Kuiperův pás: Porovnání verzí

← Přejít na předchozí porovnání Přejít na další porovnání →

Smazaný obsah Přidaný obsah

V textu

Verze z 19. 5. 2010, 21:39

Kuiperův pás, někdy nazývaný také Edgeworthův-Kuiperův pás, je oblast sluneční soustavy rozprostírající se od oběžné dráhy Neptunu (asi 30 astronomických jednotek) až do vzdálenosti přibližně 55 astronomických jednotek od Slunce.^[1] Jedná se o podobné seskupení těles jako je hlavní pás planetek, ovšem mnohem větší – asi 20krát širší a 20–200krát masivnější.^[2]^[3] Podobně jako hlavní pás, pozůstává se zejména z malých těles, která zde zůstala z počátku vývoje sluneční soustavy. Zatímco hlavní pás se však skládá převážně z kamenných a kovových těles, objekty Kuiperova pásu, též označované zkratkou KBO (z anglického výrazu Kuiper Belt Objects), jsou tvořeny především zmrzlými prchavými látkami jako methan, amoniak a voda. Jeho součástí jsou mimo jiné také tři trpasličí planety – Pluto, Haumea a Makemake.

Od roku 1992, kdy byl Kuiperův pás objeven,^[4] vzrostl počet jeho známých těles na více než tisíc, přičemž astronomové odhadují, že počet zdejších těles o průměru větším než 100 km může být vyšší než 70 000.^[5] Kuiperův pás byl původně považován za hlavní zásobárnu periodických komet s oběžnými dobami kratšími než 200 let. Studie provedené v polovině 90. let však ukázaly, že Kuiperův pás je stabilní a že komety ve skutečnosti přicházejí ze vzdálenějšího rozptýleného disku, což je velmi dynamická oblast vytvořená během stěhování Neptunu z bližších částí sluneční soustavy na jeho současnou oběžnou dráhu před asi 4,5 miliardami let.^[6] Tělesa rozptýleného disku jako například Eris se velmi podobají tělesům Kuiperova pásu, ovšem jejich oběžné dráhy jsou extrémně velké, takže se dostávají do vzdáleností někdy až 100 astronomických jednotek od Slunce. Někdy se oběžné dráhy těchto těles změní a tato pak zamíří do bližších oblastí. V takovém případě se nejprve zařadí mezi tzv. kentaury a později krátkoperiodické komety. Rovněž některé měsíce planet, jako například Neptunův Triton či Saturnův Phoebe pravděpodobně také pocházejí z této oblasti.^[7]^[8] Největším známým tělesem Kuiperova pásu je Pluto Původně bylo považováno za planetu, ovšem roku 2006 bylo na astronomickém kongresu v Praze přeřazeno mezi nově ustanovený typ těles – trpasličí planety. Svým složením se podobá mnoha dalším tělesům Kuiperova pásu a jeho oběžný doba je identická s tělesy označovanými jako plutina. Podle této bývalé planety se také pro čtyři trpasličích planety nacházející se za oběžnou drahou Neptunu vžilo označení plutoidy.

Kuiperův pás by neměl být zaměňován s hypotetickým Oortovým mračnem, kterí by se mělo nacházet ještě tisíckrát dále. Tělesa Kuiperova pásu, rozptýleného disku, Hillova oblaku a Oortova mračna se souhrnně nazývají jako transneptunická tělesa (TNO).^[9]

Historie objevů

Již od objevu Pluta astronomové spekulovali, že by nemuselo být za dráhou Neptunu samo. Oblast, dnes nazývaná Kuiperův pás, byla předmětem hypotéz po desítky let před svým faktickým objevením. Teprve roku 1992 však byl nalezen první přímý důkaz její existence. Pro velké množství spekulací o povaze Kuiperova předcházejících jeho objevu není zcela jasné, kdo si vlastně zaslouží uznání za jeho předpověď.

Hypotézy

Prvním, kdo přišel s domněnkou o existenci populace transneptunických těles, byl americký astronom Frederick C. Leonard. Již roku 1930, hned po objevu Pluta, zda toto těleso není jen první z řady objektů nacházejících se za drahou Neptunu, jejichž objevy teprve budou následovat.^[10]

Astronom Gerard Kuiper, po němž Kuiperův pás nese své jméno

Roku 1943 zveřejnil Kenneth Edgeworth v Journal of the British Astronomical Association hypotézu, že v oblasti za Neptunem se nachází velké množství menších těles^[11] a že čas od času se některé z nich vydá jako kometa na cestu do vnitřních částí sluneční soustavy.^[12] Ve svém článku však této myšlence věnoval jen krátký odstavec a nijak blíže ji nerozpracoval do ucelené teorie ani neučinil žádné předpovědi o povaze těchto těles.^[13]

Roku 1951 pak Gerard Kuiper spekuloval v článku psaném pro časopis Astrophysics, že v raných fázích vývoje sluneční soustavy se mohl na jejím okraji vytvořit disk sestávající z malých těles, ale nevěřil, že by přežil až do dnešních dnů. Kuiper se totiž stejně jako ostatní astronomové v té době domníval, že Pluto je mnohem větší a že svou gravitací oblast od všech dalších vyčistilo a vystřelilo je ven ze sluneční soustavy nebo alespoň do Oortova mračna.^[13]

V následujících desetiletích hypotéza prodělala několik proměn. Roku 1962 fyzik Alastair Cameron předpověděl existenci obrovského množství malých těles na okraji sluneční soustavy.^[14] O dva roky později zveřejnil Fred Whipple (který zpopularizoval hypotézu, že komety jsou koule ze špinavého sněhu) myšlenku, že přepokládaný pás komet by mohl být dostatečně masivní na to, aby mohl svou gravitací ovlivňovat dráhu Uranu nebo alespoň některých známých komet. Pozorované odchylky v oběžné dráze Uranu již dříve vedly astronomy k pokusům najít tzv. planetu X, která je způsobuje.^[15] Žádná pozorování však tuto hypotézu nepotvrdila.^[14]

Roku 1977 objevil Charles Kowal ledové těleso 2060 Chiron, obíhající mezi Saturnem a Uranem. Objev učinil pomocí tzv. blink komparátoru, zařízení, které používal již objevitel Pluta Clyde Tombaugh o 50 let dříve.^[16] Roku 1992 bylo objeveno další těleso na podobné dráze, 5145 Pholus.^[17] Dnes již astronomové znají v oblasti mezi Jupiterem a Neptunem celou populaci těles podobných kometám, které nazývají kentauři. Jejich oběžné dráhy jsou nestálé a obvykle na nich setrvávají jen několik milionů let.^[18] Proto již od prvních těchto objevů astronomové spekulují, že musí být často doplňovány z nějaké vnější zásobárny.^[19]

Další důkaz existence pásu vyplynul ze studia komet. Fakt, že komety mají jen omezenou dobu životnosti, byl známý již dlouho. Když se totiž přiblíží ke Slunci, jeho teplo vyvolává na jejich povrchu sublimaci těkavých látek, které unikají do prostoru, a komety se postupně vypařují. Proto i populace komet musí být nějakých mechanismem poměrně často doplňována.^[20] Jednou takovou zásobárnou je Oortovo mračno, což je houf ledových těles sférického tvaru začínající ve vzdálenosti 50 000 astronomických jednotek od Slunce, jehož existenci poprvé předpověděl nizozemský astronom Jan Oort v roce 1950.^[21] Předpokládá se, že toto mračno je místem původu dlouhoperiodických komet, jako je například kometa Hale-Bopp, jejichž doby oběhu činí tisíce let.

Ve sluneční soustavě však existuje také populace krátkoperiodických komet, mezi něž patří například známá Halleyova kometa, jejichž oběžné doby trvají méně než 200 let. V 70. letech 20. století a krátce před tím však již bylo objeveno takové množství těchto komet, že se nezdálo možné, aby všechny pocházely z Oortova mračna.^[22] Pokud by se mělo těleso Oortova mračna stát krátkoperiodickou kometou, musel by nejprve jeho dráhu změnit svou gravitací některý z plynných obrů. Roku 1980 zveřejnil uruguayský astronom Julio Ángel Fernández studii, z níž vyplývalo, že na jednu krátkoperiodickou kometu, kterou by plynní obři vyslali směrem do vnitřní části sluneční soustavy, by připadlo 600 vystřelených ven do mezihvězdného prostoru. Místo toho navrhoval, že pozorovaný počet komety musí přilétat z pásu ve vzdálenosti 35 až 50 astronomických jednotek.^[23] Na jeho práci navázal kanadský tým sestávající z astronomů Martina Duncana, Toma Quinna a Scotta Tremaina, který ve snaze zjistit, zda pozorované komety přilétají z Oortova mračna, provedl množství počítačových simulací. Dle jejich zjištění to není úplně u všech možné, zvláště když většina z nich obíhá v blízkosti roviny sluneční soustavy, přičemž tělesa pocházející z Oortova mračna by musela přilétat z náhodných míst na obloze.^[24] Údajně fakt, že jméno Kuiper se vyskytovalo spolu s výrazem „pás komet“ hned v úvodní vědě Fernandezovy studie, vedl Tremaina k tomu, aby hypotetickou oblast nazval „Kuiperův pás“."^[25]

Objev

Roku 1987 se astronom David Jewitt, tehdy pracovník Massachusetts Institute of Technology, kterého podle jeho slov stále více mátla zdánlivá prázdnota ve vnějších částech sluneční soustavy,^[4] pokoušel se svou studentkou Jane Luuovou nalézt další tělesa za dráhou Pluta.^[26] Svá pozorování prováděli pomocí dalekohledů na Kitt Peak National Observatory v Arizoně ve Spojených státech a Cerro Tololo Inter-American Observatory v Chile a pořízené fotografie prohlíželi podobně jako kdysi Clyde Tombaugh nebo Charles Kowal pomocí blink komparátoru.^[26] Původně jim prozkoumání každé dvojice fotografických desek trvalo kolem 8 hodin,^[27] proces se však znatelně urychlil s příchodem CCD technologie. Zorné pole takto pořízených snímků sice bylo užší, ale sběr světla byl mnohem účinnější (takto dokázali zachytit 90 % světla, na rozdíl od 10 % zachycených na běžných fotografiích) a hlavně jim tato technologie umožnila snímky prohlížet na počítačových obrazovkách.^[28] Roku 1988 Jewitt přešel a Astronomického institutu Havajské univerzity, takže s Luuovou pokračovali v pozorováních pomocí 2,24 metrového teleskopu na Mauna Kea.^[29] Zorné pole CCD snímků se nakonec rozšířilo až na 1024 krát 1024 pixelů, což jim opět umožnilo hledání zrychlit.^[30] Nakonec 30. srpna 1992, po pěti letech hledání, Jewitt a Luuová oznámili objev prvního tělesa kandidujícího na zařazení do Kuiperova pásu, označeného jako (15760) 1992 QB1. O 6 měsíců později následoval objev dalšího tělesa, (181708) 1993 FW.^[31]

Studie, které byly provedeny po objevu těles nacházejících se za Neptunem, ukázaly, že to, čemu dnes říkáme Kuiperův pás, není místem původu krátkoperiodických komet, ale že tyto přilétají z oddělené (i když související) oblasti rozptýleného disku. Rozptýlený disk se podle tzv. modelu z Nice vytvořil, když Neptun putoval ze své původní dráhy nacházející se blíže středu soustavy směrem ven na své dnešní místo a během této migrace se dostal do Kuiperova pásu, který tehdy také ležel blíže Slunci. Na své cestě za sebou zanechával brázdu tvořenou tělesy, jejichž dráhy již nemohou být jeho gravitací narušeny, ale také oddělenou populaci těles, která se ve svém perihelu stále dostávají do jeho blízkosti a Neptun tak může svou gravitací jejich dráhy stále rušit – rozptýlený disk. Právě proto, že rozptýlený disk je poměrně dynamický zatímco Kuiperův pás relativně stabilní, považují dnes astronomové za místo původu krátkoperiodických komet spíše rozptýlený disk.^[6]

Pojmenování a uznání za předpověď

Ačkoliv nejvíce se vžilo pojmenování Kuiperův pás po nizozemsko-americkém astronomu Gerardu Kuiperovi, někteří astronomové dávají přednost pojmenování Edgeworthův-Kuiperův pás (a pro jeho tělesa namísto zkratky KBO užívají zkratku EKO), aby tak vzdali hold také KennethU Edgeworthovi, který o existenci těchto těles spekuloval jako první. Brian Marsden však zase vyjádřil názor, že ve skutečnosti si tuto poctu nezaslouží ani jeden z nich, neboť jejich domněnky ničím ani vzdáleně nepřipomínají pravou povahu těchto těles, jak je pozorujeme dnes, a uznání by se mělo dostat spíše Fredu Whipplovi. Spoluobjevitel pásu David Jewitt zase největší zásluhu přičítá Juliu Fernandezovi.^[13] Někteří vědci proto používají spíše výraz transneptunická tělesa (TNO), který je méně kontroverzní, ačkoliv ne zcela přesný; zahrnuje totiž všechna tělesa obíhající za dráhou Neptunu, nejen tělesa Kuiperova pásu.

Původ Kuiperova pásu

Simulace vlivu vnějších planet na vývoj Kuiperova pásu: a) Kuiperův pás před tím, než se Jupiter a Saturn dostaly do vzájemné dráhové rezonance 2:1 b) rozptýlení těles Kuiperova pásu poté, co začal měnit svou oběžnou dráhu Neptun c) rozptýlená tělesa se dostávala do vlivu Jupitera, který je vymrštil pryč

Přesný původ Kuiperova pásu a jeho struktura zatím nejsou zcela známé a astronomové vyčkávají na dokončení několika automatických prohlídek oblohy, jako Pan-STARRS nebo plánovaná LSST, které by v oblasti měly ještě objevit velké množství stále neznámých těles.^[2]

Kuiperův pás pravděpodobně sestává z planetesimál, tj. fragmentů původního protoplanetárního disku, kterým se nepodařilo se shluknout v planety a zůstaly malými tělesy, z nichž ani ta největší nepřesahují svým průměrem velikost 3000 km.

Moderní počítačové simulace ukazují, že Kuiperův pás byl během svého vývoje velmi silně ovlivněn Jupiterem a Neptunem a rovněž naznačují, že ani Uran ani Neptun nevznikly na svém současném místě za Saturnem, kde v protoplanetárním disku na planety tohoto rozměru příliš málo hmoty. Všechny tyto tři planety zřejmě vznikly blíže Jupiteru a během vývoje sluneční soustavy migrovaly do vzdálenějších oblastí. Nakonec se oběžná dráha Saturnu změnila natolik, že se planeta dostala do přesné dráhové rezonance s Jupiterem 2:1 (to znamená, že během dvou oběhů Jupiteru kolem Slunce oběhl Saturn třikrát). Gravitační vlivem této rezonance nakonec narušil oběžné dráhy Uranu a Neptunu natolik, že se posunuly ještě dále, přičemž Neptun se již dostal do planetesimálního disku, který svou gravitací dočasně uvedl v chaos.^[32] Během své cesty mnoho těles oblasti zcela rozprášil a vystřelil je na vzdálenější a výstřednější oběžné dráhy.^[33]

Struktura

Kuiperův pás se rozprostírá, včetně okrajových oblastí, přibližně ve vzdálenosti od 30 do 50 astronomických jednotek (AU) od Slunce. Jako jeho hlavní část se však všeobecně uznává pouze oblast ležící mezi 39,5 AU (kde obíhají tělesa, která jsou v dráhové rezonanci s Neptunem 2:3) po 48 AU (tělesa v rezonanci 1:2).^[34] Kuiperův pás je poměrně silný, přičemž největší koncentrace těles je v rozmezí ±10 stupňů od roviny ekliptiky, ovšem mnohá rozptýlená tělesa se nachází ještě i několikanásobně dále. Celkově svým tvarem připomíná spíše torus než pás.^[35] Sklon jeho roviny vůči rovině ekliptiky činí 1,86 stupňů.^[36]

Velmi významný vliv má na Kuiperův pás přítomnost Neptunu. V průběhu miliard let Neptun svou gravitací destabilizoval oběžné dráhy všech těles, které ležely v určitých oblastech, a tato tělesa buď poslal do vnitřních částí sluneční soustavy nebo naopak ven do rozptýleného disku, případně zcela mimo soustavu do mezihvězdného prostoru. Z tohoto důvodu jsou v Kuiperově pásu výrazné mezery, podobné Kirkwoodově mezeře v hlavním pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Například v oblasti mezi 40 a 42 astronomickými jednotkami od Slunce si nemůže žádné těleso uchovat dlouhodobě stabilní dráhu, takže všechna tělesa, která zde byla pozorována, se sem musela dostat poměrně nedávno.^[37]

Klasické objekty Kuiperova pásu

Hlavní článek: Kubewano

Ve vzdálenosti 42–48 astronomických jednotek je gravitační vliv Neptunu zanedbatelný, takže zdejší objekty zde mohou existovat prakticky nerušeně. Tělesům v této oblasti se říká klasické objekty Kuiperova pásu a patří mezi ně přibližně dvě třetiny všech dosud pozorovaných KBO.^[38]^[39] Jako prototyp této skupiny je považováno první objevené těleso této oblasti, které dostalo předběžné označení 1992 QB1 (anglická výslovnost [kjuː biː wʌn]IPA), a podle něj se všem klasickým objektům někdy přezdívá kubewana.^[40]^[41] Podle pokynů Mezinárodní astronomické unie se všem klasickým tělesům Kuiperova pásu dávají jména mytologických postav spojených se stvořením.^[42]

Klasické objekty Kuiperova pásu lze rozdělit na dvě samostatné populace. První z nich, tzv. dynamicky chladná populace, má oběžné dráhy velmi podobné drahám planet – téměř kruhové s výstředností méně než 0,1, a s poměrně nízkým sklonem do 10 stupňů. Druhá, tzv. dynamicky horká populace, má oběžné dráhy vůči rovině ekliptiky mnohem více nakloněné, a to až 30 stupňů. Důvodem pro takové pojmenování obou skupin nejsou žádné rozdíly v jejich teplotě, ale analogie s částicemi plynu, které při zahřátí zvyšují svou relativní rychlost.^[43] Tyto dvě populace mají nejen odlišné oběžné dráhy, ale také složení. Chladná populace je znatelně červenější než horká, což zřejmě znamená, že tato tělesa pocházejí z různých oblastí. Předpokládá se, že tělesa horké populace se vytvořila v blízkosti Jupiteru a později, když plynní obři měnili svá místa, byla vystřelena do vzdálenější oblasti. Chladná populace těles pravděpodobně vznikla poblíž svého současného působiště, snad jen o něco blíž ke středu sluneční soustavy, přičemž na své současné dráhy byla vymetena během migrace Neptunu.^[2]^[44]

Rezonance

Pokud se oběžná dráha nějakého tělesa dostane s oběžnou dráhou Neptunu do přesného poměru, dostávají se tato tělesa do tzv. Laplaceovy rezonance. Když například těleso oběhne kolem Slunce dvakrát za stejnou dobu, kterou Neptun potřebuje pro tři oběhy (tzv. rezonance 2:3), potom vždy, když se vrátí na výchozí místo, je Neptun buď rovněž na svém výchozím místě, nebo na místě přesně opačném. Pokud je současně jejich pohyb synchronizován tak, že se nikdy nedostanou do vzájemné blízkosti, jejich dráhy se v této rezonanci uzamknou a tělesa se navzájem gravitačně nenarušují.

Pro tělesa obíhající v rezonanci s Neptunem 2:3 je charakteristická velká poloosa dráhy 39,4 AU. V této rezonanci se nachází asi 200 známých těles,^[45] včetně trpasličí planety Pluto, podle nějž se všechna tělesa této skupiny nazývají plutina. Dráhy mnoha plutin, včetně Pluta samotného, se často s dráhou Neptunu kříží, ovšem právě díky této rezonanci se s ním nikdy nemohou srazit. Rozměry některých těchto objektů, jako jsou například (90482) Orcus a (28978) Ixion, se zdají dostatečně velké i na to, aby mohly být zařazeny mezi plutoidy, jakmile o nich astronomové budou vědět více.^[46]^[47] Oběžné dráhy plutin mají velkou výstřednost, což může znamenat, že vznikly v jiných místech sluneční soustavy a na své současné pozice byly náhodně vymrštěny migrujícím Neptunem.^[48] Podle zvyklostí Mezinárodní astronomické unie mohou být všechna plutina, podobně jako Pluto, pojmenovávána pouze podle božstev spojených s podsvětím.^[42]

Rezonance 1:2 (která znamená, že těleso během jednoho oběhu Neptunu oběhne jen polovinu své dráhy) odpovídá velké poloose přibližně 47,7 AU. Populace těchto těles, někdy nazývaných twotina, je jen málo početná.^[49] Kromě toho kolem Slunce obíhají ještě také tělesa v rezonancích 3:4, 3:5, 4:7 and 2:5.^[50] Je známo také několik Neptunových trojánů obývající jeho librační centra L₄ a L₅, které lze v podstatě popsat také jako tělesa nacházející se v rezonanci 1:1. Dráhy Neptunových trojánů jsou pozoruhodně stabilní a je velmi nepravděpodobné, že by byli v libračních bodech Neptunu zachyceni; spíše se zdá, že se přímo na těchto pozicích vytvořili.^[48]

Nápadná je velice nízká četnost těles s velkou poloosou pod 39 AU. V současné době akceptovaná hypotéza to vysvětluje Neptunovou migrací, během níž touto oblastí prošly nestabilní rezonance, následkem čehož byla zdejší tělesa postupně vymetena.^[51]

Kuiperův útes

Zdá se, že oblast rezonance 1:2 je okrajem, za nímž už bylo nalezeno jen velmi málo těles. Není jasné, zda se jedná o skutečný vnější okraj klasického Kuiperova pásu, nebo zda jde jen o začátek široké mezery. Další tělesa pak byla nalezena v rezonanaci 2:5 asi 55 AU od Slunce, tj. již daleko za klasickým Kuiperovým pásem. Některé studie sice předpovídají, že mezi těmito rezonancemi by se měl nacházet větší počet těles na klasických drahách, což však zatím žádná pozorování nepotvrdila.^[48]

Starší modely Kuiperova pásu předpokládaly, že za vzdáleností 50 AU od Slunce se počet velkých těles dvojnásobně zvýší,^[52] takže tento dramatický pokles, známý jako „Kuiperův útes“, byl zcela neočekávaný, a jeho příčina je zatím stále neznámá. Ze studie G. M. Bernsteina a D. E. Trillinga et al. vyplynulo, že tento pokles je skutečný a není tedy jen výsledkem nějakého zkreslení pozorovacích výsledků. Mezi možná vysvětlení patří domněnka, že hmota je v takové vzdálenosti již příliš rozptýlená, takže se nespojuje akrecí ve větší tělesa, nebo že tato tělesa byla po svém vzniku nějakými procesy odsud vymetena či zničena.^[53] Patryk Lykawka z Univerzity v Kobe se domnívá, že by za tím mohl stát gravitační vliv zatím nenalezené planety, možná až o velikosti Země či Marsu.^[54]^[55]

Složení

Studie Kuiperova pásu naznačovaly již od jeho objevu, že jeho tělesa se budou skládat převážně z různých druhů ledu, tj. kromě vodního ledu také ze zmrzlých uhlovodíků jako methan či amoniak,^[56] což je stejné složení, jaké mají komety.^[57] Nízké hustoty těles, u nichž byl znám jejich průměr (méně než 1 g/cm³) jsou s tím zcela v souladu.^[56] Teplota pásu je pouze asi 50 kelvinů,^[58] takže i sloučeniny, které by ve větší blízkosti Slunci byly v plynném stavu, zůstávají pevnými látkami.

Přesné chemické složení těles Kuiperova pásu je velmi těžké určit, především s ohledem na jejich malou velikost a extrémní vzdálenost od Země. Hlavní metodou, kterou se o to astronomové snaží, je spektroskopie. Jejím základem je rozklad světla odraženého od povrchu tělesa na jednotlivé barvy. Různé látky absorbují světlo různých vlnových délek, takže v rozloženém spektru se objeví tmavé (tzv. absorpční) čáry. Lze říci, že každý chemický prvek má svůj jedinečný spektroskopický podpis, takže touto analýzou světla mohou astronomové zjistit chemické složení povrchu, od něhož se odrazilo.

Ačkoliv velmi malá jasnost takto vzdálených těles je pro astronomy velkou překážkou, přesto již zaznamenali nějaké úspěchy.^[58] Roku 1996 zveřejnil Robert H. Brown et al. spektroskopickou analýzu objektu 1993 SC, z níž vyplývalo, že jeho povrch má znatelně podobné složení jako Pluto nebo Neptunův měsíc Triton, a to především co se týká velkého množství methanového ledu.^[59]

Na několika tělesech Kuiperova pásu, včetně objektů 1996 TO66,^[60] 2000 EB173 a 2000 WR106, byl nalezen také vodní led.^[61] Roku 2004 Michael E. Brown zjistil přítomnost krystalického vodního ledu a hydrátu amoniaku na jednom z největších těles pásu, Quaoaru. Obě tyto látky by měly být za dobu trvání sluneční soustavy na jeho povrchu dávno zničeny, což zřejmě znamená, že tento povrch musel být vytvořen relativně nedávno, buď vnitřní tektonickou aktivitou, nebo nárazy meteoroidů.^[58]

Množství těles podle hmotnosti a velikosti

Přestože je Kuiperův pás velmi rozsáhlý, jeho souhrnná hmotnost je poměrně nízká. Horní limit celkové hmotnosti se odhaduje asi na 1 desetinu hmotnosti Země,^[2] některé odhady říkají dokonce 1 třicetinu.^[62] Ovšem z modelů vzniku sluneční soustavy tato souhrná hmotnost vychází až na 30 Zemí.^[2] Tento rozdíl, který činí více než 99 %, může být těžko přehlédnut. Navíc v řídkém pásu by ani nemohly akrecí vznikat tělesa většího průměru než 100 km; pokud by hustota Kuiperova pásu byla nízká již od počátku, tělesa těchto rozměrů by zde vůbec neměla existovat.^[2] Navíc současné výstřednosti a sklony oběžných drah těchto planet činí jejich případné srážky mnohem silnější, takže jejich výsledkem by měla být spíše destrukce těles, než akrece.

Zdá se tedy, že buď byla tělesa Kuiperova pásu stvořena blíže Slunci nebo je nějaký mechanismus musel rozprášit. Současný vliv planety Neptun je však příliš malý na to, aby mohl masivní vyprázdnění Kuiperova pásu vysvětlit, ačkoliv tzv. model z Nice navrhuje, že možná byl touto příčinou v minulosti. Tato otázka zatím nebyla zcela jednoznačně zodpovězena a mezi různými pokusy o vysvětlení se vyskytují i hypotézy uvažující vliv v blízkosti procházející hvězdy nebo roztříštění některých malých těles ve vzájemných srážkách až na jemný prach, který pak odvanul sluneční vítr.^[63]

Jasné (a tudíž i velké) objekty se v Kuiperově pásu v porovnání s méně zářivými poměrně vzácně. Pozorováními byl potvrzen vztah mezi velikostí a počtem těchto těles, vyjádřený tzv. luminositní funkcí N(D). Platí vztah

{\frac {dN}{dD}}\sim D^{-q}

, kde N je počet těles, D jejich průměr a q byla pozorováními přiřčena hodnota 4 ± 0,5.^[64]

Z toho například vyplývá, že v Kuiperově pásu se vyskytuje 8krát více těles o průměru 100–200 km než těles o průměru 200–400 km. Nebo také lze říci, že na každé těleso o průměru 1000 km by mělo připadat asi 1000 těles o průměru 100 km.

Platnost této funkce je však potvrzena pouze pro rozměry těles, která můžeme pozorovat, i když astronomové předpokládají, že se jí zřejmě řídí i tělesa menší. Určitou chybu be výpočtech také může způsobit, že astronomové většinou nemají možnost přímými metodami zjistit velikost transneptunických těles, a odvozují ji pouze z jejich zdánlivé jasnosti (magnitudy) na základě předpokládaného albeda (odrazivosti povrchu). Většinou se vychází z hodnoty albeda 0,4, což je albedo komet, tj. těles, která rovněž mají svůj původ ve vzdálených oblastech sluneční soustavy.^[65]

Rozptýlené objekty

Hlavní články: Rozptýlený disk a Skupina kentaurů

Rozptýlený disk je tělesy řídce osídlená oblast za Kuiperovým pásem, sahající až do vzdálenosti 100 AU a možná i dále. Tělesa rozptýleného disku se pohybují po vysoce eliptických dráhách, které obvykle bývají také velmi nakloněné vůči rovině ekliptiky. Většina modelů vzniku sluneční soustavy předpokládá, že jak tělesa Kuiperova pásu, tak i rozptýleného disku vznikla prvotním pásu komet, a teprve pozdější gravitační interakce, zejména s Neptunem, je poslaly po spirále do vzdálenějších oblastí; některé z nich na stabilní dráhy (tělesa Kuiperova pásu) a jiné na nestabilní, z nichž se vytvořil rozptýlený disk.^[6] Právě pro svou nestabilní povahu je rozptýlený disk považován za místo původu velkého části krátkoperiodických komet.^[6]

Mezi astronomy zatím nepanuje shoda ohledně přesné definice těles Kuiperova pásu. Podle Minor Planet Center, které oficiálně eviduje všechny transneptunická tělesa, se za objekt Kuiperova pásu považuje jakékoliv těleso v oblasti Kuiperova pásu bez ohledu na jeho původ či složení. Tělesa za jeho hranicemi jsou označována jako rozptýlená tělesa.^[66] Mezi některými astronomy se však termín „těleso Kuiperova pásu“ začal používat spíše ve významu ledové planetky pocházející z Kuiperova pásu, i kdyby se v průběhu vývoje sluneční soustavy dostala mimo tuto oblast sluneční soustavy (například do rozptýleného disku). Tělesa rozptýleného disku pak označují jako „rozptýlená tělesa Kuiperova pásu“.^[67] Například trpasličí planeta Eris, která je dokonce větší než Pluto, bývá někdy v tomto smyslu označována za těleso Kuiperova pásu, ačkoliv technicky se jedná o těleso rozptýleného disku.^[68]

Podobně ani skupina kentaurů nebývá běžně považována za součást Kuiperova pásu. Pravděpodobně se rovněž jedná o rozptýlené objekty, s tím rozdílem, že nebyly odkloněny směrem ven ze sluneční soustavy, ale dovnitř. Minor Planet Center kentaury eviduje spolu s tělesy rozptýleného disku jako rozptýlená tělesa.^[66]

Triton

Hlavní článek: Triton (měsíc)

Největší měsíc planety Neptun, Triton, je podle pravděpodobně také bývalým tělesem Kuiperova pásu. Triton je jediný z velkých měsíců ve sluneční soustavě na retrográdní oběžné dráze (tzn. že obíhá v opačném směru, než v jakém rotuje Neptun). Z toho lze usoudit, že (na rozdíl od velkých měsíců Jupiteru a Saturnu, které se pravděpodobně vytvořily z disků materiálu rotujícího kolem jejich mateřských těles) byl pravděpodobně Neptunem zachycen, snad někdy během jeho migračního období, takže se dostal na jeho oběžnou dráhu již víceméně ve své současné podobě.^[69] Další indicií podporující takový scénář je jeho stavba a chemické složení. Triton je jen o málo menší než Pluto a rovněž spektrální analýza světla odraženého od jejich povrchů naznačuje, že obě tělesa jsou složena z podobných materiálů, jako například methan a oxid uhelnatý, takže snad také vznikla ve stejné oblasti sluneční soustavy.^[70]

Gravitační zachycení cizího tělesa není snadné; v takovém případě je nutné, aby ho nejprve nějaká síla zpomalila, a potom teprve může dojít k vlastnímu zachycení na oběžnou dráhu. Konkrétní mechanismus zachycení Tritonu zatím není zcela jasný. Jednou z možností je, že Triton byl součástí větší populace podobných těles, jejichž gravitace mohla jeho pohyb přibrzdit natolik, aby ho Neptun zachytil.^[69]

Největší tělesa Kuiperova pásu

Od roku 2000 bylo objeveno několik těles Kuiperova pásu o průměrech mezi 500 a 1200 km (asi polovina průměru Pluta). Quaoar, těleso klasického Kuiperova pásu objevené roku 2002, má průměr více než 1200 km. Tělesa Makemake a Haumea, jejichž objev byl oznámen roku 2005, a Orcus, objevený roku 2004, jsou ještě o něco větší. Největším známým plutoidem je Eris (průměr asi 2600 km), který však většinou nebývá řazen do Kuiperova pásu a bývá označován za těleso rozptýleného disku.

Pluto

Hlavní článek: Pluto (plutoid)

Objev velkých těles Kuiperova pásu na podobných drahách jako Pluto, který byl dříve označován za planetu, vedl k závěrům, že ani toto těleso se nijak neliší od ostatních objektů v oblasti. Nejen že se některá další tělesa blížila Plutu svými rozměry, ale také měla své měsíce a byla i podobného složení (např. methan a oxid uhelnatý byly nalezeny na Plutu i na dalších velkých transneptunických tělesech).^[2]. Podobně jako i Ceres byla považována za planetu, dokud nebylo objeveno množství dalších planetek v její oblasti, bylo navrženo, aby i ze seznamu planet byl vyřazen i Pluto.

Tyto názory byly ještě více posíleny objevem Eris, tělesa, které obíhá daleko za Kuiperovým pásem v rozptýleném disku a která je ještě asi o 27 procent hmotnější než Pluto.^[71] Mezinárodní astronomická unie se následkem toho poprvé pokusila definovat pojem planeta, a do této definice zahrnula také požadavek, že oběžná dráha takového tělesa musí být vlivem jeho gravitace vyčištěna od jiných těles.^[72] Protože však Pluto svou oběžnou dráhu sdílí s mnoha dalšími tělesy Kuiperova pásu, byl statutu planety zbaven a označen za jednoho klasické těleso Kuiperova pásu.

Ačkoliv Pluto je největším tělesem Kuiperova pásu, řada větších objektů nacházejících se mimo Kuiperův pás mohla být jeho členy v minulosti. Jedním takovým případem je Eris. Rovněž Neptunův měsíc Triton je pravděpodobně zachycené bývalé těleso Kuiperova pásu.

V roce 2006 byla zavedena nová třída těles sluneční soustavy, tzv. trpasličí planety, mezi něž byla zařazena tělesa, která svou gravitací nevyčistila okolí svých oběžných drah od jiných těles, avšak která jsou přesto dostatečně hmotná na to, aby spočinula v hydrostatické rovnováze. Pouze pět těles sluneční soustavy bylo zatím označeno jako trpasličí planety, z nichž tři (Pluto, Makemake a Haumea) náleží ke Kuiperovu pásu. Tato skupina však může být v budoucnosti rozšířena, neboť i některé další známé transneptunické objekty (jako například Orcus) mají poměrně velkou hmotnost, a je tedy možné, že také stavu hydrostatické rovnováhy dosáhly.^[73]

Měsíce

Ze čtyř největších transneptunických těles byly u třech nalezeny měsíce, z toho u dvou více než jeden. Ačkoliv u ostatních těles Kuiperova pásu není výskyt satelitů ještě detailně prozkoumán, ze zatím provedených pozorování už je jisté, že jejich celkové procento je mnohem nižší, než u těch největších těles. Měsíce obíhající kolem Haumey a Eris jsou také v porovnání se svými mateřskými tělesy mnohem méně jasné, než měsíce jiných těles v této oblasti. Zdá se tedy, že za vznikem měsíců obíhajících kolem velkých a menších transneptunických těles stály různé, zatím neprozkoumané procesy.^[74] Kromě toho se v Kuiperově pásu vyskytuje také velké množství dvojitých těles, to jest dvou přibližně stejně velkých těles obíhajících kolem společného barycentra. Nejznámějším z nich je soustava Pluto-Charon, ovšem odhaduje se, že celkový počet takových dvojic může tvořit až 1 procento všech těles Kuiperova pásu.^[75]

Přehled nejjasnějších objektů Kuiperova pásu

V tabulce jsou uvedeny objekty s absolutní hvězdnou velikostí M < 4,0.

Definitivní označení a jméno	Předběžné označení	Absolutní hvězdná velikost	Albedo	Rovníkový průměr (km)	Velká poloosa (AU)	Rok objevu	Objevitel	Způsob určení průměru
(134340) Pluto		−1,0	0,6	2320	39,482	1930	C. Tombaugh	zákryt
(136472) Makemake	2005 FY₉	−0,3	0,8 ± 0,2	1800 ± 200	45,660	2005	M. Brown, C. Trujillo a D. Rabinowitz	odhadované albedo
(136108) Haumea	2003 EL₆₁	0,1	0,6 (odhad)	~1500	43,317	2005	Observatoř Sierra Nevada^{[pozn 1]}	odhadované albedo
Charon	S/1978 P1	1	0,4	1205	39,482	1978	J. Christy	zákryt
(90482) Orcus	2004 DW	2,3	0,1 (odhad)	~1500	39,343	2004	M. Brown, C. Trujillo a D. Rabinowitz	odhadované albedo
(50000) Quaoar	2002 LM₆₀	2,6	0,10 ± 0,03	1260 ± 190	43,585	2002	C. Trujillo a M. Brown	pozorován disk
(28978) Ixion	2001 KX₇₆	3,2	0,25 – 0,50	400 – 550	39,658	2001	Deep Ecliptic Survey	tepelné záření
(55636)	2002 TX₃₀₀	3,3	> 0,19	< 709	43,119	2002	NEAT	tepelné záření
(55565)	2002 AW₁₉₇	3,3	0,14 – 0,20	650 – 750	47,303	2002	C. Trujillo, M. Brown, E. Helin, S. Pravdo, K. Lawrence a M. Hicks / Palomar Observatory	tepelné záření
(55637)	2002 UX₂₅	3,6	0,115	681	42,533	2002	A. Descour / Spacewatch	odhadované albedo
(20000) Varuna	2000 WR₁₀₆	3,7	0,12 – 0,30	450 – 750	42,900	2000	R. McMillan	tepelné záření
	2002 MS₄	3,8	0,1 (odhad)	730?	41,905	2002	C. Trujillo a M. Brown	odhadované albedo
(145452)	2005 RN₄₃	3,8	0,1 (odhad)	730?	41,533	2005	Andrew C. Becker, Andrew W. Puckett a Jeremy M. Kubica	odhadované albedo
(174567)	2003 MW₁₂	3,8	0,1 (odhad)	730?	45,941	2005	J. A. Larsen	odhadované albedo
(208996)	2003 AZ₈₄	3,9	0,1 (odhad)	700?	39,454	2003	C. Trujillo a M. Brown	odhadované albedo

Průzkum

Soubor:New horizons Pluto.jpg

Umělecká představa sondy New Horizons v blízkosti Pluta

Hlavní článek: New Horizons

19. ledna 2006 odstartovala na první průzkumnou misi v Kuiperovu pásu sonda New Horizons. 14. července 2015 by měla dorazit k Plutu a po jeho průzkumu, pokud to okolnosti dovolí, pokračovat ve studiu i dalších těles Kuiperova pásu. Tato další případná tělesa ještě nebyla vybrána, ale předpokládá se, že se bude jednat o objekty o průměru mezi 40 a 90 km a v ideálním případě budou mít bílou nebo šedou barvu (v kontrastu s načervenalým povrchem Pluta).^[76] Podle Johna Spencera, astronoma z týmu mise New Horizons, se s konečným výběrem čeká na průzkumu Pan-STARRS, který by měl velmi rozšířit pole nabízených možností.^[77] V rámci tohoto projektu astronomové postupně prohlédnou za pomocí 1,4 gigapixelových kamer celou oblohu s cílem zaznamenat jakékoliv pohybující se objekty, ať už blízkozemní planetky nebo vzdálená tělesa Kuiperova pásu.^[78]

Podobné disky v cizích soustavách

Astronomové již od 80. let 20. století nalezli prachoplynové disky kolem řady hvězd. Tyto disky lze rozdělit do dvou kategorií: rozlehlé pásy o šířkách přes 50 AU a úzké pásy (podobné našemu Kuiperovu pásu), které bývají široké mezi 20 a 30 AU a současně mají poměrně ostré hranice. Nejznámější cirkumstelární disky jsou poměrně mladé, ovšem disky kolem hvězd HD 139664 a HD 53143, zachycené na fotografii Hubblova vesmírného teleskopu z roku 2006 (vpravo), jsou již dost staré (přibližně 300 milionů let) a tím pádem i stabilní. Na levé fotografii je široký pás, který je nám nastaven k pohledu „shora“, na pravé fotografii pak vidíme úzký pás při pohledu „zboku“. Černý kruh uprostřed je clona koronografu zakrývající centrální hvězdu, aby bylo možné zachytit mnohem jemněji zářící disk v jejím okolí.^[79]^[80]

Kromě přímo pozorovaných disků mají astronomové také nepřímé důkazy o jejich existenci i u dalších hvězd. Asi 15–20 % hvězd podobných našemu Slunci vykazuje přebytek infračerveného záření, což lze vysvětlit přítomností hmotných struktur typu Kuiperova pásu.^[81]

Odkazy

Šablona:Portál Planetární vědy

Poznámky

↑ Objev si nárokují dva soupeřící týmy, a sice J. L. Ortiz et al. z observatoře Sierra Nevada a M. Brown et al. z observatoře Palomar. Mezinárodní astronomická unie objevitele oficiálně neuvádí, oficiálním místem objevu je observatoř Sierra Nevada.

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Kuiper belt na anglické Wikipedii.

↑ Alan Stern; COLWELL, Joshua E. Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap. The Astrophysical Journal. 1997, s. 879–882. Dostupné online. DOI 10.1086/304912.
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Audrey Delsanti and David Jewitt. The Solar System Beyond The Planets [online]. [cit. 2007-03-09]. Dostupné online.
↑ KRASINSKY, G. A., Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. Hidden Mass in the Asteroid Belt. Icarus. 2002, s. 98–105. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.2002.6837.
↑ ^a ^b David Jewitt, Jane Luu. Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1 [online]. 1992 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ David Jewitt. Kuiper Belt Page [online]. [cit. 2007-10-15]. Dostupné online.
↑ ^a ^b ^c ^d Harold F. Levison, Luke Donnes. Encyclopedia of the Solar System. Redakce Lucy Ann Adams McFadden, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. 2^nd. vyd. [s.l.]: Academic Press, 2007. ISBN 0120885891. Kapitola Comet Populations and Cometary Dynamics, s. 575–588.
↑ Johnson, Torrence V.; and Lunine, Jonathan I.; Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System, Nature, Vol. 435, pp. 69–71
↑ Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton. Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter [online]. 2006 [cit. 2006-06-20]. Dostupné online.
↑ Gérard FAURE. DESCRIPTION OF THE SYSTEM OF ASTEROIDS AS OF MAY 20, 2004 [online]. 2004 [cit. 2007-06-01]. Dostupné online.
↑ What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?) [online]. [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ John Davies. Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. [s.l.]: Cambridge University Press, 2001. S. xii.
↑ Davies, p. 2
↑ ^a ^b ^c David Jewitt. WHY "KUIPER" BELT? [online]. [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.
↑ ^a ^b Davies, p. 14
↑ FOR A COMET BELT BEYOND NEPTUNE BY FRED L. WHIPPLE. EVIDENCE FOR A COMET BELT BEYOND NEPTUNE [online]. 1964 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ CT Kowal, W Liller, BG Marsden. The discovery and orbit of /2060/ Chiron [online]. 1977 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ JV Scotti, DL Rabinowitz, CS Shoemaker, EM Shoemaker, DH Levy, TM King, EF Helin, J Alu, K Lawrence, RH McNaught, L Frederick, D Tholen, BEA Mueller. 1992 AD [online]. 1992 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ HORNER, J., Evans, N.W.; Bailey, M. E. Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics. arxiv.org. 2004. Dostupné online [cit. 2008-09-22].
↑ Davies p. 38
↑ David Jewitt. From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. The Astronomical Journal. 2002, s. 1039–1049. Dostupné online. DOI 10.1086/338692.
↑ Oort, J. H., The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin, Bull. Astron. Inst. Neth., 11, p. 91–110 (1950) Text at Harvard server (PDF)
↑ Davies p. 39
↑ JA Fernandez. On the existence of a comet belt beyond Neptune [online]. 1980 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ M. Duncan, T. Quinn, and S. Tremaine. The origin of short-period comets [online]. 1988 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ Davies p. 191
↑ ^a ^b Davies p. 50
↑ Davies p. 51
↑ Davies pp. 52, 54, 56
↑ Davies pp. 57, 62
↑ Davies p. 65
↑ BS Marsden. 1993 FW [online]. 1993 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.
↑ Kathryn Hansen. Orbital shuffle for early solar system [online]. June 7, 2005 [cit. 2007-08-26]. Dostupné online.
↑ E. W. THOMMES, M. J. DUNCAN, H. F. LEVISON. THE FORMATION OF URANUS AND NEPTUNE AMONG JUPITER AND SATURN [online]. 2001 [cit. 2007-06-24]. Dostupné online. DOI 10.1086/339975. (arXiv:astro-ph/0111290v1)
↑ M. C. De Sanctis, M. T. Capria, and A. Coradini. Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects. The Astronomical Journal. 2001, s. 2792–2799. Dostupné online [cit. 2008-08-28]. DOI 10.1086/320385.
↑ Discovering the Edge of the Solar System [online]. 2003 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ Michael E. Brown, Margaret Pan. The Plane of the Kuiper Belt. The Astronomical Journal. 2004, s. 2418–2423. Dostupné online [cit. 2009-08-15]. DOI 10.1086/382515.
↑ Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli, Giovanni B. Valsecchi. Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts [online]. 1998 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ Jonathan Lunine. The Kuiper Belt [online]. 2003 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ Dave Jewitt. CLASSICAL KUIPER BELT OBJECTS (CKBOs) [online]. 2004 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ P Murdin. Cubewano [online]. 2000 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech. THE DEEP ECLIPTIC SURVEY: A SEARCH FOR KUIPER BELT OBJECTS AND CENTAURS. II. DYNAMICAL CLASSIFICATION, THE KUIPER BELT PLANE, AND THE CORE POPULATION [online]. 2004 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ ^a ^b Naming of astronomical objects: Minor planets. International Astronomical Union. Dostupné online [cit. 2008-11-17].
↑ Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli. The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration [online]. 2003 [cit. 2007-06-25]. Dostupné online.
↑ Alessandro Morbidelli. ORIGIN AND DYNAMICAL EVOLUTION OF COMETS AND THEIR RESERVOIRS [online]. 2006 [cit. 2007-08-30]. Dostupné online.
↑ List Of Transneptunian Objects [online]. [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ Ixion [online]. [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot. Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope [online]. 2007 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ ^a ^b ^c Chiang et al.; JORDAN, A. B.; MILLIS, R. L.; BUIE, M. W.; WASSERMAN, L. H.; ELLIOT, J. L.; KERN, S. D. Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances. The Astronomical Journal. 2003, s. 430–443. Dostupné online [cit. 2009-08-15]. DOI 10.1086/375207.
↑ Wm. Robert Johnston. Trans-Neptunian Objects [online]. 2007 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ Davies p. 104
↑ Davies p. 107
↑ E. I. Chiang and M. E. Brown. KECK PENCIL-BEAM SURVEY FOR FAINT KUIPER BELT OBJECTS [online]. 1999 [cit. 2007-07-01]. Dostupné online.
↑ G.M. Bernstein, D.E. Trilling, R.L. Allen, M.E. Brown, M. Holman and R. Malhotra. The Size Distribution of Trans-Neptunian Bodies. The Astrophysical Journal. 2004. Dostupné online.
↑ Michael Brooks. 13 Things that do not make sense [online]. 2007 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ Govert Schilling. The mystery of Planet X [online]. 2008 [cit. 2008-02-08]. Dostupné online.
↑ ^a ^b Stephen C. Tegler. Encyclopedia of the Solar System. Redakce Lucy-Ann McFadden et. al.. [s.l.]: [s.n.], 2007. Kapitola Kuiper Belt Objects: Physical Studies, s. 605–620.
↑ K. ALTWEGG and H. BALSIGER and J. GEISS. COMPOSITION OF THE VOLATILE MATERIAL IN HALLEY'S COMA FROM IN SITU MEASUREMENTS [online]. 1999 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.
↑ ^a ^b ^c David C. Jewitt & Jane Luu. Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar [online]. 2004 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.
↑ Robert H. Brown, Dale P. Cruikshank, Yvonne Pendleton, Glenn J. Veeder. Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC [online]. 1997 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.
↑ Michael E. Brown, Geoffrey A. Blake, Jacqueline E. Kessler. NEAR-INFRARED SPECTROSCOPY OF THE BRIGHT KUIPER BELT OBJECT 2000 EB173 [online]. 2000 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.
↑ J. Licandro, E. Oliva and M. Di Martino. NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106 [online]. 2001 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.
↑ Lorenzo Iorio. Dynamical determination of the mass of the Kuiper Belt from motions of the inner planets of the Solar system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2007, s. 1311–1314. Dostupné online [cit. 2008-08-09]. DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.11384.x.
↑ Morbidelli A. Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs. Preprint on arXiv (pdf)
↑ Bernstein G.M., Trilling D.E., Allen R.L., Brown K.E, Holman M., Malhotra R. The size Distribution of transneptunian bodies. The Astronomical Journal, 128, 1364–1390. preprint on arXiv (pdf)
↑ SCHEIRICH, Petr. Drobky ve vzdálených končinách -- díl třetí. Instantní astronomické noviny [online]. 2002-9-30. Dostupné online. ISSN 1212-6691.
↑ ^a ^b List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects [online]. [cit. 2007-04-02]. Dostupné online.
↑ David Jewitt. The 1000 km Scale KBOs [online]. 2005 [cit. 2006-07-16]. Dostupné online.
↑ List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects [online]. Minor Planet Center [cit. 2010-02-22]. Dostupné online.
↑ ^a ^b Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton. Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter [online]. 2006 [cit. 2007-10-29]. Dostupné online.
↑ DALE P. CRUIKSHANK. TRITON, PLUTO, CENTAURS, AND TRANS-NEPTUNIAN BODIES. [s.l.]: [s.n.], 2004. Dostupné online.
↑ Mike Brown. Dysnomia, the moon of Eris [online]. 2007 [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.
↑ IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6. www.iau.org. IAU, 24 August 2006. Dostupné online.
↑ IAU Draft Definition of Planet [online]. 2006 [cit. 2007-10-26]. Dostupné online.
↑ M. E. Brown, M. A. van Dam, A. H. Bouchez, D. Le Mignant, R. D. Campbell, J. C. Y. Chin, A. Conrad, S. K. Hartman, E. M. Johansson, R. E. Lafon, D. L. Rabinowitz, P. J. Stomski, Jr., D. M. Summers, C. A. Trujillo, and P. L. Wizinowich. Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects [online]. 2006 [cit. 2007-06-24]. Dostupné online.
↑ Dave Jewitt. Binary Kuiper Belt Objects [online]. 2005 [cit. 2007-06-24]. Dostupné online.
↑ New Horizons mission timeline [online]. [cit. 2007-08-12]. Dostupné online.
↑ Cal Fussman. The Man Who Finds Planets [online]. 2006 [cit. 2007-08-13]. Dostupné online.
↑ Pan-Starrs: University of Hawaii [online]. 2005 [cit. 2007-08-13]. Dostupné online.
↑ P. Kalas, J. R. Graham, M. C. Clampin, M. P. Fitzgerald (01/2006). First Scattered Light Images of Debris Disks Around HD 53143 And HD 139 664. The Astrophysical Journal, 637, issue 1, pp. L57–L60. Article on ADS Article on Arxiv
↑ Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt [online]. 2006 [cit. 2007-07-01]. Dostupné online.
↑ Trilling, D. E.; Bryden, G.; Beichman, C. A.; Rieke, G. H.; Su, K. Y. L.; Stansberry, J. A.; Blaylock, M.; Stapelfeldt, K. R.; Beeman, J. W.; Haller, E. E. Debris Disks around Sun-like Stars. The Astrophysical Journal. 2008, s. 1086–1105. Dostupné online. DOI 10.1086/525514.

Externí odkazy

Dave Jewitt's page @ University of Hawaii
- The belt's name
List of short period comets by family
Kuiper Belt Profile by NASA's Solar System Exploration
The Kuiper Belt Electronic Newsletter
Wm. Robert Johnston's TNO page
Minor Planet Center: Plot of the Outer Solar System, illustrating Kuiper gap
Website of the International Astronomical Union (debating the status of TNOs)
XXVIth General Assembly 2006
nature.com article: diagram displaying inner solar system, Kuiper Belt, and Oort Cloud
SPACE.com: Discovery Hints at a Quadrillion Space Rocks Beyond Neptune (Sara Goudarzi) 15 August 2006 06:13 a.m. ET
The Outer Solar System Astronomy Cast episode #64, includes full transcript.
The Kuiper belt at 365daysofastronomy.org.

Šablona:Link FA Šablona:Link FA Šablona:Link FA

[76] Objev si nárokují dva soupeřící týmy, a sice J. L. Ortiz et al. z observatoře Sierra Nevada a M. Brown et al. z observatoře Palomar. Mezinárodní astronomická unie objevitele oficiálně neuvádí, oficiálním místem objevu je observatoř Sierra Nevada.

[1] Alan Stern; COLWELL, Joshua E. Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap. The Astrophysical Journal. 1997, s. 879–882. Dostupné online. DOI 10.1086/304912.

[beyond-2] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Audrey Delsanti and David Jewitt. The Solar System Beyond The Planets [online]. [cit. 2007-03-09]. Dostupné online.

[3] KRASINSKY, G. A., Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. Hidden Mass in the Asteroid Belt. Icarus. 2002, s. 98–105. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.2002.6837.

[qbee-4] David Jewitt, Jane Luu. Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1 [online]. 1992 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[5] David Jewitt. Kuiper Belt Page [online]. [cit. 2007-10-15]. Dostupné online.

[book-6] Harold F. Levison, Luke Donnes. Encyclopedia of the Solar System. Redakce Lucy Ann Adams McFadden, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. 2^nd. vyd. [s.l.]: Academic Press, 2007. ISBN 0120885891. Kapitola Comet Populations and Cometary Dynamics, s. 575–588.

[7] Johnson, Torrence V.; and Lunine, Jonathan I.; Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System, Nature, Vol. 435, pp. 69–71

[8] Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton. Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter [online]. 2006 [cit. 2006-06-20]. Dostupné online.

[9] Gérard FAURE. DESCRIPTION OF THE SYSTEM OF ASTEROIDS AS OF MAY 20, 2004 [online]. 2004 [cit. 2007-06-01]. Dostupné online.

[10] What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?) [online]. [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[11] John Davies. Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. [s.l.]: Cambridge University Press, 2001. S. xii.

[12] Davies, p. 2

[Jewitt-13] David Jewitt. WHY "KUIPER" BELT? [online]. [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.

[Davies2-14] Davies, p. 14

[15] FOR A COMET BELT BEYOND NEPTUNE BY FRED L. WHIPPLE. EVIDENCE FOR A COMET BELT BEYOND NEPTUNE [online]. 1964 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[16] CT Kowal, W Liller, BG Marsden. The discovery and orbit of /2060/ Chiron [online]. 1977 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[17] JV Scotti, DL Rabinowitz, CS Shoemaker, EM Shoemaker, DH Levy, TM King, EF Helin, J Alu, K Lawrence, RH McNaught, L Frederick, D Tholen, BEA Mueller. 1992 AD [online]. 1992 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[Horner2004a-18] HORNER, J., Evans, N.W.; Bailey, M. E. Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics. arxiv.org. 2004. Dostupné online [cit. 2008-09-22].

[19] Davies p. 38

[matter-20] David Jewitt. From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter. The Astronomical Journal. 2002, s. 1039–1049. Dostupné online. DOI 10.1086/338692.

[21] Oort, J. H., The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin, Bull. Astron. Inst. Neth., 11, p. 91–110 (1950) Text at Harvard server (PDF)

[22] Davies p. 39

[23] JA Fernandez. On the existence of a comet belt beyond Neptune [online]. 1980 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[24] M. Duncan, T. Quinn, and S. Tremaine. The origin of short-period comets [online]. 1988 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[25] Davies p. 191

[Davies3-26] Davies p. 50

[27] Davies p. 51

[28] Davies pp. 52, 54, 56

[29] Davies pp. 57, 62

[30] Davies p. 65

[31] BS Marsden. 1993 FW [online]. 1993 [cit. 2007-06-20]. Dostupné online.

[32] Kathryn Hansen. Orbital shuffle for early solar system [online]. June 7, 2005 [cit. 2007-08-26]. Dostupné online.

[33] E. W. THOMMES, M. J. DUNCAN, H. F. LEVISON. THE FORMATION OF URANUS AND NEPTUNE AMONG JUPITER AND SATURN [online]. 2001 [cit. 2007-06-24]. Dostupné online. DOI 10.1086/339975. (arXiv:astro-ph/0111290v1)

[34] M. C. De Sanctis, M. T. Capria, and A. Coradini. Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects. The Astronomical Journal. 2001, s. 2792–2799. Dostupné online [cit. 2008-08-28]. DOI 10.1086/320385.

[35] Discovering the Edge of the Solar System [online]. 2003 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[36] Michael E. Brown, Margaret Pan. The Plane of the Kuiper Belt. The Astronomical Journal. 2004, s. 2418–2423. Dostupné online [cit. 2009-08-15]. DOI 10.1086/382515.

[37] Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli, Giovanni B. Valsecchi. Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts [online]. 1998 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[38] Jonathan Lunine. The Kuiper Belt [online]. 2003 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[39] Dave Jewitt. CLASSICAL KUIPER BELT OBJECTS (CKBOs) [online]. 2004 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[40] P Murdin. Cubewano [online]. 2000 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[41] J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, A. A. S. Gulbis, R. L. Millis, M. W. Buie, L. H. Wasserman, E. I. Chiang, A. B. Jordan, D. E. Trilling, and K. J. Meech. THE DEEP ECLIPTIC SURVEY: A SEARCH FOR KUIPER BELT OBJECTS AND CENTAURS. II. DYNAMICAL CLASSIFICATION, THE KUIPER BELT PLANE, AND THE CORE POPULATION [online]. 2004 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[clas-42] Naming of astronomical objects: Minor planets. International Astronomical Union. Dostupné online [cit. 2008-11-17].

[43] Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli. The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration [online]. 2003 [cit. 2007-06-25]. Dostupné online.

[44] Alessandro Morbidelli. ORIGIN AND DYNAMICAL EVOLUTION OF COMETS AND THEIR RESERVOIRS [online]. 2006 [cit. 2007-08-30]. Dostupné online.

[45] List Of Transneptunian Objects [online]. [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[46] Ixion [online]. [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[albedo-47] John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot. Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope [online]. 2007 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[trojan-48] Chiang et al.; JORDAN, A. B.; MILLIS, R. L.; BUIE, M. W.; WASSERMAN, L. H.; ELLIOT, J. L.; KERN, S. D. Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances. The Astronomical Journal. 2003, s. 430–443. Dostupné online [cit. 2009-08-15]. DOI 10.1086/375207.

[49] Wm. Robert Johnston. Trans-Neptunian Objects [online]. 2007 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[50] Davies p. 104

[51] Davies p. 107

[Brown_1999-52] E. I. Chiang and M. E. Brown. KECK PENCIL-BEAM SURVEY FOR FAINT KUIPER BELT OBJECTS [online]. 1999 [cit. 2007-07-01]. Dostupné online.

[53] G.M. Bernstein, D.E. Trilling, R.L. Allen, M.E. Brown, M. Holman and R. Malhotra. The Size Distribution of Trans-Neptunian Bodies. The Astrophysical Journal. 2004. Dostupné online.

[54] Michael Brooks. 13 Things that do not make sense [online]. 2007 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[55] Govert Schilling. The mystery of Planet X [online]. 2008 [cit. 2008-02-08]. Dostupné online.

[physical-56] Stephen C. Tegler. Encyclopedia of the Solar System. Redakce Lucy-Ann McFadden et. al.. [s.l.]: [s.n.], 2007. Kapitola Kuiper Belt Objects: Physical Studies, s. 605–620.

[57] K. ALTWEGG and H. BALSIGER and J. GEISS. COMPOSITION OF THE VOLATILE MATERIAL IN HALLEY'S COMA FROM IN SITU MEASUREMENTS [online]. 1999 [cit. 2007-06-23]. Dostupné online.

[Quaoar-58] David C. Jewitt & Jane Luu. Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar [online]. 2004 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.

[rbrown-59] Robert H. Brown, Dale P. Cruikshank, Yvonne Pendleton, Glenn J. Veeder. Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC [online]. 1997 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.

[60] Michael E. Brown, Geoffrey A. Blake, Jacqueline E. Kessler. NEAR-INFRARED SPECTROSCOPY OF THE BRIGHT KUIPER BELT OBJECT 2000 EB173 [online]. 2000 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.

[61] J. Licandro, E. Oliva and M. Di Martino. NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106 [online]. 2001 [cit. 2007-06-21]. Dostupné online.

[62] Lorenzo Iorio. Dynamical determination of the mass of the Kuiper Belt from motions of the inner planets of the Solar system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2007, s. 1311–1314. Dostupné online [cit. 2008-08-09]. DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.11384.x.

[Morbidelli_2005-63] Morbidelli A. Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs. Preprint on arXiv (pdf)

[Bernstein_et_al._2004-64] Bernstein G.M., Trilling D.E., Allen R.L., Brown K.E, Holman M., Malhotra R. The size Distribution of transneptunian bodies. The Astronomical Journal, 128, 1364–1390. preprint on arXiv (pdf)

[65] SCHEIRICH, Petr. Drobky ve vzdálených končinách -- díl třetí. Instantní astronomické noviny [online]. 2002-9-30. Dostupné online. ISSN 1212-6691.

[scattered-66] List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects [online]. [cit. 2007-04-02]. Dostupné online.

[67] David Jewitt. The 1000 km Scale KBOs [online]. 2005 [cit. 2006-07-16]. Dostupné online.

[MPC-68] List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects [online]. Minor Planet Center [cit. 2010-02-22]. Dostupné online.

[CraigHamilton-69] Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton. Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter [online]. 2006 [cit. 2007-10-29]. Dostupné online.

[70] DALE P. CRUIKSHANK. TRITON, PLUTO, CENTAURS, AND TRANS-NEPTUNIAN BODIES. [s.l.]: [s.n.], 2004. Dostupné online.

[71] Mike Brown. Dysnomia, the moon of Eris [online]. 2007 [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.

[72] IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6. www.iau.org. IAU, 24 August 2006. Dostupné online.

[73] IAU Draft Definition of Planet [online]. 2006 [cit. 2007-10-26]. Dostupné online.

[74] M. E. Brown, M. A. van Dam, A. H. Bouchez, D. Le Mignant, R. D. Campbell, J. C. Y. Chin, A. Conrad, S. K. Hartman, E. M. Johansson, R. E. Lafon, D. L. Rabinowitz, P. J. Stomski, Jr., D. M. Summers, C. A. Trujillo, and P. L. Wizinowich. Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects [online]. 2006 [cit. 2007-06-24]. Dostupné online.

[binary-75] Dave Jewitt. Binary Kuiper Belt Objects [online]. 2005 [cit. 2007-06-24]. Dostupné online.

[77] New Horizons mission timeline [online]. [cit. 2007-08-12]. Dostupné online.

[78] Cal Fussman. The Man Who Finds Planets [online]. 2006 [cit. 2007-08-13]. Dostupné online.

[79] Pan-Starrs: University of Hawaii [online]. 2005 [cit. 2007-08-13]. Dostupné online.

[Kalas_et_al._2006-80] P. Kalas, J. R. Graham, M. C. Clampin, M. P. Fitzgerald (01/2006). First Scattered Light Images of Debris Disks Around HD 53143 And HD 139 664. The Astrophysical Journal, 637, issue 1, pp. L57–L60. Article on ADS Article on Arxiv

[81] Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt [online]. 2006 [cit. 2007-07-01]. Dostupné online.

[82] Trilling, D. E.; Bryden, G.; Beichman, C. A.; Rieke, G. H.; Su, K. Y. L.; Stansberry, J. A.; Blaylock, M.; Stapelfeldt, K. R.; Beeman, J. W.; Haller, E. E. Debris Disks around Sun-like Stars. The Astrophysical Journal. 2008, s. 1086–1105. Dostupné online. DOI 10.1086/525514.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[pozn 1]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

Sluneční soustava



Slunce • Merkur • Venuše • Země • Mars • Ceres • Jupiter • Saturn • Uran • Neptun • Pluto • Haumea • Makemake • Eris

Planeta • trpasličí planeta • planetka • měsíce: Měsíc • Marsovy • asteroidní • Jupiterovy • Saturnovy • Uranovy • Neptunovy • Plutovy • Haumey • Dysnomia

Hlavní pás • meteoroidy • komety • transneptunická tělesa • Kuiperův pás • rozptýlený disk • oddělený disk • plutoidy • Hillsův oblak • Oortův oblak • sluneční vítr