Pas Kuipera, zwany też Pasem Edgewortha-Kuipera – obszar Układu Słonecznego rozciągający się za orbitą Neptuna, od 30 do około 50 au od Słońca. Pas Kuipera 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 obiekty pasa planetoid składają się głównie z krzemianów i żelaza z małą zawartością wody, to obiekty Pasa Kuipera, oprócz krzemianów i żelaza, zawierają znaczne ilości lodu i innych zestalonych lotnych 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. Uważa się, że zawiera on ponad 70 tysięcy 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 au. 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 obiektów jest klasyfikowany jako planeta karłowata i jeden z wielu plutonków – obiektów w rezonansie orbitalnym 2:3 z Neptunem. Pluton jest też pierwszym ciałem z Pasa Kuipera, które było obserwowane z bliska przez sondę kosmiczną, w 2015 roku, w ramach misji New Horizons. 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) Albion). 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?”. 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 któryś 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 powinien on 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 już by 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 a Uranem. W 1992 roku, kolejny obiekt (5145) Pholus został odkryty na podobnej orbicie. Znaleziono całą grupę takich obiektów pomiędzy Jowiszem a 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 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. Jednym z miejsc, skąd mogą pochodzić, jest Obłok Oorta – hipotetyczny sferyczny rój komet znajdujących się tysiące au 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 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. 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 zasobu w odległości między 35 a 60 au 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 === 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) Albion. 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 z orbit przez Neptuna i trafiać do wewnętrznego Układu. Ta grupa obiektów, nazwana dyskiem rozproszonym, jest uważana za źródło większości komet krótkookresowych. == Powstanie == 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 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. Ten model nie wyjaśnia jednak wystarczająco dobrze charakterystyki obiektów Pasa i dyskusje na ten temat wciąż się toczą. == Struktura == 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 au) i 1:2 (w odległości 48 au). Pas jest dosyć gruby. Większość jego masy skoncentrowana jest w okolicach 10 stopni od ekliptyki, a niektóre obiekty krążą pod kilkukrotnie większym kątem. Kształtem przypomina więc bardziej torus niż pas. Obecność Neptuna ma olbrzymi wpływ na strukturę Pasa z powodu rezonansu orbitalnego. W skali miliardów lat grawitacja Neptuna destabilizuje orb