej macierzystą planetę. Musiał być w pełni uformowany, zanim znalazł się na orbicie wokół Neptuna. Takie grawitacyjne przechwycenie jest rzadkim zjawiskiem, które wymaga jakiejś siły do wyhamowania obiektu, gdy ten znajduje się w pobliżu planety. Obecnie historia Trytona nie jest jasna. Jeden z powszechnych modeli zakłada, że Tryton został wyhamowany przez zderzenia z mniejszymi obiektami krążącymi wokół Neptuna<ref>{{cytuj pismo | autor = Craig B. Agnor | autor2 = Douglas P. Hamilton | tytuł = Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter | url = http://www.nature.com/nature/journal/v441/n7090/abs/nature04792.html | czasopismo = [[Nature]] | rok = 2006 | wolumin = 441 | strony = 192–194 | doi = 10.1038/nature04792 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Księżyc ten nieznacznie przewyższa rozmiarami Plutona, a analiza spektralna pokazuje, że ich powierzchnia składa się z tych samych związków (głównie [[metan]]u i [[tlenek węgla|tlenku węgla]]), co sugeruje podobne pochodzenie<ref>{{cytuj pismo | autor = Dale P. Cruikshank | tytuł = Triton, Pluto, Centaurs, and Trans-Neptunian Bodies | url = http://www.springerlink.com/content/v16530650085w674/ | czasopismo = Space Science Reviews | rok = 2004 | wolumin = 116 | strony = 421–439 | doi = 10.1007/s11214-005-1964-0 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

== Badania ==
{{osobny artykuł|New Horizons}}
W styczniu 2006 roku została rozpoczęta misja [[New Horizons]] – pierwsza misja kosmiczna obejmująca badania obiektów Pasa Kuipera. Sonda przeleciała przez układ Plutona 14 lipca 2015 roku<ref name="encounter">{{Cytuj stronę | url = http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/News-Article.php?page=20150714-2 | tytuł = NASA’s Three-Billion-Mile Journey to Pluto Reaches Historic Encounter | data = 2015-07-14 | opublikowany = The [[Johns Hopkins University]] Applied Physics Laboratory | język = en | data dostępu = 2015-07-14}}</ref>, a w styczniu 2019 roku minęła niewielki obiekt [[(486958) Arrokoth]] odkryty w ramach specjalnej kampanii obserwacyjnej z użyciem [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a|Teleskopu Hubble’a]]<ref name="potencjalne">{{Cytuj stronę | url = https://kosmonauta.net/2014/10/hubble-wykryl-trzy-potencjalne-kbo-dla-new-horizons/ | tytuł = Hubble wykrył trzy potencjalne KBO dla New Horizons | nazwisko = Kanawka | imię = Krzysztof | data = 2014-10-16 | opublikowany = Kosmonauta | język = pl | data dostępu = 2015-07-14 | archiwum = https://web.archive.org/web/20180319131851/http://kosmonauta.net/2014/10/hubble-wykryl-trzy-potencjalne-kbo-dla-new-horizons/ | zarchiwizowano = 2018-03-19 }}</ref>; jeśli pozwolą na to okoliczności, będzie kontynuowała badania kolejnych (jeszcze niesprecyzowanych) obiektów Pasa.

== Inne pasy Kuipera ==
[[Plik:Kuiper belt remote.jpg|thumb|left|upright=1.5|Dyski wokół gwiazd [[HD 139664]] i [[HD 53143]]. Dysk na lewym zdjęciu jest widoczny od góry, dysk po prawej – z boku.]]

Współczesne techniki obserwacji pozwalają wykrywać wokół pobliskich gwiazd dyski pyłowe, mogące być obiektami analogicznymi do Pasa Kuipera. Można podzielić je na dwie kategorie: rozciągnięte dyski, o średnicach powyżej 50&nbsp;au, oraz wąskie dyski (jak Pas Kuipera), o średnicach między 20 a 30&nbsp;au i o stosunkowo wyraźnych granicach. Większość tych dysków jest stosunkowo młoda, choć niektóre (jak przedstawione dwa na zdjęciach z [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a|Teleskopu Hubble’a]]) są wystarczająco stare, żeby ustabilizować się w obecnej konfiguracji<ref name="Kalas et al 2006">{{Cytuj pismo | imię = Paul | nazwisko = Kalas | nazwisko2 = Graham | imię2 = James R. | nazwisko3 = Clampin | imię3 = Mark C. | nazwisko4 = Fitzgerald | imię4 = Michael P. | tytuł = First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664 | czasopismo = The Astrophysical Journal | wolumin = 637 | strony = L57 | rok = 2006 | doi = 10.1086/500305 | bibcode = 2006ApJ...637L..57K | język = en}}</ref><ref>{{cytuj stronę | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/05/image/a | tytuł = Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt | rok = 2006 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>. Oprócz tego w widmie 15–20% gwiazd podobnych do Słońca można wykryć nadmiar promieniowania podczerwonego, który może być spowodowany przez niewidoczne bezpośrednio dyski podobne do Pasa Kuipera<ref>{{Cytuj pismo | autor = D.E. Trilling et al | tytuł = Debris Disks around Sun-like Stars | bibcode= 2008ApJ...674.1086T | czasopismo = The Astrophysical Journal | wolumin = 2 | wydanie = 674 | strony = 1086–1105 | rok = 2008 | miesiąc = luty | doi = 10.1086/525514 | język = en | data dostępu = 2012-04-06}}</ref>.

{{clear0|left}}
== Zobacz też ==
{{wikisłownik|Pas Kuipera}}
* [[lista obiektów transneptunowych]]

== Przypisy ==
{{Przypisy}}

== Literatura ==
* {{cytuj|odn=tak| autor = John Davies | tytuł = Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system | wydawca = Cambridge University Press | data = 2001}}

{{Obiekty transneptunowe}}
{{Układ Słoneczny}}
{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Obiekty transneptunowe| ]]
[[Kategoria:Obiekty Pasa Kuipera| ]]