pienoiskuva|Kuiperin vyöhykkeen kohteet (vihreällä) muodostavat kehän Neptunuksen radan ulkopuolelle. thumb|Pluto on Kuiperin vyöhykkeen suurimpia kappaleita. Kuvassa myös Pluton kuu Kharon.
Kuiperin vyöhyke on laaja vyöhyke Aurinkokunnan ulko-osissa Neptunuksen radan takana.
Rinkilän muotoinen Kuiperin vyöhyke on Aurinkokunnan suurimpia rakenteita. Vyöhyke alkaa Neptunuksen radasta noin 30 astronomista yksikköä (AU) Auringosta, ja vyöhykkeen pääosan ulkoreuna on 50 AU:n päässä Auringosta. Varsinaiset Kuiperin vyöhykkeen kohteet eli cubewanot sijaitsevat noin 40–50 AU:n päässä Auringosta. Ulkoreunan kanssa päällekkäin sijaitsee hajanaiseksi kiekoksi kutsuttu vyöhyke, joka jatkuu aina 1000 AU:n etäisyydelle. Päällekkäisyydestään huolimatta hajanainen kiekko on joidenkin tutkijoiden mukaan eri aluetta kuin Kuiperin vyöhyke. Jotkut tutkijat kutsuvat myös Kuiperin vyöhykettä mieluummin transneptuniseksi alueeksi.
Toistaiseksi Kuiperin vyöhykkeeltä on löydetty runsaat 2 000 kohdetta, mutta siellä arvellaan olevan miljoonia pieniä jäätyneitä kappaleita. Niistä sadattuhannet ovat halkaisijaltaan yli 100 kilometriä, ja suurimmat ovat yli 1 000 kilometrin kokoisia. Suurimpia kappaleita ovat kääpiöplaneetat Eris, Pluto, Makemake ja Haumea.
Vaikka kohteita on paljon, niiden yhteenlaskettu massa on arviolta vain 10 prosenttia maapallon massasta. Kivisten ja jäisten kappaleiden lisäksi Kuiperin vyöhykkeellä on jäätynyttä ammoniumia ja metaania.
Kuiperin vyöhykkeen kohteita ei voi havaita kaukoputkea tehottomammilla laitteilla tai paljain silmin. Monien Kuiperin vyöhykkeen kappaleitten radat ovat soikeita ja kaltevia toisin kuin suurten planeettojen.
Kuiperin vyöhyke on nimetty tähtitieteilijä Gerard Kuiperin mukaan. Hän julkaisi vuonna 1951 paperin, jossa hän spekuloi Pluton takana olevilla kohteilla.
Kappaleet pienoiskuva|Kuiperin vyöhykkeen kohteiden etäisyysjakauma Auringosta astronomisissa yksiköissä. pienoiskuva|Kuiperin vyöhykkeen rataresonansseja
Kuiperin vyöhykkeen kohteet (KBO) vaihtelevat huomattavasti kooltaan, muodoltaan ja väriltään. Ne eivät jakaannu tasaisesti vaan muodostavat rykelmiä sen mukaan, miten Neptunuksen painovoima on vaikuttanut niihin.
Useimmat kohteet löytyvät vyöhykkeen pääosasta tai hajanaisesta kiekosta. Niin sanotut klassiset kohteet sijaitsevat 40–50 AU:n etäisyydellä Auringosta. Ne jaetaan ”kylmiin” ja ”kuumiin” kappaleisiin, millä viitataan niiden kiertoratoihin ja Neptunuksen painovoiman vaikutuksen voimakkuuteen. Kylmät kapaleet kiertävät Aurinkoa melko ympyränmuotoisella kiertoradalla, joka on melko samassa tasossa kuin planeettojen muodostama taso. Neptunuksen painovoima ei vaikuta niihin kovinkaan paljon. Kuumien kappaleiden radat ovat soikeampia ja enemmän kallellaan.
Monella vyöhykkeen kohteella on oma kuu tai kaksonen.
Joidenkin kappaleiden radat ovat resonanssissa Neptunuksen radan kanssa. Resonanssi voi olla 1:1, 4:3, 3:2 tai 2:1. Kuiperin vyöhykkeen kohteiden (KBO) luokittelu: cubewanot (klassiset KBO:t, eivät rataresonanssissa), kuten Makemake, Varuna, Chaos, Albion, Arrokoth plutinot (3:2 resonanssissa olevat KBO:t), kuten Pluto, Orcus, Ixion twotinot (2:1 resonanssissa olevat KBO:t), kuten
Neptunuksen ja Jupiterin välissä kiertää niin sanottuja kentaureja. Niiden arvellaan karanneen Kuiperin vyöhykkeeltä. Kuiperin vyöhykkeellä syntyy komeettoja, joista osa syöksyy Aurinkoon tai planeettoihin.
Vyöhykkeen synty ja katoaminen Kuiperin vyöhykkeen uskotaan olevan Aurinkokunnan muodostumisen jäänteitä. Kappaleet eivät yhdistyneet planeetaksi, koska Neptunuksen painovoima piti ne erillään. Vyöhykkeellä arvioidaan olleen alun perin moninkertainen määrä materiaalia, mutta se sinkoutui ulos Aurinkokunnasta suurten planeettojen vaikutuksesta. Kuiperin vyöhyke on hitaasti katoamassa, kun toisiinsa törmäilevät kohteet hajoavat pienemmiksi ja lentävät ulos Aurinkokunnasta.
Vyöhykkeen löytäminen 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.
Luotaimet Nasan New Horizons -luotain tutki Plutoa ja Arrokothia. Se laukaistiin 19. tammikuuta 2006, ohitti Pluton vuonna 2015 ja Arrokothin vuonna 2019. Luotain kävi 12 500 kilometrin etäisyydellä Plutosta ja 3 500 kilometrin etäisyydellä Arrokothin pinnasta ohitustensa aikana.
Ennen kuin Arrokoth oli valittu luotaimen tutkimuskohteeksi, harkittiin myös kolmea muuta Kuiperin vyöhykkeen kohdetta: , ja . Luotaimella oli käytössään vain rajallisesti ajoainetta, ja Arrokothille pääsemisen jälkeen polttoainetta jäi myös muutoksiin ohituksen aikana. Lisäksi Arrokoth on "kylmän" joukon cubewano, eli se on syntynyt todennäköisesti nykyisellä radallaan. Se on hyvin alkukantainen kohde. Arrokoth sekä muut harkitut kohteet löytyivät Hubble-avaruusteleskoopin etsinnöissä vasta luotaimen laukaisun jälkeen, mikä on ensimmäinen kerta kun läheltä tutkittu kohde löytyy vasta kun luotain on jo avaruudessa.
Samankaltaisia vyöhykkeitä muualla
pienoiskuva|300px|Pari toisilta tähdiltä havaittua pölykiekkoa. 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.
Suurimmat Kuiperin vyöhykkeen kappaleet Vyöhykkeen kappaleet on järjestetty niiden absoluuttisen magnitudin mukaan.
Numero NimiAbsoluuttinen magnitudiPäiväntasaajan läpimitta (km)KeskietäisyysAuringosta (AU)LöytöaikaLöytäjäLäpimitanmittaustapa 136199 Eris −1,2 2 326–2 330 ~67,7 2005 M. Brown, C. Trujillo & D. Rabinowitz tähdenpeitto 134340 Pluto −0,7 2 329 39,4 1930 Clyde Tombaugh tähdenpeitto 136472 Makemake 0,1 1 426 ~45,6 2005 M. Brown, C. Trujillo & D. Rabinowitz oletettu albedo 136108 Haumea 0,4 1 252 ~43,3 2005 J.L. Ortiz et al. oletettu albedo 134340 Kharon 1 1 270 39,4 1978 James W. Christy tähdenpeitto 225088 Gonggong 2,0 1 290 66,84 2007 M. E. Schwamb, M. Brown & D. Rabinowitz oletettu albedo 90482 90482 Orcus 2,3 983 39,47 2004 Michael E. Brown, Chadwick A. Trujillo, David L. Rabinowitz oletettu albedo 50000 Quaoar 2,6 1 092 43,25 2002 Chadwick A. Trujillo & Michael E. Brown suora kuvaus 28978 28978 Ixion 3,2 674 39,6 2001 Deep Ecliptic Survey lämpötila 55636 3,3 309 43,1 2002 NEAT lämpötila 20000 20000 Varuna 3,7 763 43,23 2000 Robert S. McMillan lämpötila 174567 174567 Varda 3,7 692 45,63 2003 J. A. Larsen lämpötila 55565 55565 Aya 3,8 698 47,52 2002 Chadwick A. Trujillo, Michael E. Brown, Eleanor F. Helin, Steven H. Pravdo, Kenneth J. Lawrence, Michael D. Hicks / Palomarin observatorio oletettu albedo 55637 55637 Uni 3,9 704 42,71 2002 Anne S. Descour / Spacewatch oletettu albedo 84522 4,2 591 55,52 2002 NEAT oletettu albedo 120347 120347 Salacia 4,2 921 41,96 2004 H. G. Roe, M. Brown & K. M. Barkume oletettu albedo 15874 5,4 344 85,33 1996 David Jewitt et. al oletettu albedo
Lähteet
Aiheesta muualla
Luokka:Seulonnan keskeiset artikkelit