Kuiperin vyöhyke
Kuiperin vyöhyke on Aurinkokunnan ulko-osissa sijaitseva vyöhyke, jossa on harvassa jäisiä pikkuplaneettoja ja komeettoja. Useimmiten kohteet näkyvät suurillakin kaukoputkilla vain pieninä valopisteinä. Monien Kuiperin vyöhykkeen kohteiden läpimitta on alle 1 500 km, eli ne ovat suunnilleen saman suuruisia kuin monet planeettojen kuut. Se on pääosin Neptunuksen radan takana. Näin ollen useimpia Kuiperin vyöhykkeen kohteita pitäisi kutsua transneptunisiksi kohteiksi. Transneptunisia kohteita ei yleensä pidetä asteroideina, mutta ne luetaan asteroidien tapaan pikkuplaneetoiksi. IAU:n vuoden 2006 planeetan määritelmässäkin asteroidit ja transneptuniset kohteet mainittiin erikseen. Kuiperin vyöhykkeessä on hyvin kylmää, ja muun muassa metaani ja typpikin jäätyvät siellä. Siellä on muutamia suhteellisen suuria kappaleita, kuten Pluto, Ixion ja Quaoar. Kuiperin vyöhykettä pidetään lyhytjaksoisten komeettojen lähtöalueena. Monien Kuiperin vyöhykkeen kohteiden radat ovat soikeita ja kaltevia, ja niiden kiertoajat ovat tietty murtoluku kerrattuna Neptunuksen kiertoaikaan. Ne ovat siis rataresonanssissa Neptunuksen kanssa. Mutta niin sanotut klassiset Kuiperin vyöhykkeen kohteet eli cubewanot eivät ole resonanssissa Neptunuksen kanssa. Kuiperin vyöhykkeen uskotaan sisältäneen aikaisemmin enemmän kohteita. Muilta tähdiltä on havaittu Kuiperin vyöhykettä muistuttavia pölykiekkoja, joiden pienkappaleita ei tosin näy Maahan asti.
Kuiperin vyöhykkeen pääosa ulottuu Auringosta 30–55 AU:n päähän. Varsinaiset Kuiperin vyöhykkeen kohteet ovat cubewanoja noin 40–50 AU:n päässä Auringosta. Kuiperin vyöhykkeen ulompi osa, hajanainen kiekko ulottuu yli 200 AU:n päähän. Kuiperin vyöhykkeen kohteita ei voi havaita kaukoputkea tehottomammilla laitteilla tai paljain silmin. Myös aikaisemmin uloimpana planeettana pidetty Pluto lasketaan kuuluvaksi Kuiperin vyöhykkeeseen. Muita tunnettuja Kuiperin vyöhykkeen kohteita ovat Haumea, Makemake, Ixion, Quaoar ja Varuna.
Kuiperin vyöhykkeen kohteita tunnetaan noin 1 300. Monien Kuiperin vyöhykkeen kappaleitten radat ovat soikeita ja kaltevia toisin kuin suurten planeettojen. Kuiperin vyöhykkeessä uskotaan olevan jopa yli 70 000 yli 100 km läpimittaista kappaletta. Pieniä Kuiperin vyöhykkeen kohteita uskotaan olevan huomattavasti enemmän kuin suuria, sillä läpimittajakauman arvioidaan olevan verrannollinen neljänteen tai kolmanteen potenssiin. Tällöin 10-kilometrisia kappaleita on 1 000–10 000 kertaa enemmän kuin 100-kilometrisiä. 99 %:ää Kuiperin vyöhykkeiden kohteiden massasta ei voi lainkaan havaita, koska se koostuu kohteista jotka ovat liian pieniä näkyäkseen millään kaukoputkella.
Kuiperin vyöhyke on 20 kertaa leveämpi kuin asteroidivyöhyke ja 20–200 kertaa massiivisempi. Kuiperin vyöhykkeen uskotaan olevan lyhytjaksoisten komeettojen lähtöalue. Kuiperin vyöhykkeen muodostavat kaukana Auringosta olevat pienet kappaleet, niin sanotut transneptuniset kohteet, jotka eivät ole joutuneet Jupiterin painovoiman vaikutuksen kohteeksi. Lämpötila alueella on noin 50 K eli −223 C. Kohteissa on kiinteästä metaanista, ammoniakista ja vedestä koostuvan lumen ja jään seassa hiilipitoisia orgaanisia yhdisteitä. Monet Kuiperin vyöhykkeen kohteista ovat niin sanotussa rataresonanssissa Neptunuksen kanssa. Resonanssit aiheuttavat Kuiperin vyöhykkeeseen renkaanomaisia tiheitä ja harvoja alueita. Näin ollen Neptunuksen 3:2-resonanssi aiheuttaa tihentymän etäisyydelle 39,4 AU.
Tutkijat uskovat Kuiperin vyöhykkeen kohteita olleen aiemmin paljon enemmän, mutta planeettojen ratahäiriöiden kuluttaneen Kuiperin vyöhykettä huomattavasti. Kuiperin vyöhykkeen ulkopuolella on Oortin pilvi, joka ulottuu noin 100 000 AU:n päähän Auringosta, ja ehkä sitä sisempänä noin 100–3 000 AU:n päässä Hillin pilvi. Monilta tähdiltä on löydetty pölykiekkoja, joiden uskotaan olevan Aurinkokuntaa nuorempia Kuiperin vyöhykkeitä. Niissä on vielä niin paljon pölyä, että se näkyy kauas.
Vyöhykkeen olemassaoloa ehdottivat ensimmäisinä Frederick C. Leonard vuonna 1930 (Pluton löytämisen aikoihin) ja Kenneth E. Edgeworth vuonna 1943. Gerard Kuiper, jonka mukaan vyöhyke on nimetty, esitti 1951, ettei vyöhykkeellä ollut enää jäljellä kohteita. Yksityiskohtaisempia arvioita vyöhykkeen kohteiden olemassaolosta tekivät Al G. W. Cameron vuonna 1962, Fred L. Whipple 1964 ja Julio Fernandez 1980.
Ennen 1990-lukua Pluto ja sen kuu Kharon olivat ainoat tunnetut Kuiperin vyöhykkeen kohteet – tosin vyöhyke sai nimensä vasta sen jälkeen, kun ensimmäinen uusi kohde löydettiin vuonna 1992. Sen jälkeen vyöhykkeeltä on löydetty jatkuvasti uusia kohteita. Tietokonemallinteiden ja teorioiden perusteella on otaksuttu, että vyöhykkeen loppuminen noin 50 AU:n saattaa selittyä Marsin kokoisen kappaleen vaikutuksella. On myös esitetty olettamuksia, että kiviplaneettojen kokoisia kappaleita voisi löytyä kaukaa Kuiperin vyöhykkeen takaa, sillä suuri etäisyys tekisi myös suurempien kohteiden havaitsemisen hankalaksi.
Kuiperin vyöhykkeen etäisyys auringosta on noin 30–55 AU. Ulomman Aurinkokunnan pieniä kohteita kutsutaan monesti kaikkia yhteisnimellä KBO eli Kuiperin vyöhykkeen kohde. Nimitys on epätäsmällinen, sillä jotkut kohteet eivät ole täsmällisesti sanoen Kuiperin vyöhykkeessä.
Nimitys transneptuninen kohde TNO on parempi. Ulomman aurinkokunnan ulko-osien pikkuplaneetat jaotellaan seuraaviin ryhmiin.Plutinot ja twotinot ovat resonanssissa Neptunuksen kanssa. Plutokin kuuluu plutinoihin. 2:3 resonanssi tarkoittaa, että plutino kiertää 3 kierrosta siinä missä Neptunus kiertää kaksi kierrosta. Sopivan tyyppisissä 2:3 resonansseissa olevat radat ovat teorioiden mukaan vakaita. Twotinot ovat 1:2 resonanssissa. Nämä ja 2:5, 3:4, 3:5, 4:5, tai 4:7 resonansseissa olevat kohteet ovat melko elliptisillä radoilla.
Cubewanot eli klassiset KBO:t kiertävät ympyrämäisemmillä radoilla tyypillisellä Kuiperin vyöhykkeellä, eivätkä ole resonanssissa. Cubewanojen etäisyys on yli 41 AU. Tunnetuin cubewano lienee Quaoar. Hajanaisen kiekon kohteet ovat noin 44–200 AU:n päässä. Radat voivat olla hyvin kaltevia tosin kuin KBO:jen. Tunnetuin näistä lienee Eris () ja kaukaisin . Se sijaitsee hajanaisen kiekon ja sisemmän Oortin pilven rajalla. Myös Kuiperin vyöhykkeen kohteita kaukaisempia kappaleita tunnetaan. Sedna ja sijaisevat lähimmilläänkin vyöhykkeen ulkoreunan takana.
Kuiperin vyöhykkeen alkuperää ei tunneta, mutta monesti Kuiperin vyöhykkeen kohteiden uskotaan olevan Aurinkokunnan synnystä jäljelle jääneitä planeettojen raaka-aineita, planetesimaaleja. Näin ollen uskotaan, että Kuiperin vyöhyke olisi ollut aikoinaan tiheämpi. Kun kappaleet sitten törmäsivät keskenään, ne useimmiten hajosivat pölyksi. Aurinkotuuli puhalsi pölyä pois, ja hieman isommat kappaleet ajautuivat planeettoihin ja Aurinkoon Poynting-Robertsonin efektin takia. Myös planeettojen ratahäiriöt suistivat Kuiperin vyöhykkeen kohteita radaltaan. Kuiperin vyöhykkeen vetovoiman uskotaan aikoinaan siirtäneen Uranuksen ja Neptunuksen hyvin hidasta vauhtia nykyisille radoilleen. Uranuksen ja Neptunuksen vaeltaessa ulospäin, Kuiperin vyöhykkeen kohteita sinkoutui niiden vetovoiman vaikutuksesta tähtienväliseen avaruuteen, Oortin pilveen ja Aurinkokunnan sisäosiin, jopa Aurinkoon asti.
Monien toisilta tähdiltä havaittujen pölykiekkojen uskotaan olevan Kuiperin vyöhykkeitä. Niissä oleva valtava määrä pölyä säteilee muun muassa infrapunasäteilyä. Noin 15–20 % Auringon tyyppisistä tähdistä säteilee paljon kaukoinfrapunasäteilyä, joka liittyy Kuiperin vyöhykkeeseen. Muilta tähdiltä havaittuja Kuiperin vyöhykettä muistuttavia pölykiekkoja on kahdenlaisia: 20–30 AU:n etäisyydellä olevia kapeita vyöhykkeitä, ja yli 50 AU:n päässä olevia leveitä vyöhykkeitä.
Näitä pölykiekkoja on havaittu muun muassa Vegalta, Fomalhautilta ja Epsilon Eridanilta sekä Beta Pictorikselta. Ajan mukana pöly ajautuu keskustähteensä tai pienempi pöly puhaltuu pois keskustähden säteilyn vaikutuksesta, tai putoaa suurempien kappaleiden pinnalle. Näin ollen jonkun mekanismin täytyy tuotata jatkuvasti uutta pölyä. Pölyn uskotaan syntyvän jääpitoisten asteroidien tai komeettojen törmyksistä. Jään seassa on hieman muun muassa hiilipölyä ja kivipölyä.
Vyöhykkeen kappaleet on järjestetty niiden absoluuttisen magnitudin mukaan.