Kuiperbeltet

Historie

Siden oppdagelsen av Pluto har mange spekulert i at den kanskje ikke er alene. Regionen vi nå kaller Kuiperbeltet hadde blitt hypotesisert i ulike former i flere tiår, men det var først i 1992 at de første direkte bevisene for eksistensen ble funnet. Antallet og variteten av tidligere spekulasjoner om Kuiperbeltets natur førte til vedvarende usikkerhet om hvem som fortjente æren for først å ha foreslått det.

Hypoteser

Den første astronomen som foreslå eksistensen av en transneptunsk populasjon var Frederick C. Leonard. I 1930, kort tid etter Clyde Tombaughs oppdagelse av Pluto, grublet Leonard på om det «ikke var sannsynlig at ved oppdagelsen av Pluto hadde det kommet til syne det første av en rekke med ultraneptunske legemer, hvor de resterende medlemmene som fremdeles venter på å bli oppdaget til slutt vil bli det».
I 1943 hypotesiserte Kenneth Edgeworth i Journal of the British Astronomical Association at i regionen utenfor Neptun var materialet i den opprinnelige soltåken for spredt til å kondensere til planeter, og at det derfor kondenserte til en myriade av smålegemer. Han hypotesiserte også at fra tid til annen kom en av antallet «vandrere fra sin egen sfære og dukket opp som en tilfeldig besøkende i det indre solsystemet», hvor den blir en komet.
I 1951 spekulerte Gerard Kuiper i en artikkel i publikasjonen Astrophysics i en lignende skive som ble dannet tidlig i solsystemets utvikling. Han trodde imidlertid ikke at et slikt belte eksisterte lengre. Kuiper opererte under en antakelse som var vanlig på hans tid, nemlig at Pluto var på samme størrelse som jorden, og dermed hadde spredt disse legemene utover mot Oorts sky eller ut av solsystemet. Hadde Kuipers hypotese vært riktig, ville det ikke vært noe Kuiperbelte i dag.
Denne hypotesen endret form flere ganger under de påfølgende tiårene. I 1962 postulerte fysikeren Al G.W. Cameron eksistensen av «en formidabel masse av småmaterialer i utkanten av solsystemet», mens i 1964 trodde Fred Whipple, som hypotesiserte den berømte «skitten snøball»-hypotesen for kometstrukturer, at et «kometbelte» kunne være tilstrekkelig massivt til å forårsake de påståtte avvikene i banen til Uranus som hadde utløst letingen etter Planet X, eller i det minste påvirke banene til kjente kometer. Observasjoner utelukket imidlertid denne hypotesen.
I 1977 oppdaget Charles Kowal 2060 Chiron, en isete planetoide med en bane mellom Saturn og Uranus. Han brukte et blinkmikroskop – samme verktøy som gjorde det mulig for Clyde Tombaugh å oppdage Pluto nesten 50 år tidligere. I 1952 ble et annet objekt, 5145 Pholus, oppdaget i en lignende bane. I dag er det kjent at en hel populasjon av kometlignende legemer, kentaurer, eksisterer i regionen mellom Jupiter og Neptun. Kentaurenes bane er ustabile og dynamiske levetider på et par millioner år. Etter oppdagelsen av Chiron spekulerte astronomer i at de derfor måtte regelmessig etterfylles fra et slags ytre reservoar.
Ytterligere bevis for beltets eksistens dukket senere opp fra studier av kometer. At kometer har begrensede livsløp har vært kjent i noen tid. Etter hvert som de nærmer seg solen, fører varmen til at den volatile oferflaten sublimerer ut i rommet og de blir gradvis «spist» opp. For at kometene fortsatt skal kunne være synlige gjennom solsystemets tidsalder, må de jevnlig etterfylles. Et slikt område for etterfylling er Oorts sky, den sfæriske svermen av kometer som strekker seg utover 50 000 AE fra solen og som først ble hypotesisert av Jan Oort i 1950. Dette området antas å være utgangspunktet for langperiodiske kometer, som Hale-Bopp, med baner som varer i tusenvis av år.
Det finnes imidlertid en annen popuasjon av kometer, kjent som kort-periodiske eller periodiske kometer; de med baner som varer mindre enn 200 år, slik som Halley. Før 1970-tallet hadde hyppigheten av oppdagede kortperiodiske kometer blitt økende ukonsistent med de som kom utelukkende fra Oorts sky. For at et objekt i Oorts sky skal kunne bli en kortperiodisk komet må det først bli fannget av gasskjempene. I 1980 konstaterte Julio Fernández i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society at for hver kortperiodiske komet som ble sendt fra Oorts sky og inn i det indre solsystemet, ville 600 bli slynget ut i det interstellare rommet. Han spekulerte også i at et kometbelte fra 35–50 AE måtte eksistere for å kunne gjøre rede for antall observerte kometer.
I oppfølgingen av Fernández' arbeid kjørte et canadisk lag bestående av Martin Duncan, Tom Quinn og Scott Tremaine i 1988 et antall datasimuleringer for å fastslå om alle observerte kometer kunne ha kmmet fra Oorts sky. De fant at Oorts sky ikke kunne stå for alle kortperiodiske komter, spesielt siden kortperiodiske komter er samlet næmere planet til solsystemet mens kometer fra Oorts sky synes å komme fra et hvilket som helst punkt i skyen. Ved å legge til et belte slik Fernández beskrev det, fikk de simuleringene til å stemme overens med observasjonene. Regionen fikk angivelig navnet «Kuiperbeltet» fordi ordene «Kuiper» og «kometbelte» stod i åpningssetningen av Fernández verk.

Oppdagelse

I 1987 ble astronomen David C. Jewitt, som da jobbet ved Massachusetts Institute of Technology, stadig mer forbauset over «det tilsynelatende tomrommet i det ytre solsystemet.» Han oppfordret da studenten Jane Luu til å hjelpe ham med å lokalisere et annet objekt utenfor Pluto, fordi, som han sa til henne, «hvis vi ikke gjør det, vil ingen andre gjøre det.» Jewitt og Luu brukte teleskopetne ved Kitt Peak National Observatory i Arizona og Cerro Tololo Inter-American Observatory i Chile for å gjennomføre søkene. Disse ble gjennomført mye på samme måte som Clyde Tombaugh og Charles Kowal hadde gjort – med et blinkmikroskop.
I utgangspunktet tok undersøkelsen av hvert par av plater ca. åtte timer, men prosessen ble gjort raskere da CCD-brikkene kom. Selv om synsfeltene til brikkene var smalere, var de mer effektive til å samle lys. De beholdt 90 % av alt lyset som traff dem i motsetning til 10 % for fotografier, og de gjorde det også mulig å gjennomføre prosessen virituelt på en dataskjerm. I dag danner CCD-brikker basisen for de fleste astronoiske detektorene. I 1988 flyttet Jewitt til astronomiinstituttet ved University of Hawaii. Luu sluttet seg senere til samme institutt og fortsatte å jobbe med Jewitt ved det 2,24 m store teleskopet på Mauna Kea.
Etter hvert ble synsfeltet for CCD-brikken økt til 1024×1024 piksler, og det gjorde det mulig å gjennomføre søkende enda raskere. Etter fem år med leting annonserte Jewitt og Luu «oppdagelsen av Kuiperlegeme-kandidaten» (15760) 1992 QB₁. Seks måneder senere oppdaget de et annet objekt i samme region, (181708) 1993 FW.
Studier siden den transneptunske regionen først ble kartlagt har vist at regionen som nå kalles Kuiperbeltet ikke er opprinnelsesstedet for kortperiodiske kometer, men at de i stedet kan komme fra en tillenket populasjon kalt den spredte skiven. Den spredte skiven ble til når Neptun migrerte utover og inn i proto-Kuiperbeltet som på den tiden lå my nærmere solen. I kjølvannet ble det etterlatt en populasjon av dynamisk stabile objekter som aldri kunne bli påvirket av dens bane (Kuiperbeltet), og en populasjon hvis perihelium er tilstrekkelig nær til at Neptun fortsatt kan forrstyrre dem i sin bane rundt solen (den spredte skiven). Fordi den spredte skiven er dynamisk aktiv og Kuiperbeltet er relativt dynamsik stabilt, anses den spredte skiven nå som det sannsynlige opphavsstedet til periodiske kometer.

Navn

Astronomer bruker noen ganger det alternative navnet Edgeworth-Kuiper-beltet for å kreditere Edgeworth, og KBOer blir noen ganger referert til som EKOer. Brian Marsden hevder imidlertid at ingen av dem fortjener den fulle krediteringen: «verken Edgeworth eller Kuiper skrev noe i nærheten av det vi ser i dag, men det gjorde Fred Whipple» Motsatt kommenterer David Jewitt at «Hvis noe ... Fernandez ligger nærmest i å fortjene krediteringen for å forutsi Kuiperbeltet.» Begrepet transneptunske objekter (TNO) anbefales brukt for objekter i Kuiperbeltet av flere vitenskapsgrupper fordi begrepet er mindre kontroversielt enn alle de andre – det er dog ikke et synonym siden TNOer inkluderer alle objektene som går i bane rundt solen utenfor Neptun og ikke bare de i Kuiperbeltet.

Opprinnelse

Den nøyaktige opprinnelsen til Kuiperbeltet og den komplekse strukturen er fortsatt uklar, og astronomer avventer fullføringen av flere teleskopundersøkelser som Pan-STARRS og det fremtidige LSST som kan avsløre mange ukjente kuiperbelteobjekter. Disse målingene vil gi data som kan bidra til å gi svar på disse spørsmålene.
Kuiperbeltet antas å bestå av planetesimaler; fragmenter fra den opprinnelige protoplanetariske skiven rundt solen som ikke lyktes i å koalisere til planeter, og som i stedet ble samlet til mindre legemer – de største mindre enn 3 000 km i diameter.
Moderne datasimuleringer viser at Kuiperbeltet må ha vært sterkt påvirket av Jupiter og Neptun. De antyder også at verken Uranus og Neptun kan ha blitt dannet i sine nåværende posisjoner siden alt for lite av den opprinnelige massen eksisterte så langt ut til at objekter av den størrelsen kan ha blitt dannet. I stedet antas det at disse planetene ble dannet nærmere Jupiter. Spredningen av planetesimaler tidlig i solsystemets historie førte til en vandring for banene til gasskjempene; Saturn, Uranus og Neptun vandret utover mens Juipter vandret innover.
Til slutt nådde banene et punkt hvor Jupiter og Saturn kom i en 2:1-resonans; Jupiter gikk i bane rundt solen to ganger hvor hvert omløp Saturn fullførte. Konsekvensene av gravitasjonskreftene ved en slik resonans forstyrret til slutt banenen til Uranus og Neptun, og de forårsaket at Neptuns bane ble mer eksentrisk og beveget seg utover og inn i den opprinnelige skiven av planetesimaler. Dette gjorde at skiven ble sendt inn i midlertidig kaos. Etter hvert som Neptuns bane utvidet seg, spredte den mange transneptunske plaentesimaler til høyere og mer eksentriske baner. Langt flere ble spredt innover, ofte forå å bli spredt igjen og i noen tilfeller slynget ut av Jupiter. Prosessen antas å ha redusert polulasjonen i det opprinnelige Kuiperbeltet med 99 % eller mer og å ha endret fordelingen av de overlevende medlemmene utover.
Den mest populære nåværende modellen, «Nice-modellen», mangler imidlertid å kunne gjøre rede for noen av egenskapene ved fordelingen, og en av de vitenskapelige artiklene sier at problemene «fortsetter å utforde analytiske teknikker og den raskeste numeriske modelleringsmaskivaren og programvaren». Modellen forutsier en høyere gjennomsnittlig eksentrisitet i banene til klassiske kuiperbelteobjekter enn det som er observert (0,1–0,13 mot 0,07). Hyppigheten av koblede objekter, hvor av mange er langt fra og løst tilknyttet hverandre, utgjør også et problem for modellen.

Struktur

I sin fulle utstrekning, inkludert de omkringliggende regionene, strekker Kuiperbeltet seg fra rundt 30–55 AE. Det er imidlertid generelt akseptert at hoveddelen av beltet strekker seg fra 2:3-resonansen (se under) ved 39,5 AE og ut til 1:2-resonansen ved omtrent 48 AE. Kuiperbeltet er relativt tykt. Hovedkonsentrasjonen strekker seg så mye som ti grader på utsiden av det ekliptiske planet og en mer diffus fordeling av objekter strekker seg flere ganger så langt. Alt i alt ligner beltet mer på en torus eller smultring enn et belte. Den gjennomsnittlige posisjonen er inklinert mot ekliptikken med 1,86 grader.
Tilstedeværelsen av Neptun har en betydelig effekt på Kuiperbeltets struktur på grunn av baneresonanser. Over en tidsskala sammenlignbar med alderen av solsystemet destabiliserer Neptuns gravitasjon banene til alle objekter som tilfeldigvis ligger i visse regioner. Disse blir enten sent inn i det indre solsystemet eller ut i den spredte skiven eller interstellare rom. Dette fører til at Kuiperbeltet har et uttalt hull i sin nåværende form, tilsvarende Kirkwoodgapet i asteroidebeltet. I regionen fra 40–42 AE, for eksempel, kan ingen objekter beholde en stabil bane over slike tidsskalaer, og ethvert objekt som observeres i den regionen kan ha vandret dit relativt nylig.

Klassisk belte

Mellom 2:3- og 1:2-resonansene med Neptun, omtrent 42–48 AE, er den gravitasjonelle påvirkningen fra Neptun neglisjerbar. I dette området kan legemer eksistere med tilnærmet uforstyrrede baner. Regionen er kjent som klassiske kuiperbelteobjekter og den utgjør omtrent to tredjedeler av de observerte kuiperbelteobjektene som er observert. Siden det første moderne kuiperbelteobjektet som ble oppdaget – (15760) 1992 QB₁ – anses som en prototype for denne gruppen, kalles ofte klassiske kuiperbelteobjekter for cubewanoer (engelsk: cubewanos – «Q-B-1-os»). Retningslinjer etablert av Den internasjonale astronomiske union (IAU) krever at klassiske Kuiperbelteobjekter gis navn av mytologiske vesener forbundet med skapelsen.
Det klassiske Kuiperbeltet synes å bestå av to separate populasjoner. Den første, kjent som den «dynamisk kalde» populasjonen, har baner som ligner mye på planetenes; nesten sirkulære, med en baneeksentrisitet på mindre enn 0,1 og med relativt lave inklinasjoner opp til ca.a 10° (de ligger nær solsystemets plan snarere enn ved en vinkel). Den andre gruppen, den «dynamisk varme» populasjonen, har baner som er mye mer inklinert mot ekliptikken, med opp mot 30°.
Navnene på de to populasjonene kommer ikke bare av en stor forskjell i temperatur, men fra en analog til partikler i en gass som øker den relative hastigheten når de blir varmet opp. I tillegg til å ha ulike baner har de også ulike farger; den kalde populasjonen er markert rødere enn den varme. Hvis dette skyldes ulike sammensetninger, antyder det at de ble dannet i ulike regioner. Den varme populasjonen antas å ha blitt dannet nær Jupiter, og å ha blitt slynget ut av bevegelser blant gasskjempene. Den kalde populasjonen deromot, har blitt foreslått å ha blitt danet mer eller mindre i sin nåværende posisjon. Den kan imidlertid også ha blitt slynget utover av Neptun da den vandret utover, spesielt hvis Neptuns eksentrisitet ble forbigående økt. Mens Nice-modellen tilsynelatende i det minste er delvis i stand til å forklare en ulik sammensetning, har det også blitt foreslått at fargeforskjellen kan reflektere ulikeheter i overflateutviklingen.

Resonanser

Når et objekts omløpsperiode er i et nøyaktig forhold med Neptuns – en situasjon kalt en baneresonans – kan den bli låst i en synkronisert bevegelse med Neptun, og på den måten unngå å bli perturbert bort hvis de relative tilpasningene er passende. Hvis for eksempel et objekt er i akkurat den rette typen bane, slik at den går to omløp rundt solen hvor hvert tredje omløp Neptun fullfører, og hvis den når perihelium med Neptun et kvart omløp unna, vil Neptun alltid være i omtrent den samme relative posisjonen som den begynte når det returnerer til perihelium. Dette fordi Neptun vil ha fullført 1½ bane på samme tid. Dette er kjent som en 2:3-resonans (eller 3:2) og tilsvarer en karakteristisk store halvakse på ca. 39,4 AE. Omtrent 200 kjente objekter befinner seg i denne 2:3-resonansen, deriblant Pluto og dens måner, og gruppen er kjent som plutinoer.
Mange plutinoer, inkludert Pluto, har baner som krysser banen til Neptuns, selv om baneresonansen betyr at de aldri kan kollidere. Plutinoene har høye baneeksentrisiteter, noe som antyder at de ikke stammer fra det området hvor de er i dag, men at de i stedet ble ble sendt dit på grunn av Neptuns vandring. IAUs retningslinjer sier at alle plutinoer må, akkurat som Pluto, oppkalles etter guddommer fra underverdenen. 1:2-resonansen – de objektene som fullfører et halvt omløp hvor hvert omløp Neptun fullfører – tilsvarer en store halvakse på 47,7 AE og er en tynn populasjon. Objektene ved denne resonansen refereres noen ganger til som twotinoer. Andre resonanser eksisterer også ved 3:4, 3:5, 4:7 og 2:5. Neptun har et antall trojanske objekter som okkuperer lagrange-punktene L₄ og L₅; gravitasjonelt stabile regioner ligger både foran og bak i Neptuns bane. Neptuntrojanere beskrives ofte å være i en 1:1-resonans med Neptun, og har typisk svært stabile baner.
I tillegg er det et relativt fravær av objekter med en store halvakse under 39 AE som tilsynelatende ikke kan forklares av de nåværende resonansene. Den gjeldende aksepterte hypotesen for dette er at når Neptun vandret utover, forflyttet ustabile baneresonanser seg gradvis gjennom denne regionen. Alle objekter i denne regionen ble da fanget opp eller gravitasjonelt kastet ut av den.

«Kuiperstup»

1:2-resonansen ser ut til å være en grense hvor få objekter er kjent utenfor. Det er ikke klart om det faktisk er den ytre grensen av det klassiske beltet eller om det bare er begynnelsen på et bredt gap. Objekter har blitt oppdaget ved 2:5-resonansen ved ca. 55 AE, godt utenfor det klassiske beltet, men prediksjoner av et stort antall legemer i klassiske baner mellom disse resonansene har ikke blitt bekreftet gjennom observasjon.
Tidligere modeller av Kuiperbeltet hadde antydet at antallet av store objekter ville øke med en faktor på to utenfor 50 AE, så dette plutselige fallet, kjent som «Kuiperstupet», var helt uventet. Årsaken til dette stupet er fremdeles ukjent. Bernstein og Trilling har funnet beviser for at den raske nedgangen i objekter på 100 km eller mer i radius utenfor 50 AE er reell, og at den ikke kommer av observasjonell bias. Mulige forklaringer inkluderer at materialet ved den avstanden er for knapt eller spredt til å akkrere til større objekter, eller at senere prosesser fjernet eller ødela de som ble dannet. Patryk Lykawka ved universitetet i Kobe har hevdet at gravitasjonell tiltrekning fra et usett planetobjekt, kanskje på størrelse med jorden eller Mars, kan være årsaken.

Sammensetning

Studier av Kuiperbeltet siden oppdagelsen har generelt indikert at medlemmene primært består av iser – en blanding av lette hydrokarboner (som metan), ammoniakk og vannis. Dette er en sammensetning de har til felles med kometer. Den lave tettheten som er observert i de kuiperbelteobjektene som har en kjent diameter (mindre enn 1 g/cm⁻³), samsvarer med en isete sammensetning. Temperaturen i beltet er bare ca. 50 K, så mange sammensetninger som ville vært gasser nærmere solen forblir faste i Kuiperbeltet.
På grunn av de små størrelsene og ekstreme avstand fra jorden, er den kjemiske sammensetningen av objektene svært vanskelig å fastslå. Den prinsipielle metoden som astronomer fastslår sammensetninger med er spektroskopi. Når et objekts lys brytes i sammensetningenes farger, dannes et regnbuelignende bilde. Dette bildet kalles spektrum. Ulike substanser absorberer lys ved forskjellige bølgelengder, og når spekteret for et bestemt objekt kommer frem vises mørke linjer (kalt absorpsjonslinjer) der hvor substansen i det har absorbert den bestemte bølgelengden av lys. Hvert grunnstoff eller forbindelse har sin egen unike spektroskopiske signatur, og ved å lese et objekts fulle spektrale «fingeravtrykk» kan astronomer finne ut hva det er laget av.
I utgangspunktet var slike analyser av kuiperbelteobjekter umulige, så astronomer var bare i stand til å fastslå de mest grunnleggende fakta om sammensetning, primært fargen. Disse første dataene viste et bedt spekter av farger blant kuiperbelteobjektene, fra nøytralt grå til dyp rødt. Dette antydet at overflatene var sammensatt av et bredt spekter av forbindelser, fra skitne iser til hydrokarboner. Dette mangfoldet var oppsiktsvekkende, siden astronomer hadde forventet at kuiperbelteobjektene ville være jevnt over mørke etter å ha mistet det meste av volatile iser på grunn av effekten av kosmisk stråling. Forskjellige løsninger ble foreslått for dette avviket, inkludert fornyede overflater etter nedslag og uttømming av gasser. Jewitt og Luus spektralanalyser av kjente kuiperbelteobjekter i 2001 fant imidlertid at variasjonen av farger var for ekstrem til at den kunne enkelt forklares med tilfeldige nedslag.
Selv om de fleste kuiperbelteobjekter i dag forsatt fremstår uten spektralt særpreg på grunn av mattheten, har det vært en rekke vellykkede forsøk i å fastsette sammensetningene. I 1996 innhentet Robert H. Brown spektroskopiske data for kuiperbelteobjektet 1993 SC. Disse avslørte at overflatesammensetningen var markant lik Plutos, så vel som Neptuns måne Triton, med store mengder av metanis.
Vannis har blitt oppdaget i flere kuiperbelteobjekter, deriblant 1996 TO₆₆, 2000 EB173 og 2000 WR106. I 2004 fastslo Mike Brown og hans kolleger eksistensen av krystallinsk vannis og ammoniakkhydrat på 50000 Quaoar, et av de største kjente kuiperbelteobjektet. Begge disse substansene ville ha blitt ødelagt i løpet av solsystemets tidsalder, noe som antyder at Quaoar nylig har fått ny overflate, enten via indre tektonisk aktivitet eller av meteorittnedslag.

Spredte objekt

Den spredte skiven (engelsk: scattered disc)  er en region med en tynn populasjon av legemer som overlapper Kuiperbeltet, men som strekker seg så langt som 100 AE videre utover. Objekter i den spredte skiven (SDO) ferdes i svært elliptiske baner som vanligvis også er svært inklinerte mot ekliptikken. De fleste modellene av solsystemets dannelse viser at både kuiperbelteobjekter og SDOer først ble dannet i et opprinnelig kometbelte, men at de har blitt sendt i spiral utover på grunn av gravitasjonelle påvirkninger – spesielt Neptuns gravitasjon har påvirket objektene. Noen av objektene ble sendt til stabile baner (kuiperbelteobjektene), mens andre ble sendt til ustabile baner, kjent som den spredte skiven. På grunn av sin ustabile natur antas den spredte skiven å være utgangspunktet for mange av solsystemets kortperiodiske kometer. De dynamiske banene tvinger dem med tidvis inn i det indre solsystemet hvor de først blir kentaurer og så kortperiodiske kometer.
Ifølge Minor Planet Center, som offisielt katalogiserer alle transneptunske objekter, er et kuiperbelteobjekt strengt tatt ethvert objekt som går i bane utelukkende innenfor den definerte regionen av Kuiperbeltet, uavhengig av opprinnelse eller sammensetning. Objekter utenfor beltet klassifiseres som SDO. I noen vitenskapelige kretser har imidlertid begrepet «kuiperbelteobjekt» blitt synonymt med enhver isete småplanet med opprinnelse i det ytre solsystemet antatt å ha vært en del av den opprinnelige klassen, selv om banene i løpet av det meste av solsystemets historie har vært utenfor Kuiperbeltet – for eksempel i den spredte skiven. De beskriver ofte objekter i den spredte skiven som «spredte kuiperbelteobjekter». Eris, som er kjent å være mer massiv enn Pluto, refereres ofte til som et kuiperbelteobjekt, men er mer teknisk sett et SDO. En konsensus blant astronomer om den nøyaktige definisjonen av Kuiperbeltet har enda ikke blitt oppnådd, og dette problemet forblir uløst.
Kentaurer, som vanligvis ikke anses å være en del av Kuiperbeltet, antas også å være SDOer med den eneste forskjellen at de ble spredt innover snarere enn utover. Minor Planet Center grupperer kentaurer og SDOer sammen som spredte objekter.

Triton

I løpet av perioden hvor Neptun vandret utover antas det at planeten fanget et av de større kuiperbelteobjektene og satte det i bane rundt seg selv. Dette objektet var månen Triton som er den eneste store månen i solsystemet med en retrograd bane – det vil si at den går i motsatt retning av Neptuns rotasjon. Dette antyder at Triton, ulikt de store månene til Jupiter og Saturn som antas å ha samlet materialer fra spinnende skiver av materialer rundt de unge moderplanetene, var et komplett legeme som ble innfanget fra det omkringliggende rommet.
Gravitasjonell innfanging er ikke en enkel prosess. Det krever noen mekanismer som senker farten på legemet tilstrekkelig til at det kan bli fanget av primærlegemets gravitasjon. Triton kan ha nærmet seg Neptun som del av en binær (mange kuiperbelteobjekter er medlemmer av binærsystemer; se under). Utstøting av det andre binærlegemet av Neptun kunne da forklart innfangingen av Triton. Triton er bare litt større enn Pluto, og spektralanalyser av begge verdenene viser at de i stor grad består av lignende materialer – for eksempel metan og karbonmonoksid. Alt dette peker mot den konklusjonen at Triton en gang var et kuiperbelteobjekt som ble innfanget av Neptun under sin vandring utover.

Største Kuiperlegemer

Siden år 2000 har en rekke kuiperbelteobjekter med diameter mellom 500 km, mer enn halvparten av Pluto, blitt oppdaget. 50000 Quaoar, et kuiperbelteobjekt oppdaget i 2002, er over 1 200 km på tvers. Makemake (opprinnelig (136472) 2005 FY₉ med kallenavn «påskehare») og Haumea (opprinnelig (136108) 2003 EL₆₁ med kallenavn «nisse») som begge ble annonsert 29. juli 2005, er enda større. Andre objekter som 28978 Ixion (oppdaget i 2001) og 20000 Varuna (oppdaget i 2000) måler grovt 500 km på tvers.

Pluto

Oppdagelsen av disse store kuiperbelteobjektene i lignende baner rundt Pluto førte til at mange konkluderte med at til tross for sin relative størrelse, var ikke Pluto særlig forskjellig fra andre medlemmer av Kuiperbeltet. Ikke bare nærmet disse objektene seg Pluto i størrelse, men mange av dem hadde også satellitter og var av lignende sammensetning (metan og karbonmonoksid har blitt funnet på både Pluto og på de største kuiperbelteobjektene.) Dermed ble Pluto, akkurat som Ceres da andre asteroider ble oppdaget, omklassifisert til dvergplanet.
Temaet ble satt på spissen ved oppdagelsen av Eris, et objekt i den spredte skiven langt utenfor Kuiperbeltet, som når er kjent å være 27 % mer massiv en Pluto. Som svar ble Den internasjonale astronomiske union (IAU) tvunget til å definere hva en planet er for første gang, og i denne definisjonen ble det medtatt at en planet må ha «ryddet nabolaget rundt sin egen bane.» Siden Pluto delte sin bane med så mange kuiperbelteobjekter ble den ansett for ikke å ryddet sin bane, og den ble derfor omklassifisert fra en planet til et medlem av Kuiperbeltet.
Selv om Pluto er det største kjente kuiperbelteobjektet finnes det to kjente større objekter utenfor beltet som sannsynligvis stammer fra Kuiperbeltet. Disse er Eris og neptunmånen Triton, som sannsynligvis er et innfanget kuiperbelteobjekt (se over).
Per september 2012 anerkjenner Den internasjonale astronomiske union fem objekter i solsystemet som dvergplaneter. Disse er Ceres og Eris og kuiperbelteobjektene Pluto, Makemake og Haumea. 90482 Orcus, 28978 Ixion og mange andre kuiperbelteobjekter er imidlertid store nok til å oppnå hydrostatisk likevekt, og de fleste av disse kandidatene vil nok kvalifiseres når man vet mer om dem.

Satellitter

Av de fire største transneptunske objektene har tre av dem (Eris, Pluto og Haumea) måner, og to av dem har mer enn én. En høyere prosentandel av de større kuiperbelteobjektene har satellitter enn de mindre objektene i beltet, noe som antyder at ulike mekanismer for dannelse har vært involvert. Det finnes også et høyt antall binærsystemer (to objekter som er tilstrekkelig nær hverandre i masse til at de går i bane «rundt hverandre») i Kuiperbeltet. Det mest kjente eksempelet er Pluto-Charon-systemet, men det er estimert at ca. 11 % av kuiperbelteobjektene befinner seg i binærsystemer.

Utforskning

19. januar 2006 ble det første romfartsoppdraget til å utforske Kuiperbeltet, New Horizons, skutt opp. Oppdraget, som ledes av Alan Stern ved Southwest Research Institute, vil etter planen ankomme Pluto 14. juli 2015, og hvis omstendighetene tillater det vil det fortsette å studere et annet kuiperbelteobjekt. Hvilket er ikke avgjort. Eventuelle kuiperbelteobjekter som velges vil være 40–90 km i diameter og helst hvite eller grå, i kontrast til Plutos rødlige farge. John Spencer, en astronom på New Horizons-oppdraget, sier at ingen objekter har blitt valgt ut etter Pluto og Kuiperbeltet siden de avventer data fra Pan-STARRS-prosjektet for å forsikre seg et så bredt utvalg som mulig. Pan-STARRS-prosjektet, som har vært delvis operativt siden mai 2010, vil når det er fullt operativt overvåke hele himmelen med fire 1,4 gigapixel digitalkameraer for å oppdage alle bevegelige objekter, fra jordnære objekter til kuiperbelteobjekter. For å gjøre prosessen med oppdagelser raskere opprettet forskerne bak New Horizons-programmet  et prosjekt kalt Ice Hunters, et prosjekt som gjør det mulig for befolkningen å delta i letingen etter mulige kuiperbelteobjekter; prosjektet har senere blitt overført til et annet sted, Ice Investigators,, produsert av CosmoQuest.

Andre Kuiperbelter

I løpet av 2006 hadde astronomer avslørt støvlignende skiver antatt å være strukturer som ligner Kuiperbeltet rundt ni andre stjerner enn solen. De synes å falle inn under to kategorier: brede belter, med radier over 50 AE, og smale belter – som vårt eget Kuiperbelte – med radier mellom 20 og 30 AE og relativt markerte grenser. Utover dette har 15–20 % av sollignende stjerner et observert infrarødt overskudd som antas å indikere massive strukturer lignende Kuiperbeltet. De fleste kjente fragmentskiveen rundt andre stjerne er ganske unge, men de to på bildet til høyre – tatt av Hubble-teleskopet i 2006 – er gamle nok (omtrent 300 millioner år) til å ha oppnådd stabilde konfigurasjoner. Det venstre bildet er av et bredt belte sett «ovenfra» og det høyre bilde er av et smalt belte sett fra «kanten». Simuleringer med superdatamaskiner av støv i Kuiperbeltet antyder at beltet kan ha lignet smale ringer i sine yngre dager, lignende de som kan ses rundt yngre stjerner.