Kuiper belt
Kuiper belt
Kuiperův pás ( / ˈ k aɪ p ər / ) je cirkumstelární disk ve vnější sluneční soustavě , který se rozprostírá od oběžné dráhy Neptunu ve vzdálenosti 30 astronomických jednotek (AU) do přibližně 50 AU od Slunce . Je podobný pásu asteroidů , ale je mnohem větší - 20krát širší a 20-200krát hmotnější .Stejně jako pás asteroidů se skládá převážně z malých těles nebo zbytků z doby, kdy seVznikla sluneční soustava . Zatímco mnoho asteroidů je složeno především z horniny a kovu, většina objektů Kuiperova pásu je složena převážně ze zmrzlých těkavých látek (nazývaných "ledy"), jako je metan , čpavek a voda . Kuiperův pás je domovem většiny objektů, které astronomové obecně přijímají jako trpasličí planety : Orcus , Pluto , Haumea , Quaoar a Makemake . Některé měsíce Sluneční soustavy , jako Neptunův Triton a Saturn's Phoebe , může pocházet z regionu.
Kuiperův pás byl pojmenován po holandském astronomovi Gerardu Kuiperovi , i když jeho existenci nepředpověděl. V roce 1992 byla objevena malá planetka (15760) Albion , první objekt Kuiperova pásu (KBO) od Pluta (v roce 1930) a Charonu (v roce 1978). Od svého objevu se počet známých KBO zvýšil na tisíce a předpokládá se, že existuje více než 100 000 KBO o průměru přes 100 km (62 mi). Kuiperův pás byl původně považován za hlavní úložiště periodických komet , komet , jejichž oběžné dráhy trvají méně než 200 let. Studie od poloviny 90. let ukázaly, že pás je dynamicky stabilní a že skutečným místem původu komet je rozptýlený disk ., dynamicky aktivní zóna vytvořená pohybem Neptunu směrem ven před 4,5 miliardami let; Objekty rozptýleného disku, jako je Eris , mají extrémně excentrické dráhy, které je zavedou až 100 AU od Slunce.
Kuiperův pás se liší od teoretického Oortova oblaku , který je tisíckrát vzdálenější a je většinou kulový. Objekty v Kuiperově pásu, spolu s členy rozptýleného disku a případnými objekty Hillsova nebo Oortova oblaku, jsou souhrnně označovány jako transneptunské objekty (TNO). Pluto je největším a nejhmotnějším členem Kuiperova pásu a největším a druhým nejhmotnějším známým TNO, kterého v rozptýleném disku překonala pouze Eris. Původně považováno za planetu, status Pluta jako součásti Kuiperova pásu způsobil, že bylo v roce 2006 překlasifikováno na trpasličí planetu. Složením je podobné mnoha dalším objektům Kuiperova pásu a jeho oběžná doba je charakteristická pro třídu KBO, známé jako " plutinos ", které sdílejí stejnou rezonanci 2:3 s Neptunem.
Kuiperův pás a Neptun mohou být považovány za ukazatele rozsahu sluneční soustavy, alternativami je heliopauza a vzdálenost, ve které se gravitační vliv Slunce shoduje s gravitačním vlivem jiných hvězd (odhaduje se mezi50 000 AU a125 000 AU ).
Historie
Pluto a Charon
Po objevení Pluta v roce 1930 mnozí spekulovali, že by nemuselo být samo. Oblast, která se nyní nazývá Kuiperův pás, byla v různých podobách předpokládaná po celá desetiletí. Teprve v roce 1992 byl nalezen první přímý důkaz o jeho existenci. Množství a rozmanitost předchozích spekulací o povaze Kuiperova pásu vedly k pokračující nejistotě ohledně toho, kdo si zaslouží uznání za to, že jej jako první navrhl.
hypotézy
Prvním astronomem , který navrhl existenci transneptunské populace, byl Frederick C. Leonard . Brzy po objevu Pluta Clydem Tombaughem v roce 1930 Leonard uvažoval, zda "není pravděpodobné, že by v Plutu vyšlo najevo první ze série ultraneptunských těles, jejichž zbývající členové stále čekají na svůj objev, ale která jsou nakonec určena. být detekován".Téhož roku astronom Armin O. Leuschner navrhl, že Pluto "může být jedním z mnoha dlouhoperiodických planetárních objektů, které ještě nebyly objeveny".
Astronom Gerard Kuiper , po kterém je Kuiperův pás pojmenován
V roce 1943 v Journal of the British Astronomical Association Kenneth Edgeworth předpokládal , že v oblasti za Neptunem je materiál v prvotní sluneční mlhovině příliš rozmístěn na to, aby mohl kondenzovat na planety, a tak spíše kondenzoval do myriády menších těles. Z toho vyvodil závěr, že "vnější oblast sluneční soustavy, mimo oběžné dráhy planet, je obsazena velmi velkým počtem poměrně malých těles" a že čas od času jedno z jejich počtu "bloudí ze své vlastní sféry a objevuje se jako příležitostný návštěvník vnitřní sluneční soustavy", stává se kometou.
V roce 1951 Gerard Kuiper v článku v Astrophysics: A Topical Symposium spekuloval o podobném disku , který se vytvořil na počátku vývoje Sluneční soustavy, ale nemyslel si, že takový pás ještě dnes existuje. Kuiper vycházel z předpokladu, běžného v jeho době, že Pluto mělo velikost Země, a proto tato tělesa rozptýlilo směrem k Oortovu oblaku nebo mimo sluneční soustavu. Kdyby byla Kuiperova hypotéza správná, Kuiperův pás by dnes neexistoval.
Hypotéza nabyla v následujících desetiletích mnoha dalších podob. V roce 1962 fyzik Al GW Cameron předpokládal existenci "obrovské masy malého materiálu na okraji sluneční soustavy". V roce 1964 Fred Whipple , který popularizoval slavnou hypotézu " špinavé sněhové koule " pro kometární strukturu, se domníval, že "pás komety" by mohl být dostatečně masivní, aby způsobil údajné nesrovnalosti na oběžné dráze Uranu , které vyvolaly hledání. pro planetu X , nebo přinejmenším dostatečně masivní na to, aby ovlivnila dráhy známých komet. Pozorování tuto hypotézu vyloučilo.
V roce 1977 objevil Charles Kowal 2060 Chiron , ledovou planetoidu s oběžnou dráhou mezi Saturnem a Uranem. Použil mrkací komparátor , stejné zařízení, které umožnilo Clyde Tombaughovi objevit Pluto téměř před 50 lety. V roce 1992 byl na podobné oběžné dráze objeven další objekt, 5145 Pholus . Dnes je známo, že v oblasti mezi Jupiterem a Neptunem existuje celá populace komet podobných těles, nazývaných kentauři . Oběžné dráhy kentaurů jsou nestabilní a mají dynamickou životnost několik milionů let.Od doby objevu Chironu v roce 1977 astronomové spekulovali, že kentauři proto musí být často doplňováni nějakou vnější nádrží.
Další důkazy o existenci Kuiperova pásu později vyplynuly ze studia komet. To, že komety mají omezenou životnost, je známo již nějakou dobu. Jak se přibližují ke Slunci, jeho teplo způsobí, že jejich těkavé povrchy sublimují do prostoru a postupně je rozptylují. Aby byly komety i po stáří Sluneční soustavy viditelné, musí být často doplňovány. Návrhem na takovou oblast doplnění je Oortův oblak , pravděpodobně sférický roj komet přesahující 50 000 AU od Slunce, který poprvé předpokládal holandský astronom Jan Oort v roce 1950. Předpokládá se, že Oortův oblak je místo původu dlouhoperiodických komet, což jsou ty, jako Hale-Bopp , s oběžnými dráhami trvajícími tisíce let.
Existuje další populace komet, známá jako krátkoperiodické nebo periodické komety , skládající se z těch komet, které, jako Halleyova kometa , mají oběžné doby kratší než 200 let. V 70. letech 20. století byla rychlost objevování krátkoperiodických komet stále více v rozporu s tím, že se vynořily pouze z Oortova oblaku. Aby se objekt Oortova oblaku stal krátkoperiodickou kometou, musel by být nejprve zachycen obřími planetami. V článku publikovaném v Monthly Notices of the Royal Astronomical Society v roce 1980 uruguayský astronom Julio Fernándezuvedl, že pro každou krátkoperiodickou kometu, která má být vyslána do vnitřní Sluneční soustavy z Oortova oblaku, by muselo být 600 vyvrženo do mezihvězdného prostoru . Spekuloval, že pro pozorovaný počet komet bude zapotřebí pás komet od 35 do 50 AU.Na Fernándezovu práci navázal v roce 1988 kanadský tým ve složení Martin Duncan, Tom Quinn a Scott Tremaineprovedl řadu počítačových simulací, aby zjistil, zda všechny pozorované komety mohly přiletět z Oortova oblaku. Zjistili, že Oortův oblak nemůže odpovídat za všechny krátkoperiodické komety, zejména proto, že krátkoperiodické komety jsou seskupeny blízko roviny Sluneční soustavy, zatímco komety Oortova oblaku mají tendenci přilétat z jakéhokoli bodu na obloze. S "pásem", jak jej popsal Fernández, přidaným k formulacím, simulace odpovídaly pozorování. Údajně proto, že se v úvodní větě Fernándezových prací objevila slova "Kuiper" a "pás komety", pojmenoval Tremaine tuto hypotetickou oblast "Kuiperův pás".
Objev
Řada dalekohledů na vrcholu Mauna Kea , se kterými byl objeven Kuiperův pás
V roce 1987 byl astronom David Jewitt , tehdy na MIT , stále více zmatený "zjevnou prázdnotou vnější sluneční soustavy". Povzbuzoval tehdejší postgraduální studentku Jane Luu , aby mu pomohla v jeho snaze najít jiný objekt za oběžnou dráhou Pluta , protože, jak jí řekl: "Pokud to neuděláme my, nikdo to neudělá." Pomocí dalekohledů na národní observatoři Kitt Peak v Arizoně a na meziamerické observatoři Cerro Tololo v Chile prováděli Jewitt a Luu své pátrání v podstatě stejným způsobem jako Clyde Tombaugh a Charles Kowal, s komparátorem mrknutí . Zpočátku trvalo zkoumání každého páru desek asi osm hodin, ale proces se urychlil s příchodem elektronických zařízení s nábojovou vazbou nebo CCD, které, i když jejich zorné pole bylo užší, byly nejen více efektivní při shromažďování světla (zachovaly 90 % světla, které na ně dopadlo, spíše než 10 % dosažené fotografiemi), ale umožnily proces mrkání provádět virtuálně na obrazovce počítače. CCD dnes tvoří základ pro většinu astronomických detektorů. V roce 1988 se Jewitt přestěhoval do Ústavu astronomie na Havajské univerzitě . Luu se k němu později připojil k práci na 2,24 m dalekohledu Havajské univerzity na Mauna Kea . Nakonec se zorné pole pro CCD zvýšilo na 1024 x 1024 pixelů, což umožnilo provádět vyhledávání mnohem rychleji.Nakonec, po pěti letech hledání, Jewitt a Luu 30. srpna 1992 oznámili "Objev kandidáta na objekt Kuiperova pásu 1992 QB 1".Tento objekt bude později pojmenován 15760 Albion. O šest měsíců později objevili v regionu druhý objekt (181708) 1993 FW . Do roku 2018 bylo objeveno přes 2000 objektů Kuiperových pásů.
Více než tisíc těl bylo nalezeno v pásu za dvacet let (1992-2012), poté, co bylo nalezeno 1992 QB 1 (pojmenovaný v roce 2018, 15760 Albion), ukazující obrovský pás těl více než jen Pluto a Albion. V roce 2010 je plný rozsah a povaha těles Kuiperova pásu z velké části neznámá. Konečně koncem roku 2010 kolem dvou KBO těsně proletěla bezpilotní kosmická loď, která poskytla mnohem bližší pozorování systému Plutonian a další KBO.
Studie provedené od doby, kdy byla transneptunská oblast poprvé zmapována, ukázala, že oblast nyní nazývaná Kuiperův pás není místem původu krátkoperiodických komet, ale že místo toho pocházejí ze spojené populace zvané rozptýlený disk . Rozptýlený disk byl vytvořen, když Neptun migroval směrem ven do proto-Kuiperova pásu, který byl v té době mnohem blíže Slunci, a zanechal ve své stopě populaci dynamicky stabilních objektů, které nikdy nemohly být ovlivněny jeho dráhou (Kuiperův pás vlastní) a populace, jejíž periheliajsou dostatečně blízko, že je Neptun může stále rušit, když cestuje kolem Slunce (rozptýlený disk). Protože je rozptýlený disk dynamicky aktivní a Kuiperův pás relativně dynamicky stabilní, je nyní rozptýlený disk považován za nejpravděpodobnější místo původu periodických komet.
Jméno
Astronomové někdy používají alternativní název Edgeworth-Kuiperův pás, aby připsali Edgeworthovi, a KBO se občas označují jako EKO. Brian G. Marsden tvrdí, že ani jeden si nezaslouží skutečné uznání: "Ani Edgeworth ani Kuiper nepsali o ničem vzdáleně podobném tomu, co nyní vidíme, ale Fred Whipple ano", David Jewitt komentuje: "Kdyby něco... Fernández si téměř zaslouží uznání za předpovědi Kuiperova pásu."
KBO se někdy nazývají "kuiperoidy", což je jméno navržené Clydem Tombaughem . Termín " transneptunský objekt " (TNO) doporučuje pro objekty v pásu několik vědeckých skupin, protože tento termín je méně kontroverzní než všechny ostatní - nejde však o přesné synonymum , protože TNO zahrnují všechny objekty obíhající kolem Slunce za oběžnou dráhou Neptunu , nejen ty v Kuiperově pásu.
Struktura
Ve svém plném rozsahu (ale s výjimkou rozptýleného disku), včetně jeho odlehlých oblastí, se Kuiperův pás táhne zhruba od 30 do 55 AU. Obecně se uznává, že hlavní těleso pásu se rozprostírá od rezonance středního pohybu 2:3 ( viz níže ) při 39,5 AU do rezonance 1:2 při zhruba 48 AU.Kuiperův pás je poměrně tlustý, s hlavní koncentrací přesahující až deset stupňů mimo rovinu ekliptiky a rozptýlenějším rozložením objektů, které se rozprostírají několikrát dále. Celkově připomíná spíše torus nebo koblihu než pás. Jeho střední poloha je nakloněna k ekliptice o 1,86 stupně.
Přítomnost Neptunu má hluboký vliv na strukturu Kuiperova pásu v důsledku orbitálních rezonancí . V časovém horizontu srovnatelném se stářím Sluneční soustavy gravitace Neptunu destabilizuje oběžné dráhy jakýchkoli objektů, které se náhodou nacházejí v určitých oblastech, a buď je pošle do vnitřní sluneční soustavy, nebo ven do rozptýleného disku nebo mezihvězdného prostoru. To způsobuje, že Kuiperův pás má ve svém současném rozložení výrazné mezery, podobné Kirkwoodovým mezerám v pásu asteroidů . Například v oblasti mezi 40 a 42 AU si žádné objekty nemohou po takové časy udržet stabilní oběžnou dráhu a jakýkoli objekt pozorovaný v této oblasti tam musel migrovat relativně nedávno.
Různé dynamické třídy transneptunských objektů.
Klasický pásek
Hlavní článek: Klasický objekt Kuiperova pásu
Mezi rezonancemi 2:3 a 1:2 s Neptunem, ve vzdálenosti přibližně 42-48 AU, dochází ke gravitačním interakcím s Neptunem v delším časovém horizontu a objekty mohou existovat se svými drahami v podstatě nezměněnými. Tato oblast je známá jako klasický Kuiperův pás a její členové tvoří zhruba dvě třetiny dosud pozorovaných KBO. Protože první moderní KBO objevené ( Albion , ale dlouho nazývané (15760) 1992 QB 1 ), je považováno za prototyp této skupiny, jsou klasické KBO často označovány jako cubewanos ("QB-1-os" ). Směrnice stanovené IAUpožadovat, aby klasickým KBO byla dána jména mytologických bytostí spojených se stvořením.
Klasický Kuiperův pás se zdá být složeninou dvou samostatných populací. První, známá jako "dynamicky chladná" populace, má oběžné dráhy podobné planetám; téměř kruhové, s excentricitou oběžné dráhy menší než 0,1 a s relativně nízkými sklony do asi 10° (leží spíše blízko roviny Sluneční soustavy než pod úhlem). Studená populace také obsahuje koncentraci objektů, označovaných jako jádro, s hlavními poloosami ve vzdálenosti 44-44,5 AU.Druhá, "dynamicky horká" populace, má dráhy mnohem více nakloněny k ekliptice, a to až o 30°. Tyto dvě populace byly pojmenovány tímto způsobem ne kvůli nějakému velkému rozdílu v teplotě, ale z analogie k částicím v plynu, které zvyšují svou relativní rychlost, když se zahřívají. Nejen, že se tyto dvě populace nacházejí na různých drahách, studená populace se také liší barvou a albedem , je červenější a jasnější, má větší podíl binárních objektů, má jinou distribuci velikosti, a chybí jí velmi velké objekty. Hmotnost dynamicky chladné populace je zhruba 30krát menší než hmotnost horké populace.Rozdíl v barvách může být odrazem různých kompozic, což naznačuje, že se tvořily v různých oblastech. Předpokládá se, že horká populace se vytvořila poblíž původní oběžné dráhy Neptunu a byla rozptýlena během migrace obřích planet. Na druhou stranu se předpokládá, že studená populace se vytvořila víceméně ve své současné poloze, protože volné dvojhvězdy by pravděpodobně setkání s Neptunem nepřežily. Ačkoli se zdá, že Niceský model je schopen alespoň částečně vysvětlit kompoziční rozdíl, bylo také navrženo, že barevný rozdíl může odrážet rozdíly ve vývoji povrchu.
Rezonance
Hlavní článek: Rezonanční transneptunský objekt Distribuce cubewanos (modrá), rezonančních transneptunských objektů (červená), Sednoidů (žlutá) a rozptýlených objektů (šedá) Klasifikace oběžné dráhy (schéma hlavních poloos )
Když je orbitální perioda objektu přesným poměrem Neptunova (situace zvaná rezonance středního pohybu ), může se uzamknout v synchronizovaném pohybu s Neptunem a vyhnout se vyrušení, pokud je jejich relativní zarovnání vhodná. Pokud například objekt oběhne Slunce dvakrát na každé tři oběhy Neptunu a pokud se dostane do perihelia s Neptunem ve vzdálenosti čtvrtiny oběžné dráhy od něj, pak kdykoli se vrátí do perihelia, bude Neptun vždy přibližně ve stejné relativní poloze. jak to začalo, protože bude dokončeno 1+1 ⁄ 2 oběžné dráhy za stejnou dobu. Toto je známé jako rezonance 2:3 (nebo 3:2) a odpovídá charakteristické hlavní poloose asi 39,4 AU. Tato rezonance 2:3 je osídlena asi 200 známými objekty včetně Pluta spolu s jeho měsíci . Jako uznání toho jsou členové této rodiny známí jako plutinos . Mnoho plutin, včetně Pluta, má oběžné dráhy, které křižují dráhu Neptunu, ačkoli jejich rezonance znamená, že se nikdy nemohou srazit. Plutinos mají vysoké orbitální excentricity, což naznačuje, že nejsou původní na jejich současných pozicích, ale místo toho byly na jejich oběžné dráhy náhodně vrženy migrujícím Neptunem. [54]Směrnice IAU nařizují, že všechna plutina musí být, stejně jako Pluto, pojmenována po podsvětních božstvech. Rezonance 1:2 (jejíž objekty dosáhnou poloviční oběžné dráhy pro každý Neptun) odpovídá hlavním poloosám ~47,7 AU a je řídce osídlena. Jeho obyvatelé jsou někdy označováni jako twotinos . Jiné rezonance existují také při 3:4, 3:5, 4:7 a 2:5. Neptun má řadu trojských objektů , které okupují jeho lagrangeovské body , gravitačně stabilní oblasti vedoucí a za ním na oběžné dráze. Trojské koně Neptun jsou v rezonanci středního pohybu 1:1 s Neptunem a často mají velmi stabilní oběžné dráhy.
Kromě toho existuje relativní absence objektů s hlavními poloosami pod 39 AU, což zjevně nelze vysvětlit současnými rezonancemi. V současnosti přijímaná hypotéza o příčině toho je, že jak Neptun migroval směrem ven, nestabilní orbitální rezonance se postupně pohybovaly touto oblastí, a tak jakékoli objekty v ní byly smeteny nahoru nebo z ní gravitačně vyvrženy.
Kuiperův útes
Histogram hlavních poloos objektů Kuiperova pásu se sklony nad a pod 5 stupňů. Hroty z plutin a "jádra" jsou viditelné ve vzdálenosti 39-40 AU a 44 AU.
Zdá se, že rezonance 1:2 při 47,8 AU je hranou, za kterou je známo jen málo objektů. Není jasné, zda se skutečně jedná o vnější okraj klasického pásu nebo jen začátek široké mezery. Objekty byly detekovány při rezonanci 2:5 na zhruba 55 AU, tedy mimo klasický pás; předpovědi velkého počtu těles na klasických drahách mezi těmito rezonancemi nebyly pozorováním ověřeny.
Na základě odhadů prvotní hmoty potřebné k vytvoření Uranu a Neptunu, stejně jako těles velkých jako Pluto (viz § Distribuce hmotnosti a velikosti ) , dřívější modely Kuiperova pásu naznačovaly, že počet velkých objektů se zvýší o faktor. ze dvou za 50 AU, takže tento náhlý drastický pád, známý jako Kuiperův útes , byl neočekávaný a jeho příčina je dodnes neznámá. Bernstein, Trilling a kol. (2003) nalezli důkazy, že rychlý pokles objektů o poloměru 100 km nebo více v poloměru za 50 AU je skutečný, a ne kvůli pozorovací zaujatosti .. Možná vysvětlení zahrnují, že materiál v této vzdálenosti byl příliš vzácný nebo příliš rozptýlený na to, aby narostl do velkých objektů, nebo že následné procesy odstranily nebo zničily ty, které ano. Patryk Lykawka z Kobe University tvrdil, že za to může gravitační přitažlivost neviditelného velkého planetárního objektu , možná velikosti Země nebo Marsu .
Původ
Simulace zobrazující vnější planety a Kuiperův pás: (a) před rezonancí Jupiter/Saturn 1:2, (b) rozptyl objektů Kuiperova pásu do Sluneční soustavy po orbitálním posunu Neptunu, (c) po vyvržení těles Kuiperova pásu Jupiterem Kuiperův pás (zelený), na okraji Sluneční soustavy
Přesný původ Kuiperova pásu a jeho komplexní struktura jsou stále nejasné a astronomové čekají na dokončení několika širokoúhlých průzkumných dalekohledů, jako je Pan-STARRS a budoucí LSST , které by měly odhalit mnoho v současnosti neznámých KBO. Tyto průzkumy poskytnou údaje, které pomohou určit odpovědi na tyto otázky.
Předpokládá se, že Kuiperův pás sestává z planetesimál , fragmentů z původního protoplanetárního disku kolem Slunce, které se nepodařilo plně sloučit do planet a místo toho se zformovaly do menších těles, největší o průměru menším než 3 000 kilometrů (1 900 mi). Studie počtu kráterů na Plutu a Charonu odhalily nedostatek malých kráterů, což naznačuje, že takové objekty vznikaly přímo jako velké objekty v rozsahu desítek kilometrů v průměru, spíše než aby byly nahromaděny z mnohem menších, zhruba kilometrových těles. Mezi hypotetické mechanismy vzniku těchto větších těles patří gravitační kolaps oblaků oblázků soustředěných mezi víry v turbulentním protoplanetárním diskunebo v nestability streamování .Tato kolabující oblaka se mohou fragmentovat a vytvářet dvojhvězdy.
Moderní počítačové simulace ukazují, že Kuiperův pás byl silně ovlivněn Jupiterem a Neptunem , a také naznačují, že ani Uran , ani Neptun se nemohly zformovat v jejich současných pozicích, protože v této vzdálenosti existovalo příliš málo prvotní hmoty na to, aby produkovaly objekty tak vysoké hmotnosti. Místo toho se odhaduje, že tyto planety vznikly blíže Jupiteru. Rozptyl planetesimál na počátku historie Sluneční soustavy by vedl k migraci drah obřích planet: Saturnu, Uran a Neptun driftovaly směrem ven, zatímco Jupiter driftoval dovnitř. Nakonec se oběžné dráhy posunuly do bodu, kdy Jupiter a Saturn dosáhly přesné rezonance 1:2; Jupiter obíhal Slunce dvakrát na každý oběh Saturnu. Gravitační dopady takové rezonance nakonec destabilizovaly oběžné dráhy Uranu a Neptunu, což způsobilo jejich rozptýlení směrem ven na dráhy s vysokou excentricitou, které protínaly prvotní planetesimální disk.
Zatímco oběžná dráha Neptuna byla vysoce excentrická, jeho střední pohybové rezonance se překrývaly a oběžné dráhy planetesimál se vyvíjely chaoticky, což umožnilo planetesimálům putovat ven až k rezonanci Neptunu 1:2, aby vytvořily dynamicky chladný pás objektů s nízkým sklonem. Později, poté, co se jeho excentricita snížila, se oběžná dráha Neptunu rozšířila směrem ven směrem k jeho současné poloze. Mnoho planetesimál bylo zachyceno a zůstalo v rezonancích během této migrace, jiné se vyvinuly na dráhy s vyšším sklonem a nižší excentricitou a unikli z rezonancí na stabilní dráhy. Dovnitř bylo rozptýleno mnohem více planetesimál, přičemž malé zlomky byly zachyceny jako trojské koně Jupitera, jako nepravidelné satelity obíhající kolem obřích planet a jako asteroidy vnějším pásu. Zbytek byl opět rozptýlen směrem ven Jupiterem a ve většině případů vyvržen ze Sluneční soustavy, což snížilo původní populaci Kuiperova pásu o 99 % nebo více.
Původní verze aktuálně nejoblíbenějšího modelu, " model Nice ", reprodukuje mnoho charakteristik Kuiperova pásu, jako je "studená" a "horká" populace, rezonanční objekty a rozptýlený disk, ale stále nedokáže zohlednit některé vlastnosti jejich distribuce. Model předpovídá vyšší průměrnou excentricitu na klasických drahách KBO, než je pozorována (0,10-0,13 versus 0,07) a jeho předpokládané rozložení sklonu obsahuje příliš málo objektů s vysokým sklonem. Navíc pro model představuje problém také frekvence binárních objektů v chladném pásu, z nichž mnohé jsou daleko od sebe a jsou volně vázané. Předpokládá se, že byly odděleny během setkání s Neptunem,některé vedlo k názoru, že se studený disk vytvořil na svém současném místě, což představuje jedinou skutečně místní populaci malých těles ve sluneční soustavě.
Nedávná modifikace modelu z Nice zahájila sluneční soustavu pěti obřími planetami, včetně dalšího ledového obra , v řetězci rezonancí středního pohybu. Asi 400 milionů let po vytvoření sluneční soustavy je rezonanční řetězec přerušen. Místo toho, aby byli rozptýleni do disku, ledoví obři nejprve migrují ven z několika AU.Tato divergentní migrace nakonec vede k rezonančnímu křížení, které destabilizuje oběžné dráhy planet. Extra ledový obr narazí na Saturn a je rozptýlen dovnitř na oběžnou dráhu křižující Jupiter a po sérii setkání je vyvržen ze sluneční soustavy. Zbývající planety pak pokračují v migraci, dokud není planetesimální disk téměř vyčerpán s malými částmi zbývajícími na různých místech.
Stejně jako v původním modelu z Nice jsou objekty zachyceny do rezonancí s Neptunem během jeho migrace směrem ven. Některé zůstávají v rezonancích, jiné se vyvíjejí na dráhy s vyšším sklonem a nižší excentricitou a uvolňují se na stabilní dráhy tvořící dynamicky horký klasický pás. Distribuce sklonu horkého pásu může být reprodukována, pokud Neptun migroval z 24 AU na 30 AU v časovém měřítku 30 Myr. Když Neptun migruje do 28 AU, má gravitační setkání s extra ledovým obrem. Objekty zachycené z chladného pásu do rezonance středního pohybu 1:2 s Neptunem jsou ponechány jako místní koncentrace na 44 AU, když toto setkání způsobí, že hlavní poloosa Neptunu vyskočí ven. Předměty uložené ve studeném pásu obsahují některé volně vázané "modré" dvojhvězdy pocházející z bližší polohy, než je aktuální poloha studeného pásu. Pokud excentricita Neptuna zůstane během tohoto setkání malá, zabrání se chaotickému vývoji oběžných drah původního modelu Nice a zachová se prvotní studený pás. V pozdějších fázích migrace Neptunu pomalé rozmítání středních pohybových rezonancí odstraňuje objekty s vyšší excentricitou z chladného pásu a omezuje jeho distribuci excentricity.
Složení
Infračervená spektra Eris a Pluta, zdůrazňující jejich společné čáry absorpce metanu
Objekty v Kuiperově pásu, které jsou vzdálené od Slunce a velkých planet, jsou považovány za relativně neovlivněné procesy, které tvarovaly a měnily jiné objekty Sluneční soustavy; takže určení jejich složení by poskytlo podstatné informace o složení nejstarší sluneční soustavy. Vzhledem k jejich malé velikosti a extrémní vzdálenosti od Země je chemické složení KBO velmi obtížné určit. Hlavní metodou, kterou astronomové určují složení nebeského objektu, je spektroskopie . Když se světlo objektu rozloží na jeho jednotlivé barvy, vytvoří se obraz podobný duze. Tento obrázek se nazývá spektrum. Různé látky absorbují světlo na různých vlnových délkách, a když je spektrum konkrétního objektu rozpleteno, objeví se tmavé čáry (nazývané absorpční čáry ), kde látky v něm absorbovaly konkrétní vlnovou délku světla. Každý prvek nebo sloučenina má svůj vlastní jedinečný spektroskopický podpis a načtením úplného spektrálního "otisku prstu" mohou astronomové určit jeho složení.
Analýza ukazuje, že objekty Kuiperova pásu jsou složeny ze směsi horniny a různých ledů, jako je voda, metan a čpavek . Teplota pásu je jen asi 50 K , takže mnoho sloučenin, které by byly blíže ke Slunci plynné, zůstává pevné. Hustoty a frakce horniny a ledu jsou známy pouze u malého počtu objektů, pro které byly určeny průměry a hmotnosti. Průměr lze určit snímkováním pomocí dalekohledu s vysokým rozlišením, jako je Hubbleův vesmírný dalekohled , načasováním zákrytu , když objekt prochází před hvězdou, nebo nejčastěji pomocí albeda .objektu vypočítaného z jeho infračervených emisí. Hmotnosti se určují pomocí hlavních poloos a period satelitů, které jsou proto známé pouze pro několik binárních objektů. Hustoty se pohybují od méně než 0,4 do 2,6 g/ cm3 . Předpokládá se, že nejméně husté objekty jsou z velké části složeny z ledu a mají významnou pórovitost. Nejhustší objekty jsou pravděpodobně složeny z horniny s tenkou krustou ledu. Existuje trend nízké hustoty pro malé objekty a vysoké hustoty pro největší objekty. Jedním z možných vysvětlení tohoto trendu je, že se led z povrchových vrstev ztrácel, když se různé objekty srazily a vytvořily největší objekty.
Umělecký dojem z plutina a možného bývalého asteroidu typu C (120216) 2004 EW 95
Zpočátku byla podrobná analýza KBO nemožná, a tak byli astronomové schopni určit pouze nejzákladnější fakta o jejich složení, především jejich barvu. Tyto první údaje ukázaly širokou škálu barev mezi KBO, od neutrální šedé po tmavě červenou. To naznačovalo, že jejich povrchy byly složeny ze široké škály sloučenin, od špinavého ledu po uhlovodíky .Tato rozmanitost byla zarážející, protože astronomové očekávali, že KBO budou stejnoměrně tmavé, protože většinu těkavých ledů ze svých povrchů ztratily vlivem kosmického záření . [: 118 Pro tento rozpor byla navržena různá řešení, včetně obnovy povrchu nárazy resp.odplyňování .Spektrální analýza známých objektů Kuiperova pásu Jewitta a Luu v roce 2001 zjistila, že změna barvy byla příliš extrémní na to, aby ji bylo možné snadno vysvětlit náhodnými dopady. Předpokládá se, že záření ze Slunce chemicky změnilo metan na povrchu KBO a produkovalo produkty, jako jsou tholiny . Bylo prokázáno, že Makemake vlastní řadu uhlovodíků pocházejících z radiačního zpracování metanu, včetně ethanu , ethylenu a acetylenu .
Ačkoli se dodnes většina KBO stále jeví jako spektrálně bez rysů kvůli jejich mdlosti, došlo k řadě úspěchů při určování jejich složení.V roce 1996 Robert H. Brown a kol. získal spektroskopická data na KBO 1993 SC, která odhalila, že složení jeho povrchu je výrazně podobné složení Pluta , stejně jako Neptunova měsíce Triton , s velkým množstvím metanového ledu.U menších objektů byly určeny pouze barvy a v některých případech albeda. Tyto objekty z velké části spadají do dvou tříd: šedé s nízkým albedem nebo velmi červené s vyšším albedem. Předpokládá se, že rozdíl v barvách a albedu je způsoben zadržováním nebo ztrátou sirovodíku (H 2S) na povrchu těchto objektů, přičemž povrchy těch, které se vytvořily dostatečně daleko od Slunce, aby zadržely H 2 S, zčervenaly v důsledku ozáření.
Největší KBO, jako je Pluto a Quaoar , mají povrchy bohaté na těkavé sloučeniny, jako je metan, dusík a oxid uhelnatý ; přítomnost těchto molekul je pravděpodobně způsobena jejich mírným tlakem par v teplotním rozsahu 30-50 K Kuiperova pásu. To jim umožňuje občas se odvařit z jejich povrchu a pak znovu spadnout jako sníh, zatímco sloučeniny s vyššími body varu by zůstaly pevné. Relativní zastoupení těchto tří sloučenin v největších KBO přímo souvisí s jejich povrchovou gravitací a okolní teplotou, což určuje, které látky si mohou udržet. Vodní led byl zjištěn v několika KBO, včetně členů rodiny Haumea, jako je 1996 TO66 , středně velké objekty jako38628 Huyaa20000 Varuna, a také na některých malých objektech. Přítomnost krystalického ledu na velkých a středně velkých objektech, včetně50 000 Quaoarkdebyl také detekovánhydrátamoniaku , může naznačovat minulou tektonickou aktivitu podporovanou snížením bodu tání v důsledku přítomnosti amoniaku.
Distribuce hmotnosti a velikosti
Přes svůj obrovský rozsah je kolektivní hmotnost Kuiperova pásu relativně nízká. Celková hmotnost dynamicky horké populace se odhaduje na 1 % hmotnosti Země . Odhaduje se, že dynamicky chladná populace je mnohem menší s pouhými 0,03 % hmotnosti Země. Zatímco dynamicky horká populace je považována za zbytek mnohem větší populace, která se vytvořila blíže Slunci a byla rozptýlena směrem ven během migrace obřích planet, naproti tomu se předpokládá, že dynamicky chladná populace měla vznikl na jeho současném místě. Nejnovější odhad (2018) uvádí celkovou hmotnost Kuiperova pásu(1,97 ± 0,30) × 10 −2 Hmotnosti Země na základě vlivu, který má na pohyb planet.
Malá celková hmotnost dynamicky chladné populace představuje určité problémy pro modely formování Sluneční soustavy, protože pro narůstání KBO větších než 100 km (62 mi) v průměru je vyžadována značná hmotnost. Pokud by měl studený klasický Kuiperův pás vždy svou současnou nízkou hustotu, tyto velké objekty by jednoduše nemohly vzniknout srážkou a sloučením menších planetesimál. Navíc výstřednost a sklon současných drah činí setkání docela "násilnými", což vede spíše k destrukci než k narůstání. Odstranění velké části hmoty dynamicky chladné populace se považuje za nepravděpodobné. Současný vliv Neptunu je příliš slabý na to, aby vysvětlil tak masivní "vysávání", a rozsah ztráty hmoty kolizním broušením je omezen přítomností volně vázaných dvojhvězd v chladném disku, které se pravděpodobně při srážkách naruší. Namísto toho, aby se větší objekt vytvořil ze srážek menších planetesimál, mohl vzniknout přímo kolapsem oblaků oblázků.
Ilustrace mocenského zákona
Distribuce velikosti objektů Kuiperova pásu se řídí řadou mocenských zákonů . Mocninný zákon popisuje vztah mezi N ( D ) (počet objektů o průměru větším než D ) a D a označuje se jako sklon jasu. Počet objektů je nepřímo úměrný nějaké mocnině průměru D :
což dává (za předpokladu , že q není 1):
(Konstanta může být nenulová pouze v případě, že mocninný zákon neplatí pro vysoké hodnoty D .)
První odhady založené na měření distribuce zdánlivé velikosti nalezly hodnotu q = 4 ± 0,5, což implikovalo, že v okruhu 100-200 km je 8 (= 2 3 ) krát více objektů než v oblasti 200 km. - dojezd 400 km.
Nedávný výzkum odhalil, že distribuce velikosti horkých klasických a studených klasických objektů mají různé sklony. Sklon pro horké objekty je q = 5,3 u velkých průměrů a q = 2,0 u malých průměrů se změnou sklonu ve 110 km. Sklon studených objektů je q = 8,2 u velkých průměrů a q = 2,9 u malých průměrů se změnou sklonu ve 140 km..Distribuce velikosti rozptylujících se objektů, plutin a trojanů Neptuna mají sklony podobné ostatním dynamicky horkým populacím, ale místo toho mohou mít divot, což je prudký pokles počtu objektů pod určitou velikost. Předpokládá se, že tento divot je způsoben buď kolizní evolucí populace, nebo tím, že se populace vytvořila bez objektů pod touto velikostí, přičemž menší objekty jsou fragmenty původních objektů.
Nejmenší známé objekty Kuiperova pásu s poloměry pod 1 km byly detekovány pouze hvězdnými zákryty , protože jsou příliš slabé ( velikosti 35), než aby je mohly přímo vidět dalekohledy, jako je Hubbleův vesmírný dalekohled . První zprávy o těchto zákrytech pocházejí od Schlichtinga et al. v prosinci 2009, který v archivní Hubbleově fotometrii z března 2007 oznámil objev malého objektu Kuiperova pásu o poloměru subkilometru .520 ± 60 m nebo průměr1040 ± 120 m , objekt byl detekován systémem HST , když krátce zakryl hvězdu na 0,3 sekundy. V následné studii publikované v prosinci 2012 Schlichting et al. provedli důkladnější analýzu archivní Hubbleovy fotometrie a nahlásili další zákryt objektem Kuiperova pásu o velikosti subkilometru, který se odhaduje na530 ± 70 m v poloměru popř1060 ± 140 m v průměru. Ze zákrytových událostí zjištěných v letech 2009 a 2012 Schlichting et al. určil sklon distribuce velikosti objektů Kuiperova pásu na q = 3,6 ± 0,2 nebo q = 3,8 ± 0,2, s předpoklady jediného mocninného zákona a rovnoměrného rozložení ekliptické zeměpisné šířky . Jejich výsledek implikuje silný deficit subkilometrových objektů Kuiperova pásu ve srovnání s extrapolacemi z populace větších objektů Kuiperova pásu s průměry nad 90 km.
Rozptýlené objekty
Porovnání drah rozptýlených diskových objektů (černá), klasických KBO (modrá) a 2:5 rezonančních objektů (zelená). Orbity ostatních KBO jsou šedé. (Orbitální osy byly pro srovnání zarovnány.)Hlavní články: Rozptýlený disk a Kentaur (minorplaneta)
Rozptýlený disk je řídce osídlená oblast, překrývající se s Kuiperovým pásem, ale přesahující 100 AU. Objekty rozptýleného disku (SDO) mají velmi eliptické dráhy, často také velmi nakloněné k ekliptice. Většina modelů formování Sluneční soustavy ukazuje, jak KBO a SDO se nejprve formují v primordiálním pásu, s pozdějšími gravitačními interakcemi, zejména s Neptunem, posílající objekty ven, některé na stabilní dráhy (KBO) a některé na nestabilní dráhy, rozptýlený disk. Vzhledem ke své nestabilní povaze se předpokládá, že rozptýlený disk je místem původu mnoha krátkoperiodických komet Sluneční soustavy. Jejich dynamické dráhy je občas zaženou do vnitřní Sluneční soustavy, z nichž se nejprve stanou kentaury a poté krátkoperiodickými kometami.
Podle Centra malých planet , které oficiálně katalogizuje všechny transneptunské objekty, je KBO jakýkoli objekt, který obíhá výhradně v definované oblasti Kuiperova pásu bez ohledu na původ nebo složení. Předměty nalezené mimo pás jsou klasifikovány jako rozptýlené předměty. V některých vědeckých kruzích se termín "objekt Kuiperova pásu" stal synonymem pro jakoukoli ledovou menší planetu pocházející z vnější Sluneční soustavy, o níž se předpokládá, že byla součástí této počáteční třídy, i když její oběžná dráha během většiny historie sluneční soustavy byla byly mimo Kuiperův pás (např. v oblasti rozptýlených disků). Často popisují rozptýlené diskové objekty jako "rozptýlené objekty Kuiperova pásu".Eris, o kterém je známo, že je masivnější než Pluto, se často označuje jako KBO, ale technicky jde o SDO. Konsenzus mezi astronomy ohledně přesné definice Kuiperova pásu dosud nebyl dosažen a tato otázka zůstává nevyřešena.
Kentauři, kteří nejsou normálně považováni za součást Kuiperova pásu, jsou také považováni za rozptýlené objekty, jediný rozdíl je v tom, že byli rozptýleni spíše dovnitř než ven. Centrum Minor Planet seskupuje kentaury a SDO jako rozptýlené objekty.
Triton
Hlavní článek: Triton (měsíc) Neptunův měsíc Triton
Předpokládá se, že Neptun během svého období migrace zachytil velký KBO, Triton , který je jediným velkým měsícem ve Sluneční soustavě s retrográdní dráhou (obíhá opačně než rotace Neptunu). To naznačuje, že na rozdíl od velkých měsíců Jupitera , Saturnu a Uranu, o kterých se předpokládá, že se spojily z rotujících disků materiálu kolem jejich mladých mateřských planet, byl Triton plně zformované těleso, které bylo zachyceno z okolního vesmíru. Gravitační zachycení objektu není snadné: vyžaduje nějaký mechanismus, který objekt zpomalí natolik, aby byl zachycen gravitací většího objektu. Možným vysvětlením je, že Triton byl součástí dvojhvězdy, když se setkal s Neptunem. (Mnoho KBO je členy dvojhvězd. Viz níže .) Vysunutí druhého člena dvojhvězdy Neptunem by pak mohlo vysvětlit Tritonovo zajetí. Triton je pouze o 14 % větší než Pluto a spektrální analýza obou světů ukazuje, že jejich povrchy jsou z velké části složeny z podobných materiálů, jako je metan a oxid uhelnatý .. To vše ukazuje na závěr, že Triton byl kdysi KBO, který byl zajat Neptunem během jeho vnější migrace .
Největší KBO
Viz také: Seznam nejjasnějších objektů Kuiperova pásu Umělecké srovnání Pluta , Eris , Haumea , Makemake , Gonggong , Quaoar , Sedna , Orcus , Salacia , 2002 MS 4 a Země spolu s Měsícem
- proti
- t
- E
Od roku 2000 byla objevena řada KBO s průměry mezi 500 a 1500 km (932 mi), více než poloviční než Pluto (průměr 2370 km). 50000 Quaoar , klasický KBO objevený v roce 2002, má přes 1200 km v průměru. Makemake a Haumea , obě oznámené 29. července 2005, jsou ještě větší. Jiné objekty, jako je 28978 Ixion (objevený v roce 2001) a 20000 Varuna (objevený v roce 2000), měří v průměru zhruba 600-700 km (373-435 mil).
Pluto
Hlavní článek: Pluto
Objev těchto velkých KBO na drahách podobných Plutu vedl mnohé k závěru, že kromě své relativní velikosti se Pluto nijak zvlášť neliší od ostatních členů Kuiperova pásu. Nejen, že jsou tyto objekty velikostí podobné Plutu, ale mnohé mají také satelity a mají podobné složení (metan a oxid uhelnatý byly nalezeny jak na Plutu, tak na největších KBO). A tak, stejně jako byla Ceres považována za planetu před objevem jejích asteroidů , někteří začali naznačovat, že Pluto by také mohlo být překlasifikováno.
Problém vyvrcholil objevem Eris , objektu v rozptýleném disku daleko za Kuiperovým pásem, o kterém je nyní známo, že je o 27 % hmotnější než Pluto. (Původně se předpokládalo, že Eris je objemově větší než Pluto, ale mise New Horizons zjistila, že tomu tak není.) V reakci na to byla Mezinárodní astronomická unie (IAU) nucena definovat, co je planeta pro poprvé, a tím zahrnuli do jejich definice, že planeta musela " vyklidit okolí kolem své oběžné dráhy". Jelikož Pluto sdílí svou oběžnou dráhu s mnoha dalšími velkými objekty, mělo se za to, že svou dráhu nevyčistilo, a proto bylo překlasifikováno z planety na trpasličí planetu , čímž se stalo členem Kuiperova pásu.
Přestože je Pluto v současnosti největším známým KBO, v současnosti existuje alespoň jeden známý větší objekt mimo Kuiperův pás, který v něm pravděpodobně vznikl: Neptunův měsíc Triton (který, jak bylo vysvětleno výše, je pravděpodobně zachyceným KBO).
Není jasné, kolik KBO je dostatečně velkých na to, aby to byly trpasličí planety. Zvážení překvapivě nízké hustoty mnoha kandidátů na trpasličí planety naznačuje, že jich není mnoho. Orcus , Pluto, Haumea , Quaoar a Makemake jsou přijímány většinou astronomů; někteří navrhli další orgány, jako je Salacia , 2002 MS 4 , 2002 AW 197 a Ixion .
Satelity
O šesti největších TNO ( Eris , Pluto , Gonggong , Makemake , Haumea a Quaoar ) je známo, že mají satelity a dva z nich mají více než jeden. Vyšší procento větších KBO má satelity než menší objekty v Kuiperově pásu, což naznačuje, že za to mohl jiný mechanismus formování. V Kuiperově pásu je také vysoký počet dvojhvězd (dva hmotně blízké objekty na to, aby obíhají kolem sebe). Nejpozoruhodnějším příkladem je dvojhvězda Pluto-Charon, ale odhaduje se, že asi 11 % KBO existuje v dvojhvězdách.
Průzkum
Hlavní článek: New Horizons KBO 486958 Arrokoth (zelené kroužky), vybraný cíl pro misi objektu New Horizons Kuiperův pás
Dne 19. ledna 2006 byla vypuštěna první kosmická loď, která prozkoumala Kuiperův pás, New Horizons , která proletěla kolem Pluta dne 14. července 2015. Za průletem Pluta bylo cílem mise lokalizovat a prozkoumat další, vzdálenější objekty v Kuiperově pásu. .
Diagram ukazující umístění 486958 Arrokoth a trajektorii setkání Barevný kompozitní snímek Arrokoth z New Horizons ukazuje jeho červenou barvu, což naznačuje organické sloučeniny. Je to zatím jediná KBO kromě Pluta a jeho satelitů, kterou navštívila kosmická loď.
Dne 15. října 2014 bylo odhaleno, že HST odhalil tři potenciální cíle, které tým New Horizons dočasně označil jako PT1 ("potenciální cíl 1"), PT2 a PT3 .Průměry objektů byly odhadnuty v rozmezí 30-55 km; příliš malé na to, aby je bylo možné vidět pozemními dalekohledy, ve vzdálenostech od Slunce 43-44 AU, což by setkání zařadilo do období 2018-2019. Původní odhadované pravděpodobnosti, že tyto objekty byly dosažitelné v rámci palivového rozpočtu New Horizons , byly 100 %, 7 % a 97 %. Všichni byli členy "studené" (nízký sklon , nízká excentricita )klasický Kuiperův pás , a tím se velmi liší od Pluta. PT1 (s dočasným označením "1110113Y" na webových stránkách HST ), nejpříznivěji umístěný objekt, měl magnitudu 26,8, průměr 30-45 km a byl nalezen v lednu 2019. Jakmile byly dostatečné informace o oběžné dráze bylo poskytnuto, Minor Planet Center oficiálně označilo tři cílové KBO: 2014 MU 69 (PT1), 2014 OS 393 (PT2) a 2014 PN 70 (PT3). Do podzimu 2014, možný čtvrtý cíl, 2014 MT 69, byl eliminován následnými pozorováními. PT2 byl mimo provoz před průletem Pluta.
Dne 26. srpna 2015 byl vybrán první cíl, 2014 MU 69 (přezdívaný "Ultima Thule" a později 486958 Arrokoth ). Úprava kurzu proběhla koncem října a začátkem listopadu 2015, což vedlo k průletu v lednu 2019. Dne 1. července 2016 NASA schválila dodatečné financování pro New Horizons na návštěvu objektu.
Dne 2. prosince 2015 společnost New Horizons detekovala to, co se tehdy nazývalo 1994 JR 1 (později pojmenované 15810 Arawn ) ze vzdálenosti 270 milionů kilometrů (170 × 10 6 mil).
ledna 2019 New Horizons úspěšně proletěl kolem Arrokoth a vrátil data ukazující, že Arrokoth je kontaktní dvojhvězda o délce 32 km a šířce 16 km. Přístroj Ralph na palubě New Horizons potvrdil Arrokothovu červenou barvu. Data z průletu budou i nadále stahována během následujících 20 měsíců.
Žádné navazující mise pro New Horizons nejsou plánovány, ačkoli byly studovány nejméně dva koncepty misí, které by se vrátily na oběžnou dráhu nebo přistály na Plutu.Za Plutem existuje mnoho velkých KBO, které nelze navštívit pomocí New Horizons , jako jsou trpasličí planety Makemake a Haumea . Nové mise by měly za úkol tyto objekty podrobně prozkoumat a studovat. Thales Alenia Space studoval logistiku mise orbiteru do Haumea, vědecký cíl s vysokou prioritou díky svému statusu mateřského tělesa kolizní rodiny, která zahrnuje několik dalších TNO, stejně jako Haumeův prstenec a dva měsíce. Hlavní autor, Joel Poncy, obhajoval novou technologii, která by umožnila kosmickým lodím dosáhnout a obíhat KBO za 10-20 let nebo méně. [121] Hlavní výzkumník New Horizons Alan Stern neformálně navrhl mise, které by před návštěvou nových cílů KBO prolétly kolem planet Uran nebo Neptun, čímž podpořil průzkum Kuiperova pásu a zároveň navštívil tyto ledové obří planety poprvé od r. průlet Voyageru 2 v 80. letech.
Designové studie a koncepční mise
Design pro pokročilou koncepci sondy z roku 1999
Quaoar byl považován za průletový cíl pro sondu, která měla za úkol prozkoumat mezihvězdné médium , protože v současnosti leží blízko heliosférického nosu; Pontus Brandt z Johns Hopkins Applied Physics Laboratory a jeho kolegové studovali sondu, která by ve 30. letech 20. století proletěla kolem Quaoaru, než by pokračovala do mezihvězdného prostředí heliosférickým nosem. Mezi jejich zájmy v Quaoar patří jeho pravděpodobně mizející metanová atmosféra a kryovulkanismus . Mise studovaná Brandtem a jeho kolegy by odstartovala pomocí SLSa dosáhnout rychlosti 30 km/s pomocí průletu Jupiterem. Případně, pokud jde o misi orbiter, studie zveřejněná v roce 2012 dospěla k závěru, že Ixion a Huya patří mezi nejschůdnější cíle. Autoři například vypočítali, že mise orbiteru by mohla dosáhnout Ixionu po 17 letech plavby, pokud by byla zahájena v roce 2039.
Koncem roku 2010 designová studie Glena Costigana a kolegů diskutovala o orbitálním zachycení a scénářích pro více cílů pro objekty Kuiperova pásu. Některé objekty Kuiperova pásu studované v tomto konkrétním článku zahrnovaly 2002 UX 25 , 1998 WW 31 a 47171 Lempo . Další designová studie od Ryana McGranaghana a kolegů v roce 2011 prozkoumala průzkum kosmické lodi velkých transneptunských objektů Quaoar, Sedna, Makemake, Haumea a Eris.
Mezihvězdné mise byly vyhodnoceny včetně průletu objektů Kuiperova pásu jako součásti jejich mise
Extrasolární Kuiperovy pásy
Hlavní článek: Debris disc Disky trosek kolem hvězd HD 139664 a HD 53143 - černý kruh od kamery skrývající hvězdy po zobrazovací disky.
Do roku 2006 astronomové vyřešili prachové disky považované za struktury podobné Kuiperovu pásu kolem devíti hvězd jiných než Slunce. Zdá se, že spadají do dvou kategorií: široké pásy s poloměry přes 50 AU a úzké pásy (předběžně podobné pásům Sluneční soustavy) s poloměry mezi 20 a 30 AU a relativně ostrými hranicemi. Kromě toho má 15-20 % hvězd slunečního typu pozorovaný přebytek infračerveného záření , který naznačuje masivní struktury podobné Kuiperovu pásu. Nejznámější suťové kotoučekolem ostatních hvězd jsou poměrně mladé, ale dva snímky vpravo, pořízené Hubbleovým vesmírným dalekohledem v lednu 2006, jsou dostatečně staré (zhruba 300 milionů let), aby se usadily ve stabilních konfiguracích. Levý obrázek je "pohled shora" na široký pás a pravý obrázek je "pohled od okraje" úzkého pásu. Počítačové simulace prachu v Kuiperově pásu naznačují, že když byl mladší, mohl se podobat úzkým prstencům pozorovaným kolem mladších hvězd.