Znane obiekty pasa Kuipera (zielone) i dysku rozproszonego (pomarańczowe). Na diagramie zaznaczono również cztery planety (jasnoniebieskie) oraz towarzyszące Jowiszowi planetoidy z grupy trojańczyków. Skala przedstawiona w jednostkach astronomicznych. Wyraźna wyrwa w dole diagramu jest spowodowana Drogą Mleczną utrudniającą obserwacje w tym kierunku.

Pas Kuipera, zwany też pasem Edgewortha-Kuipera — obszar Układu Słonecznego rozciągający się za orbitą Neptuna, od 30 do około 55 j.a. od Słońca. Jest podobny do pasa planetoid, ale o wiele większy: 20 razy szerszy i 20–200 razy bardziej masywny. Podobnie jak pas planetoid, zawiera wiele małych obiektów, będących pozostałościami po procesie formowania się Układu Słonecznego. Krążą w nim co najmniej trzy planety karłowate: Pluton, Haumea i Makemake. O ile pas planetoid składa się głównie z obiektów skalnych i metalowych, większość obiektów pasa Kuipera jest zbudowanych z zestalonych prostych związków, takich jak metan, amoniak i woda.

Do tej pory odkryto w nim ponad tysiąc ciał. Uważa się, że zawiera on ponad 70 000 obiektów o średnicy powyżej 100 km. Pierwotnie zakładano, że stanowi on główne źródło 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 dysku rozproszonego. Zaliczane do niego obiekty, takie jak Eris, mają wydłużone orbity, często sięgające ponad 100 j.a. Ich peryhelia mogą zahaczać o orbity gazowych olbrzymów – wtedy klasyfikowane są one jako centaury. Astronomowie podejrzewają, że księżyc Neptuna Tryton, pochodzi z tej grupy. Pluton, jako pierwsze odkryte ciało z pasa, był przez długi czas uznawany za planetę. Po odkryciu wielu podobnych do niego obiektów jest teraz klasyfikowany jako planeta karłowata i jeden z wielu plutonków – obiektów w rezonansie orbitalnym 2:3 z Neptunem.

Pas Kuipera nie powinien być mylony z hipotetycznym 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 obiektami transneptunowymi.

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 (15760) 1992 QB1). 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?"

Astronom Gerard Kuiper, którego nazwiskiem nazywany jest pas planetoid.

W 1943 roku Kenneth Edgeworth spekulował, że w obszarze za Neptunem materia pierwotnego 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" i że od czasu do czasu któreś z nich "wypada z orbity i trafia w okolice planet wewnętrznych", stając się 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 ten dysk do dzisiaj powinien już zniknąć. W czasie gdy ten artykuł był pisany, uważano, że Pluton jest wielkości Ziemi i swoją grawitacją powinien wyrzucić obiekty z okolic swojej orbity poza Układ. W takim przypadku pas Kuipera dzisiaj by już nie istniał.

W kolejnych dekadach pojawiło się kilka hipotez dotyczących obiektów transneptunowych. W 1962 roku fizyk Al G.W. Cameron pisał o istnieniu „olbrzymiej masy małych ciał na obrzeżach Układu Słonecznego”. W 1964 roku Fred Whipple zasugerował, że „pas komet” może być wystarczająco masywny, aby wywoływać znaczne nieregularności w orbicie Urana, przypisywane hipotetycznej Planecie X, lub co najmniej wpływać na orbity znanych komet. Wyniki obserwacji obaliły jednak tę hipotezę.

W 1977 roku Charles Kowal odkrył planetoidę 2060 Chiron, krążącą na orbicie pomiędzy Saturnem i Uranem. W 1992 roku, kolejny obiekt 5145 Pholus został odkryty na podobnej orbicie. Do dzisiaj znaleziono całą grupę takich obiektów krążących pomiędzy Jowiszem i Neptunem, obecnie nazywanych centaurami. Ich orbity są niestabilne w skali kilku milionów lat. Oznacza to, że ich populacja musi być uzupełniana z jakiegoś zewnętrznego źródła.

Kolejnych dowodów istnienia pasa Kuipera dostarczyły badania komet. Od dłuższego czasu 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. Jednym z miejsc, skąd mogą pochodzić, jest obłok Oorta – sferyczny rój komet znajdujących się tysiące j.a. od Słońca. Stamtąd prawdopodobnie pochodzą komety długookresowe, takie jak kometa Hale'a-Boppa, o okresach obiegu rzędu tysięcy lat.

Komety krótkookresowe, o orbitach poniżej 200 lat, mają niewielką szansę pochodzić stamtąd. Musiałyby w tym celu 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. W 1980 roku 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 zbioru w odległości między 35 a 60 j.a. od Słońca. 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. Ponieważ Fernandez w swojej pracy odwoływał się do prac Kuipera, pas komet zaczęto wtedy nazywać pasem Kuipera.

Odkrycie

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 Plutona. Używając teleskopów w Kitt Peak National Observatory i Obserwatorium Cerro Tololo, wspólnie przeprowadzili serię obserwacji. W ich trakcie zastąpili dotychczas używane fotografie 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 m na Mauna Kea. 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 (15760) 1992 QB1. Sześć miesięcy później odkryli drugi obiekt w tym regionie (181708) 1993 FW.

Odkrycia kolejnych transneptunowych obiektów pokazały, że w rzeczywistości pas Kuipera nie jest źródłem komet krótkookresowych. Pochodzą one z tzw. dysku rozproszonego. Powstał on w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego, gdy Neptun 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 peryhelia znajdują się w pobliżu orbity Neptuna. Dzięki temu mogą one, w przeciwieństwie do większości obiektów z pasa, być wciąż wytrącane ze swoich orbit przez Neptuna i trafiać do wewnętrznego Układu. Ta grupa obiektów, nazwana dyskiem rozproszonym, jest uważana za źródło większości komet krótkookresowych.

Powstanie

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 planetozymali – fragmentów dysku protoplanetarnego, które nie utworzyły planet, tworząc zamiast tego wiele mniejszych obiektów o średnicach poniżej 3000 km.

Symulacje komputerowe 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 swoje aktualne orbity. W ciągu miliardów lat orbity ustabilizowały się w położeniu, gdzie 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.

Ten model nie wyjaśnia jednak wystarczająco dobrze charakterystyki obiektów pasa i dyskusje na ten temat wciąż toczą się na łamach artykułów naukowych.

Struktura

Diagram pokazujący główne rezonanse orbitalne w Pasie Kuipera wywołane przez Neptuna. Wyróżnione regiony to: rezonans 2:3 (plutonki, inaczej plutino), pozbawiony rezonansu klasyczny Pas Kuipera (cubewano) oraz rezonans 1:2 (twotino).

Pas Kuipera rozciąga się od około 30 do 55 j.a. od Słońca. Większość jego masy skupiona jest jednak na orbitach rezonansowych z Neptunem 2:3 (w odległości 39,5 j.a.) i 1:2 (w odległości 48 j.a.). Pas jest dosyć gruby. Większość jego masy skoncentrowana jest w okolicach 10 stopni od ekliptyki, a niektóre obiekty krążą pod kilkukrotnie większym kątem do niej. Kształtem przypomina więc bardziej torus niż pas.

Obecność Neptuna ma olbrzymi wpływ na strukturę pasa z powodu efektu rezonansu orbitalnego. W skali miliardów lat grawitacja Neptuna destabilizuje orbity wszystkich obiektów w odpowiednich regionach, wysyłając je albo do wewnątrz Układu, albo na zewnątrz, w przestrzeń międzygwiezdną. W efekcie pas Kuipera zawiera wyraźne luki, analogiczne do przerw Kirkwooda w pasie planetoid. Przykładowo w obszarze pomiędzy 40 a 42 j.a. żaden obiekt nie może znajdować się długo na stabilnej orbicie i wszystkie zaobserwowane tam obiekty musiały się tam znaleźć stosunkowo niedawno.

Klasyczny pas Kuipera

Mniej więcej pomiędzy 42 a 48 j.a. 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. Są one wspólnie nazywane cubewano, od nazwy pierwszego zaobserwowanego tam obiektu, 1992 QB1.

Znajdujące się tam obiekty można dalej podzielić na dwie grupy. Pierwsza, nazywana zimną, zawiera obiekty na orbitach przypominających planetarne – w przybliżeniu okrągłe, o eskscentryczności poniżej 0,1 i leżące w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, o inklinacji poniżej 10 stopni. Do drugiej, gorącej populacji, zaliczane są obiekty o większej inklinacji, dochodzącej do 30 stopni. 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 przez grawitację gazowych olbrzymów. Obiekty pierwszej grupy powstały prawdopodobnie w pobliżu swojego dzisiejszego położenia, co najwyżej niewiele zmienionego przez oddziaływanie z Neptunem.

Rezonans orbitalny z Neptunem

 Osobny artykuł: Obiekty pozostające w rezonansie orbitalnym z Neptunem.

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 dokładnie w tym samym miejscu co poprzednio, albo dokładnie po przeciwnej stronie Słońca. Jest to nazywane rezonansem 2:3 i występuje na orbitach o półosi wielkiej 39,4 j.a. Na takich orbitach odkryto już około 200 obiektów, łącznie z Plutonem i jego księżycami. Wspólnie nazywane są one plutonkami. Wiele z nich, w tym Pluton, ma orbity wydłużone na tyle, że przechodzą przez orbitę Neptuna. Ich rezonans sprawia jednak, że nie mogą nigdy 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 planet karłowatych. 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.

Rezonans 1:2, w którym obiekty wykonują pół obiegu na jeden obieg Neptuna, odpowiada półosi ok. 47,7 j.a.. Znajduje się w nim niewiele obiektów, określanych jako twotina. Istnieją też inne rezonanse: 3:4, 3:5, 4:7, 2:5. Istnieją również obiekty w rezonansie 1:1 z Neptunem, czyli znajdujące się na tej samej orbicie, co on. Są to tzw. obiekty trojańskie Neptuna i krążą w stabilnych punktach libracyjnych L4 i L5. Istotny jest fakt, że 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. Obserwacje pokazują ponadto, że bardzo niewiele obiektów znajduje się w rezonansach pomiędzy 2:3 a 1:1, czyli bliżej niż 39 j.a. od Słońca. Najbardziej uznana hipoteza wyjaśnia ten niedobór przesunięciem się orbity Neptuna, co spowodowało wyrzucenie z orbit znajdujących się tam wcześniej obiektów.

Klif Kuipera

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 j.a. od Słońca, daleko poza klasycznym pasem. Modele przewidują jednak o wiele większą liczbę takich ciał, których do tej pory nie udało się zaobserwować.

Wcześniejsze modele pasa przewidywały, że liczba dużych obiektów powinna się podwoić po przekroczeniu 50 j.a., dlatego drastyczny spadek ich liczby, znany jako klif Kuipera, był całkowicie niespodziewany. Jego przyczyny do dzisiaj 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. Inną możliwością jest istnienie poza klifem Kuipera nie zaobserwowanej dotąd planety Układu Słonecznego, której oddziaływanie grawitacyjne kształtuje zewnętrzną krawędź pasa. Tę hipotezę powinny zweryfikować planowane przeglądy nieba.