Zobrazení zdroje stránky Kuiperův pás

[[Soubor:Outersolarsystem objectpositions labels comp cs.png|náhled|300px|Známé objekty vnější části sluneční soustavy dle údajů z&nbsp;[[Minor Planet Center]]. Tělesa vlastního Kuiperova pásu jsou zobrazena zeleně, [[Rozptýlený disk|rozptýlené objekty]] oranžově, čtyři vnější planety modře, několik známých [[Neptunovi trojáni|Neptunových trojánů]] žlutě a&nbsp;Jupiterovi [[troján]]i růžově. Rozptýlené objekty mezi Sluncem a&nbsp;Kuiperovým pásem se nazývají [[Skupina kentaurů|kentauři]]. Měřítko je v&nbsp;astronomických jednotkách. Mezera ve spodní části je způsobena pásem [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčné dráhy]], který brání účinnému pozorování v&nbsp;určitých místech oblohy.]]

'''Kuiperův pás''' (vyslovuj kaiperův), zřídka nazývaný také '''Edgeworthův-Kuiperův pás''',<ref name="Grün">{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Grün
 | jméno = Marcel
 | odkaz na autora = Marcel Grün
 | titul = Co dělají nejslavnější kosmické sondy v&nbsp;nekonečném vesmíru
 | periodikum = Technet.cz
 | rok = 
 | měsíc = 
 | ročník = 
 | číslo = 
 | strany = 
 | url = http://technet.idnes.cz/co-delaji-nejslavnejsi-kosmicke-sondy-v-nekonecnem-vesmiru-p43-/tec_vesmir.aspx?c=A070130_164436_tec_vesmir_vse
 | datum přístupu = 2011-12-19
 | issn = 
}}</ref> je oblast [[sluneční soustava|sluneční soustavy]] rozprostírající se od oběžné dráhy [[Neptun (planeta)|Neptunu]] (asi 30&nbsp;[[astronomická jednotka|astronomických jednotek]]) až do vzdálenosti přibližně 55&nbsp;astronomických jednotek od [[Slunce]].<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Stern
 | jméno = Alan
 | příjmení2 = Colwell
 | jméno2 = Joshua E.
 | titul = Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50&nbsp;AU Kuiper Gap
 | periodikum = The Astrophysical Journal
 | datum = 1997-12-1
 | ročník = 490
 | číslo = 2
 | strany = 879–882
 | url = http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/490/2/879/36659.html
 | doi = 10.1086/304912
 | issn = 0004-637X
 | jazyk = anglicky
 | datum přístupu = 2010-05-19
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20200325122837/http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/490/2/879/36659.html
 | datum archivace = 2020-03-25
 | nedostupné = ano
 }} {{Wayback|url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/490/2/879/36659.html |date=20200325122837 }}</ref> Jde o&nbsp;podobné seskupení těles, jako je [[hlavní pás]] planetek, ovšem mnohem větší&nbsp;– asi 20krát širší a&nbsp;20–200krát hmotnější.<ref name="beyond">{{Citace sborníku
 | příjmení = Delsanti
 | jméno = Audrey
 | příjmení2 = Jewitt
 | jméno2 = David
 | odkaz na autora2 = David C. Jewitt
 | titul = The Solar System Beyond The Planets
 | příjmení sestavitele = Blondel
 | jméno sestavitele = Philippe
 | příjmení sestavitele2 = Mason
 | jméno sestavitele2 = John W.
 | sborník = Solar System Update
 | vydavatel = Springer-Verlag
 | místo = Chichester, UK
 | rok vydání = 2006
 | isbn = 978-3-540-26056-1
 | url = 
 | strany = 267–293
 | doi = 10.1007/3-540-37683-6_11 
 | jazyk = anglicky
}}</ref><ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Krasinsky
 | jméno = Georgij A.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = Hidden Mass in the Asteroid Belt
 | periodikum = Icarus
 | rok = 2002
 | měsíc = červenec
 | ročník = 158
 | číslo = 1
 | strany = 98–105
 | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002Icar..158...98K&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=4326fb2cf906949
 | doi = 10.1006/icar.2002.6837
 | issn = 0019-1035
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Podobně jako hlavní pás sestává zejména z&nbsp;malých těles, která zde zůstala z&nbsp;počátku [[Vznik a vývoj sluneční soustavy|vývoje sluneční soustavy]]. Zatímco hlavní pás se skládá převážně z&nbsp;kamenných a&nbsp;kovových těles, objekty Kuiperova pásu, též označované zkratkou&nbsp;KBO (z&nbsp;anglického výrazu ''{{Cizojazyčně|en|Kuiper Belt Objects}}''), jsou tvořeny především zmrzlými prchavými látkami jako [[methan]], [[amoniak]] či [[voda]]. Jeho součástí jsou mimo jiné také tři [[trpasličí planeta|trpasličí planety]]&nbsp;–<!-- Prosím nedodávejte sem Eris, která sice někdy bývá nepřesně započítávána do Kuiperova pásu, ve skutečnosti však patří mezi tělesa rozptýleného disku --> [[Pluto (trpasličí planeta)|Pluto]], [[Haumea (trpasličí planeta)|Haumea]] a&nbsp;[[Makemake (trpasličí planeta)|Makemake]].

Od roku 1992, kdy byl Kuiperův pás objeven,<ref name="qbee" /> vzrostl počet jeho známých těles na více než tisíc, přičemž astronomové odhadují, že počet zdejších těles o&nbsp;průměru větším než 100&nbsp;km může být vyšší než 70&nbsp;000.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Jewitt
 | jméno = David
 | odkaz na autora = David C. Jewitt
 | titul = Kuiper Belt
 | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 
 | datum přístupu = 2010-5-20
 | vydavatel = University of California, Department of Earth and Space Sciences
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Kuiperův pás byl původně považován za hlavní zásobárnu periodických [[kometa|komet]] s&nbsp;oběžnými dobami kratšími než 200&nbsp;let. Studie provedené v&nbsp;polovině 90.&nbsp;let však ukázaly, že Kuiperův pás je stabilní a&nbsp;že komety ve skutečnosti přicházejí ze vzdálenějšího [[rozptýlený disk|rozptýleného disku]], což je velmi dynamická oblast vytvořená během stěhování Neptunu z&nbsp;bližších částí sluneční soustavy na jeho současnou [[Oběžná dráha|oběžnou dráhu]] před asi 4,5&nbsp;miliardami let.<ref name="book">{{Citace sborníku
 | příjmení = Levison
 | jméno = Harold F.
 | příjmení2 = Donnes
 | jméno2 = Luke
 | titul = Comet Populations and Cometary Dynamics
 | sborník = Encyclopedia of the Solar System
 | příjmení sestavitele = McFadden
 | jméno sestavitele = Lucy-Ann Adams
 | příjmení sestavitele2 = Weissman
 | jméno sestavitele2 = Paul Robert
 | příjmení sestavitele3 = Johnson
 | jméno sestavitele3 = Torrence V.
 | vydavatel = Academic Press
 | místo = Amsterdam; Boston
 | rok = 2007
 | isbn = 0120885891
 | vydání = 2
 | strany = 575–588
 | jazyk = anglicky
 | url-access = registration
 | url = https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1
 }}</ref> Tělesa rozptýleného disku jako například [[Eris (trpasličí planeta)|Eris]] se velmi podobají tělesům Kuiperova pásu, ovšem jejich oběžné dráhy jsou extrémně velké, takže se dostávají do vzdáleností někdy až 100&nbsp;astronomických jednotek od Slunce. Někdy se oběžné dráhy těchto těles změní, a&nbsp;ta pak mohou zamířit blíže ke Slunci. V&nbsp;takovém případě se nejprve zařadí mezi tzv.&nbsp;[[skupina kentaurů|kentaury]] a&nbsp;později krátkoperiodické komety. Rovněž některé [[měsíc (satelit)|měsíce]] planet, jako například Neptunův [[Triton (měsíc)|Triton]] či Saturnův [[Phoebe (měsíc)|Phoebe]], pravděpodobně pocházejí z&nbsp;rozptýleného disku.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Johnson
 | jméno = Torrence V.
 | příjmení2 = Lunine
 | jméno2 = Jonathan I.
 | titul = Saturn's moon Phoebe as a&nbsp;captured body from the outer Solar System
 | periodikum = Nature
 | odkaz na periodikum = Nature
 | datum = 2005-5-5
 | ročník = 435
 | číslo = 
 | strany = 69–71
 | url = 
 | doi = 10.1038/nature03384
 | issn = 0028-0836
 | jazyk = anglicky
}}</ref><ref name="AgnorHamilton">{{Citace periodika
 | příjmení = Agnor
 | jméno = Craig B.
 | příjmení2 = Hamilton
 | jméno2 = Douglas P.
 | titul = Neptune's capture of its moon Triton in a&nbsp;binary-planet gravitational encounter
 | periodikum = Nature
 | odkaz na periodikum = Nature
 | datum = 2006-5-11
 | ročník = 411
 | číslo = 
 | strany = 192–194
 | url = http://www.maths.qmul.ac.uk/~agnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1038/nature04792
 | issn = 0028-0836
 | jazyk = anglicky
 | datum přístupu = 2010-05-20
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20081015145637/http://www.maths.qmul.ac.uk/~agnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf
 | datum archivace = 2008-10-15
 | nedostupné = ano
 }} {{Wayback|url=http://www.maths.qmul.ac.uk/~agnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf |date=20081015145637 }}</ref> Největším známým tělesem Kuiperova pásu je [[Pluto (trpasličí planeta)|Pluto]].<!-- Eris totiž nepatří do Kuiperova pásu--> Původně bylo považováno za [[planeta|planetu]], ovšem roku 2006 bylo na [[Astronomický kongres v Praze|astronomickém kongresu v&nbsp;Praze]] přeřazeno mezi nově ustanovený typ těles&nbsp;– trpasličí planety. Svým složením se podobá mnoha dalším tělesům Kuiperova pásu a&nbsp;jeho oběžná doba je identická s&nbsp;tělesy označovanými jako [[plutino|plutina]]. Podle této bývalé planety se také pro čtyři trpasličí planety nacházející se za oběžnou drahou Neptunu vžilo označení [[plutoid]]y.

Kuiperův pás by neměl být zaměňován s&nbsp;hypotetickým [[Oortův oblak|Oortovým mračnem]], které by se mělo nacházet ještě tisíckrát dále. Tělesa Kuiperova pásu, rozptýleného disku, [[Hillsův oblak|Hillsova oblaku]] a&nbsp;Oortova mračna se souhrnně nazývají [[transneptunické těleso|transneptunická tělesa]] (TNO&nbsp;– z&nbsp;anglického ''{{Cizojazyčně|en|trans-Neptunian object}}'').

== Historie objevů ==
Již od objevu [[Pluto (trpasličí planeta)|Pluta]] astronomové spekulovali, že by toto těleso nemuselo být za dráhou [[Neptun (planeta)|Neptunu]] samo. Oblast, dnes nazývaná Kuiperův pás, byla předmětem různých [[hypotéza|hypotéz]] již desítky let před svým faktickým objevením. Teprve roku 1992 však byl nalezen první přímý důkaz její existence. Pro velké množství spekulací o&nbsp;povaze Kuiperova pásu, které jeho objevu předcházely, není zcela jasné, kdo si vlastně zaslouží uznání za jeho předpověď.

=== Hypotézy ===
Prvním, kdo přišel s&nbsp;domněnkou o&nbsp;existenci populace transneptunických těles, byl americký astronom [[Frederick C. Leonard]]. Již roku 1930, hned po objevu Pluta, spekuloval, zda není jen první z&nbsp;řady objektů nacházejících se za drahou Neptunu, jejichž objevy teprve budou následovat.<ref>{{Citace elektronického periodika
 | titul = What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a&nbsp;thing after a&nbsp;man who didn't believe its existence?)
 | periodikum = International Comet Quarterly
 | vydavatel = Harvard Smithsonian Center for Astrophysics
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | jazyk = anglicky
}}</ref>
 
[[Soubor:GerardKuiper.jpg|náhled|Astronom [[Gerard Kuiper]], po němž Kuiperův pás nese své jméno]]
Roku 1943 zveřejnil [[Kenneth Essex Edgeworth|Kenneth Edgeworth]] v&nbsp;''{{Cizojazyčně|en|Journal of the British Astronomical Association}}'' hypotézu, že v&nbsp;oblasti za Neptunem se nachází velké množství menších těles<ref>{{Citace monografie
 | příjmení = Davies
 | jméno = John
 | titul = Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system
 | url = http://books.google.cz/books?id=PYVRCE0VGs8C&dq=Beyond+Pluto:+Exploring+the+outer+limits+of+the+solar+system&printsec=frontcover&source=bn&hl=cs&ei=eI32S-zsCY2uOIzdhJUJ&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=4&ved=0CCkQ6AEwAw#v=onepage&q&f=false
 | vydavatel = Cambridge University Press
 | místo = Cambridge
 | rok = 2001
 | isbn = 0521800196
 | kapitola = Prologue
 | strany = xii
 | jazyk = anglicky
}}</ref> a&nbsp;že čas od času se některé z&nbsp;nich vydá jako kometa na cestu do vnitřních částí sluneční soustavy.<ref>Davies, s. 2</ref> Ve svém článku však této myšlence věnoval jen krátký odstavec a&nbsp;nijak ji nerozpracoval do ucelené teorie ani neučinil žádné předpovědi o&nbsp;povaze těchto těles.<ref name="Jewitt" />

Roku 1951 pak Gerard Kuiper spekuloval v&nbsp;článku psaném pro časopis ''{{Cizojazyčně|en|Astrophysics}}'', že v&nbsp;raných fázích [[Vznik a vývoj sluneční soustavy|vývoje sluneční soustavy]] se mohl na jejím okraji vytvořit disk sestávající z&nbsp;malých těles, ovšem nevěřil, že by tento disk přežil až do dnešních dnů. Kuiper se totiž stejně jako ostatní tehdejší astronomové domníval, že Pluto je mnohem větší a&nbsp;že svou gravitací oblast od všech dalších objektů vyčistilo a&nbsp;vystřelilo je buď zcela ven ze sluneční soustavy, nebo alespoň do [[Oortův oblak|Oortova mračna]].<ref name="Jewitt">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Jewitt
 | jméno = David
 | odkaz na autora = David C. Jewitt
 | titul = Why "Kuiper" Belt?
 | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html
 | datum aktualizace = srpen 2009
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | vydavatel = University of Hawaii
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

V&nbsp;následujících desetiletích hypotéza prodělala několik proměn. Roku 1962 fyzik [[Alastair Cameron]] předpověděl existenci obrovského množství malých těles na okraji sluneční soustavy.<ref name="Davies2">Davies, s. 14</ref> O&nbsp;dva roky později zveřejnil Fred Whipple (který zpopularizoval hypotézu, že komety jsou koule ze špinavého sněhu) myšlenku, že předpokládaný pás komet by mohl být dostatečně masivní na to, aby mohl svou gravitací ovlivňovat dráhu [[Uran (planeta)|Uranu]] nebo alespoň některých známých komet. Pozorované odchylky v&nbsp;oběžné dráze Uranu již dříve vedly astronomy k&nbsp;pokusům najít tzv.&nbsp;planetu&nbsp;X, která je způsobuje.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Whipple
 | jméno = Fred L.
 | spoluautoři = 
 | titul = Evidence for a&nbsp;comet belt beyond Neptune
 | periodikum = Proceedings of the National Academy of Sciences
 | rok = 1964-5-15
 | měsíc = 
 | ročník = 51
 | číslo = 5
 | strany = 711–718 
 | url = http://www.pnas.org/content/51/5/711.full.pdf
 | formát = PDF
 | issn = 
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Žádná pozorování však tuto hypotézu nepotvrdila.<ref name="Davies2" />

Roku 1977 objevil Charles Kowal ledové těleso [[Chiron (planetka)|(2060)&nbsp;Chiron]], obíhající mezi Saturnem a&nbsp;Uranem. Objev učinil pomocí tzv.&nbsp;blink komparátoru, zařízení, které používal již objevitel Pluta [[Clyde Tombaugh]] o&nbsp;50&nbsp;let dříve.<ref>{{Citace sborníku
 | příjmení = Kowal
 | jméno = C.&nbsp;T.
 | příjmení2 = Liller
 | jméno2 = W.
 | příjmení3 = Marsden
 | jméno3 = B.&nbsp;G.
 | titul = The discovery and orbit of /2060/&nbsp;Chiron
 | příjmení sestavitele = Duncombe
 | jméno sestavitele = R.&nbsp;L.
 | sborník = Dynamics of the solar  system; Proceedings of the Symposium, Tokyo, Japan, May 23-26, 1978
 | rok = 1979
 | vydavatel = D.&nbsp;Reidel Publishing&nbsp;Co.
 | místo = Dordrecht
 | strany = 245–250
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1979IAUS...81..245K
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Roku 1992 bylo objeveno další těleso na podobné dráze, (5145)&nbsp;Pholus.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Scotti
 | jméno = J.&nbsp;V.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = 1992&nbsp;AD
 | periodikum = IAU&nbsp;Circular
 | datum = 1992-1-23
 | číslo = 5434
 | editor = Daniel W.&nbsp;E.&nbsp;Green
 | strany = 
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1992IAUC.5434....1S
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Dnes již astronomové znají v&nbsp;oblasti mezi [[Jupiter (planeta)|Jupiterem]] a&nbsp;Neptunem celou populaci těles podobných kometám, které nazývají [[skupina kentaurů|kentauři]]. Jejich oběžné dráhy jsou nestálé a&nbsp;obvykle na nich setrvávají jen několik milionů let.<ref name="Horner2004a">{{Citace periodika
 | příjmení = Horner
 | jméno = J.
 | příjmení2 = Evans
 | jméno2 = N.&nbsp;W.
 | příjmení3 = Bailey
 | jméno3 = M.&nbsp;E.
 | titul = Simulations of the Population of Centaurs&nbsp;I: The Bulk Statistics
 | periodikum = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | rok = 2004
 | měsíc = 11
 | ročník = 354
 | číslo = 3
 | strany = 798–810
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.354..798H
 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x
 | issn = 0035-8711
 | jazyk = anglicky
}} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0407/0407400v1.pdf PDF&nbsp;preprint online]</ref> Proto již od jejich prvních objevů astronomové spekulovali, že musí být často doplňovány z&nbsp;nějaké vnější zásobárny.<ref>Davies s. 38</ref>

Domněnky o&nbsp;existenci pásu podpořilo též studium 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 [[Sublimace|sublimaci]] těkavých látek, které unikají do prostoru, a&nbsp;komety se postupně vypařují. Proto i&nbsp;populace komet musí být nějakým mechanismem poměrně často doplňována.<ref name="matter">{{Citace periodika
 | příjmení = Jewitt
 | jméno = David C.
 | odkaz na autora = David C. Jewitt
 | titul = From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2002
 | měsíc = únor
 | ročník = 123
 | číslo = 2
 | strany = 1039–1049 
 | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/123/2/1039/fulltext
 | doi = 10.1086/338692
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Jednou takovou zásobárnou je Oortovo mračno, což je houf ledových těles sférického tvaru začínající ve vzdálenosti 50&nbsp;000&nbsp;astronomických jednotek od Slunce, jehož existenci poprvé předpověděl nizozemský astronom [[Jan Oort]] v&nbsp;roce 1950.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Oort
 | jméno = Jan Hendrik
 | odkaz na autora = Jan Oort
 | titul = The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a&nbsp;hypothesis concerning its origin
 | periodikum = Bulletin of the astronomical institutes of the Netherlands
 | datum = 1950-1-13
 | ročník = XI
 | číslo = 408
 | strany = 91–110
 | url = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1950BAN....11...91O&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
 | formát = PDF
 | jazyk = anglicky
}}</ref> 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 [[1P/Halley|Halleyova kometa]], jejichž oběžné doby trvají méně než 200&nbsp;let. V&nbsp;70.&nbsp;letech 20.&nbsp;století a&nbsp;krátce před tím již bylo objeveno velké množství těchto komet, takže se nezdálo možné, aby všechny pocházely z&nbsp;Oortova mračna.<ref>Davies s. 39</ref> Pokud by se mělo těleso Oortova mračna stát krátkoperiodickou kometou, musel by nejprve jeho dráhu změnit svou gravitací některý z&nbsp;[[plynný obr|plynných obrů]]. Roku 1980 zveřejnil [[uruguay]]ský astronom [[Julio Ángel Fernández]] studii, z&nbsp;níž vyplývalo, že na jednu krátkoperiodickou kometu, kterou by plynní obři vyslali směrem do vnitřní části sluneční soustavy, by připadlo 600&nbsp;vystřelených ven do mezihvězdného prostoru. Místo toho navrhoval, že pozorovaný počet komet musí přilétat z&nbsp;pásu ve vzdálenosti 35&nbsp;až 50&nbsp;astronomických jednotek.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Fernandez
 | jméno = J.&nbsp;A.
 | titul = On the existence of a&nbsp;comet belt beyond Neptune
 | periodikum = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | rok = 1980
 | měsíc = srpen
 | ročník = 192
 | číslo = 
 | strany = 481–491
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1980MNRAS.192..481F
 | doi = 
 | issn = 0035-8711
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Na jeho práci navázal kanadský tým sestávající z&nbsp;astronomů Martina Duncana, Toma Quinna a&nbsp;Scotta Tremaina, který ve snaze zjistit, zda pozorované komety přilétají z&nbsp;Oortova mračna, provedl množství počítačových simulací. Dle jejich zjištění to není úplně u&nbsp;všech možné, zvláště když většina z&nbsp;nich obíhá v&nbsp;blízkosti [[ekliptika|roviny sluneční soustavy]], přičemž tělesa pocházející z&nbsp;Oortova mračna by musela přilétat z&nbsp;náhodných míst na obloze.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Duncan
 | jméno = M.
 | příjmení2 = Quinn
 | jméno2 = T.
 | příjmení3 = Tremaine
 | jméno3 = S.
 | titul = The origin of short-period comets
 | periodikum = Astrophysical Journal, Part&nbsp;2&nbsp;– Letters
 | datum = 1988-5-15
 | ročník = 328
 | číslo = 
 | strany = L69–L73
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...328L..69D
 | issn = 0004-637X
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Tremain hypotetickou oblast nazval „Kuiperův pás“, k&nbsp;čemuž ho údajně vedl fakt, že jméno Kuiper se vyskytovalo spolu s&nbsp;výrazem „pás komet“ hned v&nbsp;úvodní vědě Fernándezovy studie.<ref>Davies s. 191</ref>

=== Objev ===
[[Soubor:Maunatele.jpg|náhled|Skupina teleskopů na hoře [[Mauna Kea]], kde byl Kuiperův pás objeven]]
Roku 1987 se astronom [[David C. Jewitt|David Jewitt]], tehdy pracovník [[Massachusettský technologický institut|Massachusettského technologického institutu]], kterého podle jeho slov stále více mátla zdánlivá prázdnota ve vnějších částech sluneční soustavy,<ref name="qbee">{{Citace periodika
 | příjmení = Jewitt
 | jméno = David
 | odkaz na autora = David C. Jewitt
 | příjmení2 = Luu
 | jméno2 = Jane
 | titul = Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992&nbsp;QB<sub>1</sub>
 | periodikum = Nature
 | odkaz na periodikum = Nature
 | datum = 1993-4-22
 | ročník = 362
 | číslo = 
 | strany = 730–732
 | url = http://www.nature.com/nature/journal/v362/n6422/abs/362730a0.html
 | doi = 10.1038/362730a0
 | issn = 0028-0836
 | jazyk = anglicky
}}</ref> pokoušel se svou studentkou Jane Luuovou nalézt další tělesa za dráhou Pluta.<ref name="Davies3">Davies s. 50</ref> Svá pozorování prováděli pomocí dalekohledů na [[Kitt Peak National Observatory]] v&nbsp;[[Arizona|Arizoně]] ve Spojených státech a&nbsp;[[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] v&nbsp;[[Chile]] a&nbsp;pořízené fotografie prohlíželi podobně jako kdysi Clyde Tombaugh nebo Charles Kowal pomocí blink komparátoru.<ref name="Davies3" /> Původně jim prozkoumání každé dvojice fotografických desek trvalo kolem 8&nbsp;hodin,<ref>Davies s. 51</ref> proces se však znatelně urychlil s&nbsp;příchodem [[Charge-coupled device|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&nbsp;hlavně jim tato technologie umožnila snímky prohlížet na počítačových obrazovkách.<ref>Davies s. 52, 54, 56</ref> Roku 1988 Jewitt přešel do Astronomického institutu [[Havajská univerzita|Havajské univerzity]], takže s&nbsp;Luuovou pokračovali v&nbsp;pozorováních pomocí 2,24&nbsp;metrového teleskopu na [[Mauna Kea]].<ref>Davies s. 57, 62</ref> Zorné pole CCD snímků se nakonec rozšířilo až na 1024&nbsp;krát 1024&nbsp;pixelů, což jim opět umožnilo hledání zrychlit.<ref>Davies s. 65</ref> Nakonec 30.&nbsp;srpna 1992, po pěti letech hledání, Jewitt a&nbsp;Luuová oznámili objev prvního tělesa kandidujícího na zařazení do Kuiperova pásu, označeného jako [[(15760) 1992 QB1|(15760)&nbsp;1992&nbsp;QB1]]. O&nbsp;6&nbsp;měsíců později následoval objev dalšího tělesa, (181708)&nbsp;1993&nbsp;FW.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Luu
 | jméno = J.
 | příjmení2 = Jewitt
 | jméno2 = D.
 | odkaz na autora2 = David C. Jewitt
 | příjmení3 = Marsden
 | jméno3 = B.&nbsp;G.
 | titul = 1993&nbsp;FW
 | periodikum = IAU&nbsp;Circular
 | vydavatel = Minor Planet Center
 | datum = 1993-3-29
 | ročník = 
 | číslo = 5730
 | strany = 
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1993IAUC.5730....1L
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

Studie, které byly provedeny po objevu transneptunických těles, ukázaly, že to, čemu dnes říkáme Kuiperův pás, není místem původu krátkoperiodických komet, ale že komety přilétají z&nbsp;oddělené (i&nbsp;když související) oblasti [[rozptýlený disk|rozptýleného disku]]. Když Neptun podle tzv.&nbsp;[[model z Nice|modelu z&nbsp;Nice]] putoval ze své původní dráhy nacházející se blíže středu soustavy směrem ven na své dnešní místo, dostal se do Kuiperova pásu, který tehdy také ležel blíže Slunci. Na své cestě pak za sebou zanechal jednak populaci těles, jejichž dráhy již nadále nemohou být jeho gravitací narušeny, a&nbsp;jednak tzv.&nbsp;rozptýlený disk, tj.&nbsp;oddělenou populaci těles na výstředních drahách, která se ve svém [[perihélium|perihéliu]] stále dostávají do jeho blízkosti, takže jejich dráhy může svou gravitací stále rušit. Právě proto, že rozptýlený disk je poměrně dynamický, zatímco Kuiperův pás relativně stabilní, považují dnes astronomové za místo původu krátkoperiodických komet spíše rozptýlený disk.<ref name="book" />

=== Pojmenování a uznání za předpověď ===
Ačkoliv nejvíce se vžilo pojmenování Kuiperův pás po nizozemsko-americkém astronomu [[Gerard Kuiper|Gerardu Kuiperovi]], někteří astronomové dávají přednost pojmenování Edgeworthův-Kuiperův pás (a&nbsp;pro jeho tělesa namísto zkratky KBO užívají zkratku EKO), aby tak vzdali hold také [[Kenneth Essex Edgeworth|Kennethu Edgeworthovi]], který o&nbsp;existenci těchto těles spekuloval mnohem dříve. Brian Marsden z&nbsp;Minor Planet Center však zase vyjádřil názor, že ve skutečnosti si tuto poctu nezaslouží ani jeden z&nbsp;nich, neboť jejich domněnky ničím ani vzdáleně nepřipomínají pravou povahu těchto těles, jak je pozorujeme dnes, a&nbsp;uznání by se mělo dostat spíše [[Fred Whipple|Fredu Whipplovi]]. Spoluobjevitel pásu [[David C. Jewitt|David Jewitt]] zase největší zásluhu přičítá [[Julio Ángel Fernández|Juliu Fernándezovi]].<ref name="Jewitt" /> Někteří vědci proto raději používají spíše výraz [[transneptunické těleso|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 ==
 
[[Soubor:Lhborbits.png|náhled|350px|Simulace vlivu vnějších planet na vývoj Kuiperova pásu: a)&nbsp;Kuiperův pás před tím, než se planety Jupiter a&nbsp;Saturn dostaly do vzájemné [[dráhová rezonance|dráhové rezonance]]&nbsp;2:1 b)&nbsp;rozptýlení těles Kuiperova pásu poté, co začal měnit svou oběžnou dráhu Neptun c)&nbsp;rozptýlená tělesa se dostávala do vlivu Jupiteru, který je vymrštil pryč]]
Přesný původ Kuiperova pásu a&nbsp;jeho struktura zatím nejsou zcela známé a&nbsp;astronomové vyčkávají na dokončení několika automatických prohlídek oblohy, jako [[Pan-STARRS]] nebo plánovaný [[Large Synoptic Survey Telescope]], které by v&nbsp;oblasti měly ještě objevit velké množství stále neznámých těles.<ref name="beyond" />

Kuiperův pás pravděpodobně sestává z&nbsp;[[planetesimála|planetesimál]], tj.&nbsp;fragmentů původního [[protoplanetární disk|protoplanetárního disku]], kterým se nepodařilo shluknout v&nbsp;planety a&nbsp;zůstaly malými tělesy, z&nbsp;nichž ani ta největší nepřesahují svým průměrem velikost 3000&nbsp;km.

Moderní počítačové simulace ukazují, že Kuiperův pás byl během svého vývoje velmi silně ovlivněn Jupiterem a&nbsp;Neptunem, a&nbsp;rovněž naznačují, že ani Uran a&nbsp;Neptun nevznikly na svém současném místě za Saturnem, kde bylo v&nbsp;protoplanetárním disku na planety tohoto rozměru příliš málo hmoty. Všechny tyto tři planety zřejmě vznikly blíže Jupiteru a&nbsp;během vývoje sluneční soustavy migrovaly do vzdálenějších oblastí. Později se oběžná dráha Saturnu změnila natolik, že se planeta dostala do přesné dráhové rezonance s&nbsp;Jupiterem&nbsp;2:1 (to znamená, že během dvou oběhů Jupiteru kolem Slunce oběhl Saturn jednou). Gravitační vliv této rezonance nakonec narušil oběžné dráhy Uranu a&nbsp;Neptunu natolik, že se posunuly ještě dále, přičemž Neptun se již dostal do planetesimálního disku, který svou gravitací dočasně uvedl v&nbsp;chaos.<ref>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Hansen
 | jméno = Kathryn
 | titul = Orbital shuffle for early solar system
 | periodikum = Geotimes
 | rok = 2005-6-7
 | ročník = 
 | číslo = 
 | strany = 
 | url = http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | issn = 0016-8556
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Během své cesty mnoho těles oblasti zcela rozprášil a&nbsp;vystřelil je na vzdálenější a&nbsp;[[excentricita dráhy|výstřednější]] oběžné dráhy.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Thommes
 | jméno = E.&nbsp;W.
 | příjmení2 = Duncan
 | jméno2 = M.&nbsp;J.
 | příjmení3 = Levison
 | jméno3 = H.&nbsp;F.
 | titul = The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2002
 | měsíc = květen
 | ročník = 123
 | číslo = 5
 | strany = 2862–2883
 | url = http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/levison_neptuneuranus.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1086/339975
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
 | datum přístupu = 2010-05-21
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20100616070940/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/levison_neptuneuranus.pdf
 | datum archivace = 2010-06-16
 | nedostupné = ano
 }} {{Wayback|url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/levison_neptuneuranus.pdf |date=20100616070940 }} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0111/0111290v1.pdf PDF&nbsp;preprint online]</ref>
.

Tento model má některé slabiny (např. ohrožení stability vnitřních planet). Lepších výsledků bylo později dosaženo s&nbsp;modelem, který předpokládá pět plynných obrů, z&nbsp;nichž jeden byl při "přeuspořádání" drah vypuzen ze sluneční soustavy.<ref>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Nesvorný
 | jméno = David
 | titul = Young Solar System's Fifth Giant Planet?
 | periodikum = The Astrophysical Journal Letters
 | rok = 2011
 | ročník = 242
 | číslo = 2
 | strany = L22
 | doi = 10.1088/2041-8205/742/2/L22
 | url = url=http://arxiv.org/pdf/1109.2949v1.pdf
 | datum přístupu = 2016-5-9
 | issn = 
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

== Struktura ==
[[Soubor:TheKuiperBelt classes-cs.svg|náhled|Schéma dráhových rezonancí v&nbsp;Kuiperově pásu]]
Kuiperův pás se rozprostírá, včetně okrajových oblastí, přibližně ve vzdálenosti od 30&nbsp;do 50&nbsp;[[astronomická jednotka|astronomických jednotek]]&nbsp;(AU) od Slunce. Pozorování pořízená sondou [[New Horizons]] ve vzdálenosti téměř 60 AU však naznačují, že by se mohl táhnout mnohem dále.<ref>
{{Citace elektronického periodika
 | příjmení =  Majer
 | jméno = 'Dušan
 | titul = New Horizons prozkoumává Kuiperův pás
 | periodikum = kosmonautix.cz
 | url = https://kosmonautix.cz/2024/02/new-horizons-prozkoumava-kuiperuv-pas/
 | datum vydání = 2024-02-24
 | datum přístupu = 2024-02-24
 | issn = 
}}</ref> Naměřené údaje o množství prachu, které byly publikované v roce 2024, jsou totiž vyšší, než by odpovídalo současným vědeckým modelům.

Jako jeho hlavní část se však všeobecně uznává pouze oblast ležící mezi 39,5&nbsp;AU (kde obíhají tělesa, která jsou v&nbsp;[[dráhová rezonance|dráhové rezonanci]] s&nbsp;Neptunem&nbsp;2:3) po 48&nbsp;AU (tělesa v&nbsp;rezonanci&nbsp;1:2).<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = De Sanctis
 | jméno = M.&nbsp;C.&nbsp;
 | příjmení2 = Capria
 | jméno2 = M.&nbsp;T.
 | příjmení3 = Coradini
 | jméno3 = A.
 | titul = Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects 
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2001
 | měsíc = květen
 | ročník = 121
 | číslo = 5
 | strany = 2792–2799
 | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/121/5/2792/pdf/1538-3881_121_5_2792.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1086/320385
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Kuiperův pás je poměrně silný, přičemž největší koncentrace těles je v&nbsp;rozmezí ±10&nbsp;stupňů od roviny [[ekliptika|ekliptiky]], ovšem mnohá rozptýlená tělesa se nachází ještě i&nbsp;několikanásobně dále. Celkově svým tvarem připomíná spíše [[torus]] než pás.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Trujillo
 | jméno = Chadwick A.
 | odkaz na autora = Chad Trujillo
 | titul = Discovering the Edge of the Solar System
 | periodikum = American Scientist
 | rok = 2003
 | měsíc = 
 | ročník = 91
 | číslo = 5
 | strany = 424–431
 | url = http://www.americanscientist.org/my_amsci/restricted.aspx?act=pdf&id=3311590891982
 | issn = 0003-0996
 | jazyk = anglicky
 | datum přístupu = 2010-05-21
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20130629204843/http://www.americanscientist.org/my_amsci/restricted.aspx?act=pdf&id=3311590891982
 | datum archivace = 2013-06-29
 | nedostupné = ano
 }} {{Wayback|url=http://www.americanscientist.org/my_amsci/restricted.aspx?act=pdf&id=3311590891982 |date=20130629204843 }}</ref> Sklon jeho roviny vůči rovině ekliptiky činí 1,86&nbsp;stupňů.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Brown
 | jméno = Michael E.
 | odkaz na autora = Michael E. Brown
 | příjmení2 = Pan
 | jméno2 = Margaret
 | titul = The Plane of the Kuiper Belt
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2004
 | měsíc = duben
 | ročník = 127
 | číslo = 4
 | strany = 2418–2423
 | url = http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/127/4/2418/203316.html
 | doi = 10.1086/382515
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

Velmi významný vliv má na Kuiperův pás přítomnost Neptunu. V&nbsp;průběhu miliard let Neptun svou gravitací destabilizoval oběžné dráhy těles ležících v&nbsp;určitých oblastech, a&nbsp;tato tělesa buď poslal do vnitřních částí sluneční soustavy nebo naopak ven do [[rozptýlený disk|rozptýleného disku]], případně zcela mimo soustavu do mezihvězdného prostoru. Z&nbsp;tohoto důvodu jsou v&nbsp;Kuiperově pásu výrazné mezery, podobné [[Kirkwoodova mezera|Kirkwoodově mezeře]] v&nbsp;[[hlavní pás|hlavním pásu]] planetek mezi [[Mars (planeta)|Marsem]] a&nbsp;[[Jupiter (planeta)|Jupiterem]]. Například v&nbsp;oblasti mezi 40&nbsp;a&nbsp;42&nbsp;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.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Petit
 | jméno = Jean-Marc
 | příjmení2 = Morbidelli
 | jméno2 = Alessandro
 | příjmení3 = Valsecchi
 | jméno3 = Giovanni B.
 | titul = Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts
 | periodikum = Icarus
 | rok = 1999
 | měsíc = říjen
 | ročník = 141
 | číslo = 2
 | strany = 367–387
 | url = http://www.obs-nice.fr/morby/papers/6166a.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1006/icar.1999.6166
 | issn = 0019-1035
 | jazyk = anglicky
 | datum přístupu = 2010-05-19
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20070809103014/http://www.obs-nice.fr/morby/papers/6166a.pdf
 | datum archivace = 2007-08-09
 | nedostupné = ano
 }} {{Wayback|url=http://www.obs-nice.fr/morby/papers/6166a.pdf |date=20070809103014 }}</ref>

=== Klasické objekty Kuiperova pásu ===
{{Podrobně|Kubewano}}
Ve vzdálenosti 42–48&nbsp;astronomických jednotek je gravitační vliv Neptunu zanedbatelný, takže zdejší objekty zde mohou existovat prakticky nerušeně. Tělesům v&nbsp;této oblasti se říká [[Kubewano|klasické objekty Kuiperova pásu]] a&nbsp;patří mezi ně přibližně většina všech dosud pozorovaných KBO.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Lunine
 | jméno = Jonathan
 | odkaz na autora = 
 | titul = The Kuiper Belt
 | url = http://www.gsmt.noao.edu/gsmt_swg/SWG_Apr03/The_Kuiper_Belt.pdf
 | formát = PDF
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 2004-2-19
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = National Optical Astronomy Observatory
 | jazyk = anglicky
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20180926210116/http://www.gsmt.noao.edu/gsmt_swg/SWG_Apr03/The_Kuiper_Belt.pdf
 | datum archivace = 2018-09-26
 | nedostupné = ano
 }}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie
 |příjmení       = Jewitt
 |jméno            = David
 |odkaz na autora   = David C. Jewitt
 |titul             = CLASSICAL KUIPER BELT OBJECTS (CKBOs)
 |url               = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-classical.html
 |datum vydání    = 
 |datum aktualizace = srpen 2009
 |datum přístupu  = 2010-5-22
 |vydavatel         = University of California, Deparment of Earth and Space Sciences
 |jazyk             = anglicky
 |url archivu       = https://web.archive.org/web/20070609094740/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/kb-classical.html
 |datum archivace   = 2007-06-09
 |nedostupné       = ano
}}</ref> Jako prototyp této skupiny je považováno první objevené těleso této oblasti, které dostalo předběžné označení [[(15760) 1992 QB1|1992&nbsp;QB1]] (anglická výslovnost {{IPA2|kjuː biː wʌn}}), a&nbsp;podle něj se všem klasickým objektům někdy přezdívá kubewana.<ref>{{Citace monografie
 | editoři = Paul Murdin
 | titul = Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
 | vydavatel = Institute of Physics Publishing
 | místo = Bristol
 | rok = 2000
 | měsíc = listopad
 | isbn = 
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000eaa..bookE5403
 | doi = 10.1888/0333750888/5403
 | kapitola = Cubewano
 | strany = 
 | jazyk = anglicky
}}</ref><ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Elliot
 | jméno = J.&nbsp;L.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = The Deep Ecliptic Survey: A&nbsp;Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II.&nbsp;Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population 
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2005
 | měsíc = únor
 | ročník = 129
 | číslo = 2
 | strany = 1117–1162 
 | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/129/2/1117/pdf/1538-3881_129_2_1117.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1086/427395
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Podle pokynů Mezinárodní astronomické unie se všem klasickým tělesům Kuiperova pásu dávají jména [[Mytologie|mytologických]] postav spojených se [[Stvoření světa|stvořením]].<ref name="clas">{{Citace elektronické monografie
 | titul = Naming of astronomical objects: Minor planets
 | url = http://www.iau.org/public_press/themes/naming/#minorplanets
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | vydavatel = International Astronomical Union
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Klasické objekty Kuiperova pásu lze rozdělit na dvě samostatné populace. První z&nbsp;nich, tzv.&nbsp;dynamicky chladná populace, má oběžné dráhy velmi podobné dráhám planet&nbsp;– téměř kruhové s&nbsp;výstředností méně než&nbsp;0,1, a&nbsp;s&nbsp;poměrně nízkým sklonem do 10&nbsp;stupňů. Druhá, tzv.&nbsp;dynamicky horká populace, má oběžné dráhy vůči rovině ekliptiky mnohem více nakloněné, a&nbsp;to až 30&nbsp;stupňů. Důvodem pro takové pojmenování obou skupin nejsou žádné rozdíly v&nbsp;jejich teplotě, ale analogie s&nbsp;částicemi plynu, které při zahřátí zvyšují svou relativní rychlost.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Levison
 | jméno = Harold
 | příjmení2 = Morbidelli
 | jméno2 = Alessandro
 | titul = The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration
 | periodikum = Nature
 | odkaz na periodikum = Nature
 | datum = 2003-11-27
 | ročník = 426
 | číslo = 
 | strany = 419–421
 | url = http://www.obs-nice.fr/morby/stuff/NATURE.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1038/nature02120
 | issn = 0028-0836
 | jazyk = anglicky
 | datum přístupu = 2010-05-19
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20120204020651/http://www.obs-nice.fr/morby/stuff/NATURE.pdf
 | datum archivace = 2012-02-04
 | nedostupné = ano
 }} {{Wayback|url=http://www.obs-nice.fr/morby/stuff/NATURE.pdf |date=20120328120105 }}</ref> 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&nbsp;různých oblastí. Předpokládá se, že tělesa horké populace se vytvořila v&nbsp;blízkosti Jupiteru a&nbsp;později, když plynní obři měnili svá místa, byla vystřelena do vzdálenější oblasti. Chladná populace těles pravděpodobně vznikla poblíž svého současného působiště, snad jen o&nbsp;něco blíž ke středu sluneční soustavy, přičemž na své současné dráhy byla odsunuta během migrace Neptunu.<ref name="beyond" /><ref name="Morbidelli2008">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Morbidelli
 | jméno = Alessandro
 | titul = Origin and Dynamical Evolution of Comets and Their Reservoirs
 | url = http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0512/0512256v1.pdf
 | formát = PDF
 | datum vydání = 2008-2-3
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | vydavatel = arXiv.org
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

=== Rezonance ===
[[Soubor:TheKuiperBelt 75AU All cs.svg|vlevo|náhled|400px|Rozložení klasických těles Kuiperova pásu (modrá), rezonančních těles (červená) a&nbsp;blízkých objektů rozptýleného disku (šedá)]]

Pokud se oběžná dráha nějakého tělesa dostane s&nbsp;oběžnou dráhou Neptunu do přesného poměru, dostávají se tato tělesa do tzv.&nbsp;[[Dráhová rezonance|Laplaceovy rezonance]]. Když například těleso oběhne kolem Slunce dvakrát za stejnou dobu, kterou Neptun potřebuje pro tři oběhy (tzv.&nbsp;rezonance&nbsp;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&nbsp;této rezonanci uzamknou a&nbsp;tělesa se navzájem gravitačně nenarušují.

Pro tělesa obíhající v&nbsp;rezonanci s&nbsp;Neptunem&nbsp;2:3 je charakteristická [[velká poloosa dráhy]] 39,4&nbsp;AU. V&nbsp;této rezonanci se nachází asi 200&nbsp;známých těles,<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = List Of Transneptunian Objects
 | url = http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/TNOs.html
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | vydavatel = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | jazyk = anglicky
}}</ref> včetně trpasličí planety [[Pluto (trpasličí planeta)|Pluto]], podle nějž se všechna tělesa této skupiny nazývají [[Plutino|plutina]]. Dráhy mnoha plutin, včetně Pluta samotného, se často s&nbsp;dráhou Neptunu kříží, ovšem právě díky této rezonanci se s&nbsp;ním nikdy nemohou srazit. Rozměry některých těchto objektů, jako jsou například [[Orcus (planetka)|Orcus]] a&nbsp;[[Ixion (planetka)|Ixion]], se zdají dostatečně velké i&nbsp;na to, aby mohly být zařazeny mezi [[plutoid]]y, jakmile o&nbsp;nich astronomové budou vědět více.<ref name="albedo">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Stansberry
 | jméno = John
 | příjmení2 = Grundy
 | jméno2 = Will
 | příjmení3 = Brown
 | jméno3 = Mike
 | odkaz na autora3 = Michael E. Brown
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope
 | url = http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0702/0702538v2.pdf
 | formát = PDF
 | datum vydání = 2007-2-20
 | datum aktualizace = 2007-11-5
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | vydavatel = arXiv.org
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Oběžné dráhy plutin mají velkou výstřednost, což může znamenat, že vznikly v&nbsp;jiných místech sluneční soustavy a&nbsp;na své současné pozice byly náhodně vymrštěny migrujícím Neptunem.<ref name="trojan">{{Citace periodika
 | příjmení = Chiang
 | jméno = E.&nbsp;I.
 | odkaz na autora = 
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2003
 | měsíc = červenec
 | ročník = 126
 | číslo = 1
 | strany = 430–443
 | url = http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/126/1/430/203022.html
 | doi = 10.1086/375207
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Podle zvyklostí [[Mezinárodní astronomická unie|Mezinárodní astronomické unie]] mohou být všechna plutina, podobně jako Pluto, pojmenovávána pouze podle [[Božstvo|božstev]] spojených s&nbsp;[[podsvětí]]m.<ref name="clas" />

Rezonance&nbsp;1:2 (která znamená, že těleso během jednoho oběhu Neptunu oběhne jen polovinu své dráhy) odpovídá velké poloose přibližně 47,7&nbsp;AU. Populace těchto těles, někdy nazývaných [[twotino|twotina]], je jen málo početná.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Johnston
 | jméno = Robert
 | titul = Trans-Neptunian Objects
 | url = http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 2009-12-18
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Kromě toho kolem Slunce obíhají ještě také tělesa v&nbsp;rezonancích&nbsp;3:4, 3:5, 4:7 a&nbsp;2:5.<ref>Davies s. 104</ref> Je známo také několik [[Neptunovi trojáni|Neptunových trojánů]] obývajících jeho [[Librační centrum|librační centra]] L<sub>4</sub> a&nbsp;L<sub>5</sub>, které lze v&nbsp;podstatě popsat také jako tělesa nacházející se v&nbsp;rezonanci&nbsp;1:1. Dráhy Neptunových trojánů jsou pozoruhodně stabilní a&nbsp;je velmi nepravděpodobné, že by tyto objekty byly v&nbsp;libračních bodech Neptunu zachyceny; spíše se zdá, že se přímo na těchto pozicích vytvořily.<ref name="trojan" />

Nápadná je velice nízká četnost těles s&nbsp;velkou poloosou pod 39&nbsp;AU. V&nbsp;současné době akceptovaná hypotéza to vysvětluje Neptunovou migrací, během níž touto oblastí prošly nestabilní rezonance, následkem čehož byla zdejší tělesa postupně vymetena.<ref>Davies s. 107</ref>
[[Soubor:Semimajorhistogramofkbos cs.svg|náhled|250px|Graf četnosti těles Kuiperova pásu v&nbsp;závislosti na vzdálenosti od Slunce. Plutina se nachází ve vzdálenosti 40&nbsp;AU, klasické objekty Kuiperova pásu mezi 42&nbsp;a&nbsp;47&nbsp;AU a&nbsp;twotina ve vzdálenosti 48&nbsp;AU.]]

=== Kuiperův útes ===
Za oblastí rezonance&nbsp;1:2 už bylo nalezeno jen velmi málo těles. Není jasné, zda se jedná o&nbsp;skutečný vnější okraj klasického Kuiperova pásu, nebo zda jde jen o&nbsp;začátek široké mezery. Další tělesa pak byla nalezena v&nbsp;rezonanci&nbsp;2:5 asi 55&nbsp;AU od Slunce, tj.&nbsp;již daleko za klasickým Kuiperovým pásem. Některé studie sice předpovídají, že mezi těmito rezonancemi by se měl nacházet větší počet těles na klasických drahách, tuto domněnku však zatím žádná pozorování nepotvrdila.<ref name="trojan" />

Starší modely Kuiperova pásu předpokládaly, že za vzdáleností 50&nbsp;AU od Slunce se počet velkých těles dvojnásobně zvýší,<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Chiang
 | jméno = E.&nbsp;I.
 | příjmení2 = Brown
 | jméno2 = M.&nbsp;E.
 | odkaz na autora2 = Michael E. Brown
 | titul = Keck Pencil-Beam Survey for Faint Kuiper Belt Objects
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 1999
 | měsíc = září
 | ročník = 118
 | číslo = 3
 | strany = 1411–1422
 | url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/kbodeep.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1086/301005
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}}</ref> takže tento dramatický pokles, známý jako „Kuiperův útes“, byl zcela neočekávaný, a&nbsp;jeho příčina je zatím stále neznámá. Ze studie G.&nbsp;M.&nbsp;Bernsteina a&nbsp;D.&nbsp;E.&nbsp;Trillinga ''et&nbsp;al.'' vyplynulo, že tento pokles je skutečný, a&nbsp;není tedy jen výsledkem nějakého zkreslení pozorovacích výsledků. Mezi možná vysvětlení patří domněnka, že hmota je v&nbsp;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.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Bernstein
 | jméno = G.&nbsp;M.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = The Size Distribution of Trans-Neptunian Bodies
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2004
 | měsíc = září
 | ročník = 128
 | číslo = 3
 | strany = 1364–1390
 | url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/bernstein.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1086/422919
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0308/0308467v3.pdf PDF&nbsp;preprint online]</ref> Patryk Lykawka z&nbsp;Univerzity v&nbsp;Kobe se domnívá, že by za tím mohl stát gravitační vliv zatím nenalezené planety, možná až o&nbsp;velikosti Země či Marsu.<ref>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Brooks
 | jméno = Michael
 | titul = 13&nbsp;Things that do not make sense
 | periodikum = New Scientist
 | datum vydání = 2005-3-19
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | ročník = 
 | číslo = 2491
 | strany = 
 | url = http://space.newscientist.com/article.ns?id=mg18524911.600
 | issn = 0262-4079
 | jazyk = anglicky
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20070704093259/http://space.newscientist.com/article.ns?id=mg18524911.600
 | datum archivace = 2007-07-04
 }}</ref><ref>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Schilling
 | jméno = Govert
 | titul = The mystery of Planet&nbsp;X
 | periodikum = New Scientist
 | datum vydání = 2008-1-11
 | datum přístupu = 2010-5-21
 | ročník = 
 | číslo = 2638
 | strany = 
 | url = http://space.newscientist.com/article/mg19726381.600-the-mystery-of-planet-x.html
 | issn = 0262-4079
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

== Složení ==
[[Soubor:2003 UB313 near-infrared spectrum cs.png|náhled|250px|Infračervené spektrum těles Eris (zde označeno 2003&nbsp;UB313) a&nbsp;Pluto, zvýrazňující jejich společné methanové absorpční čáry]]
Studie Kuiperova pásu naznačovaly již od jeho objevu, že jeho tělesa se budou skládat převážně z&nbsp;různých druhů ledu, tj.&nbsp;kromě vodního ledu také ze zmrzlých [[uhlovodíky|uhlovodíků]] jako [[methan]] či [[amoniak]],<ref name="physical">{{Citace sborníku
 | příjmení = Tegler
 | jméno = Stephen C.
 | jméno2 = Luke
 | titul = Kuiper Belt Objects: Physical Studies
 | sborník = Encyclopedia of the Solar System
 | příjmení sestavitele = McFadden
 | jméno sestavitele = Lucy-Ann Adams
 | příjmení sestavitele2 = Weissman
 | jméno sestavitele2 = Paul Robert
 | příjmení sestavitele3 = Johnson
 | jméno sestavitele3 = Torrence V.
 | vydavatel = Academic Press
 | místo = Amsterdam; Boston
 | rok = 2007
 | isbn = 0120885891
 | vydání = 2
 | strany = 605–620
 | jazyk = anglicky
 | url-access = registration
 | url = https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1
 }}</ref> což je stejné složení, jaké mají [[kometa|komety]].<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Altwegg
| jméno = K.
| příjmení2 = Balsiger
| jméno2 = H.
| příjmení3 = Geiss
| jméno3 = J.
| titul = Composition of the Volatile Material in Halley's Coma from In Situ Measurements
| periodikum = Space Science Reviews
| ročník = 90
| číslo = 1–2
| strany = 3–18
| issn = 0038-6308
| doi = 10.1023/A:1005256607402
| jazyk = anglicky
| url = https://link.springer.com/article/10.1023/A:1005256607402
| rok = 1999
| měsíc = říjen
}}</ref> Nízké hustoty těles, u&nbsp;nichž byl znám jejich průměr (méně než 1&nbsp;g/cm<sup>3</sup>) jsou s&nbsp;tím zcela v&nbsp;souladu.<ref name="physical" /> Teplota pásu je pouze asi 50&nbsp;kelvinů,<ref name="Quaoar">{{Citace periodika
 | příjmení = Jewitt
 | jméno = David
 | odkaz na autora = David C. Jewitt
 | příjmení2 = Luu
 | jméno2= Jane
 | odkaz na autora2 =
 | titul = Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000)&nbsp;Quaoar
 | periodikum = Nature
 | odkaz na periodikum = Nature
 | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2004/JL2004.pdf
 | formát = PDF
 | datum = 2004-12-9
 | ročník = 432
 | číslo =
 | strany = 731–733
 | issn = 0028-0836
 | doi = 10.1038/nature03111}}</ref> takže i&nbsp;sloučeniny, které by ve větší blízkosti Slunci byly v&nbsp;[[plyn]]ném stavu, zůstávají [[Pevná látka|pevnými látkami]].

Přesné chemické složení těles Kuiperova pásu je velmi těžké určit, především s&nbsp;ohledem na jejich malou velikost a&nbsp;extrémní vzdálenost od Země. Hlavní metodou, kterou se o&nbsp;to astronomové snaží, je [[spektroskopie]]. Jejím základem je [[Disperze (světlo)|rozklad světla]] odraženého od povrchu tělesa na jednotlivé barvy. Různé látky absorbují světlo různých [[Vlnová délka|vlnových délek]], takže v&nbsp;rozloženém [[elektromagnetické spektrum|spektru]] se objeví tmavé (tzv.&nbsp;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.

Přestože je velmi malá [[Hvězdná velikost|jasnost]] takto vzdálených těles pro astronomy velkou překážkou, zaznamenali již určité úspěchy.<ref name="Quaoar" /> Roku 1996 zveřejnil Robert H. Brown ''et&nbsp;al.'' spektroskopickou analýzu objektu 1993&nbsp;SC, z&nbsp;níž vyplývalo, že jeho povrch má velmi podobné složení jako Pluto nebo Neptunův měsíc [[Triton (měsíc)|Triton]], a&nbsp;to především co se týká velkého množství methanového ledu.<ref name="rbrown">{{Citace periodika
 | příjmení = Brown
 | jméno = Robert H.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC
 | periodikum = Science
 | datum = 1997-5-9
 | ročník = 276
 | číslo = 5314
 | strany = 937–939
 | url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/276/5314/937
 | doi = 10.1126/science.276.5314.937
 | issn = 0036-8075
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

Na několika tělesech Kuiperova pásu, mezi nimi například (19308)&nbsp;1996&nbsp;TO<sub>66</sub>,<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Brown
 | jméno = Michael E.
 | odkaz na autora = Michael E. Brown
 | příjmení2 = Blake
 | jméno2 = Geoffrey A.
 | příjmení3 = Kessler
 | jméno3 = Jacqueline E.
 | titul = Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000&nbsp;EB173
 | periodikum = The Astrophysical Journal Letters
 | datum = 2000-11-10
 | ročník = 543
 | číslo = 2
 | strany = L163–L165
 | url = http://www.gps.caltech.edu/~gab/publications/gabpapers/gabpapers_103.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1086/317277
 | issn = 2041-8205
 | jazyk = anglicky
}}</ref> [[Huya (planetka)|Huya]] a&nbsp;[[Varuna (planetka)|Varuna]], byl nalezen také vodní led.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Licandro
 | jméno = J.
 | příjmení2 = Oliva
 | jméno2 = E.
 | příjmení3 = Di Martino
 | jméno3 = M.
 | titul = NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian  objects 2000&nbsp;EB173 and 2000&nbsp;WR106
 | periodikum = Astronomy and Astrophysics
 | rok = 2001
 | měsíc = červenec
 | ročník = 373
 | číslo = 
 | strany = L29–L32
 | url = http://adsabs.harvard.edu//abs/2001A%26A...373L..29L
 | doi = 10.1051/0004-6361:20010758
 | issn = 004-6361
 | jazyk = anglicky
}} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0105/0105434v1.pdf PDF&nbsp;preprint online]</ref> Roku 2004 [[Michael E. Brown]] zjistil přítomnost krystalického vodního ledu a&nbsp;[[hydrát]]u [[amoniak]]u na jednom z&nbsp;největších těles pásu, [[Quaoar (planetka)|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 [[Tektonika|tektonickou aktivitou]], nebo nárazy [[meteoroid]]ů.<ref name="Quaoar" />

== 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&nbsp;desetinu hmotnosti [[Země]],<ref name="beyond" /> některé odhady říkají dokonce 1&nbsp;třicetinu.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Iorio
 | jméno = Lorenzo
 | odkaz na autora = 
 | spoluautoři = 
 | titul = Dynamical determination of the mass of the Kuiper Belt from motions of the inner planets of the Solar system
 | periodikum = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | rok = 2007
 | měsíc = březen
 | ročník = 375
 | číslo = 4
 | strany = 1311–1314
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.tmp...24I
 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2006.11384.x
 | issn = 0035-8711
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Přitom z&nbsp;modelů [[Vznik a vývoj sluneční soustavy|vzniku sluneční soustavy]] tato souhrnná hmotnost vychází až na 30&nbsp;Zemí.<ref name="beyond" /> Tento rozdíl, který činí více než 99 %, může být těžko přehlédnut. Navíc v&nbsp;řídkém pásu by ani nemohla [[Akrece|akrecí]] vznikat tělesa většího průměru než 100&nbsp;km; pokud by hustota Kuiperova pásu byla nízká již od počátku, tělesa těchto rozměrů by zde vůbec neměla existovat.<ref name="beyond" /> Navíc současné výstřednosti a&nbsp;[[Sklon dráhy|sklony oběžných drah]] těchto planet činí jejich případné srážky mnohem silnější, takže jejich výsledkem by měla být spíše destrukce těles, než akrece.

[[Soubor:TheKuiperBelt PowerLaw2.svg|náhled|Ilustrace mocninné funkce]]
Zdá se tedy, že buď se tělesa Kuiperova pásu vytvořila 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.&nbsp;[[model z Nice]] navrhuje, že možná byl touto příčinou v&nbsp;minulosti. Tato otázka zatím nebyla zcela jednoznačně zodpovězena a&nbsp;mezi různými pokusy o&nbsp;vysvětlení se vyskytují i&nbsp;hypotézy uvažující vliv v&nbsp;blízkosti procházející hvězdy nebo roztříštění některých malých těles ve vzájemných srážkách až na jemný prach, který pak odvanul [[sluneční vítr]].<ref name="Morbidelli2008"/>

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

:<math> \frac{d N} {d D} \sim D^{-q}</math>, kde N&nbsp;je počet těles, D&nbsp;jejich průměr a&nbsp;q&nbsp;byla pozorováními přiřčena hodnota 4&nbsp;±&nbsp;0,5.<ref name="Bernstein et al. 2004">{{Citace periodika
 | příjmení = Bernstein
 | jméno = G.&nbsp;M.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = The Size Distribution of Trans-Neptunian Bodies
 | periodikum = The Astronomical Journal
 | rok = 2004
 | měsíc = září
 | ročník = 128
 | číslo = 3
 | strany = 1364–1390
 | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/128/3/1364/pdf/1538-3881_128_3_1364.pdf
 | formát = PDF
 | doi = 10.1086/422919
 | issn = 0004-6256
 | jazyk = anglicky
}} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0308/0308467v3.pdf PDF&nbsp;preprint online]</ref>

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

Platnost této funkce je však potvrzena pouze pro tělesa takových rozměrů, které můžeme pozorovat, i&nbsp;když astronomové předpokládají, že se jí zřejmě řídí i&nbsp;tělesa menší. Určitou chybu ve výpočtech také může způsobit, že astronomové většinou nemají možnost přímými metodami zjistit velikost transneptunických těles, a&nbsp;odvozují ji pouze z&nbsp;jejich [[Hvězdná velikost|zdánlivé jasnosti]] (magnitudy) na základě předpokládaného [[Albedo|albeda]] (odrazivosti povrchu). Většinou se vychází z&nbsp;hodnoty albeda&nbsp;0,4, což je albedo komet, tj.&nbsp;těles, která rovněž mají svůj původ ve vzdálených oblastech sluneční soustavy.<ref>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Scheirich
 | jméno = Petr
 | titul = Drobky ve vzdálených končinách -- díl třetí
 | periodikum = Instantní astronomické noviny
 | odkaz na periodikum = Instantní astronomické noviny
 | datum vydání = 2002-9-30
 | url = http://archiv.ian.cz/data/448.htm
 | issn = 1212-6691
 | datum přístupu = 2010-05-19
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20090502061044/http://archiv.ian.cz/data/448.htm
 | datum archivace = 2009-05-02
 | nedostupné = ano
 }}</ref>

Zatím nejmenší pozorované těleso Kuiperova pásu má průměr 975&nbsp;metrů a&nbsp;jeho zdánlivá jasnost činí 35&nbsp;mag. Planetka, jejíž objev byl oznámen v&nbsp;prosinci roku 2009, byla nalezena pomocí [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubblova vesmírného dalekohledu]].<ref>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Cooper
 | jméno = Keith
 | titul = Smallest Kuiper Belt object discovered by Hubble
 | periodikum = Astronomy Now Online
 | datum = 2009-12-17
 | url = http://www.astronomynow.com/news/n0912/17kbo/
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

== Rozptýlené objekty ==
[[Soubor:TheKuiperBelt Projections 100AU Classical SDO.svg|vlevo|náhled|200px|Oběžné dráhy těles v&nbsp;rozptýleném disku. Klasická tělesa Kuiperova pásu jsou zobrazena modře a&nbsp;tělesa v&nbsp;rezonanci&nbsp;2:5 zeleně.]]
{{Podrobně|Rozptýlený disk|Skupina kentaurů}}
[[Rozptýlený disk]] je tělesy řídce osídlená oblast za Kuiperovým pásem, sahající až do vzdálenosti 100&nbsp;AU a&nbsp;možná i&nbsp;dále. Tělesa rozptýleného disku se pohybují po vysoce [[Elipsa|eliptických]] dráhách, které obvykle bývají také velmi nakloněné vůči rovině [[Ekliptika|ekliptiky]]. Většina modelů [[Vznik a vývoj sluneční soustavy|vzniku sluneční soustavy]] předpokládá, že jak tělesa Kuiperova pásu, tak i&nbsp;rozptýleného disku vznikla v&nbsp;prvotním pásu komet, a&nbsp;teprve pozdější [[Gravitace|gravitační interakce]], zejména s&nbsp;Neptunem, je poslaly po [[Spirála|spirále]] do vzdálenějších oblastí; některé z&nbsp;nich na stabilní dráhy (tělesa Kuiperova pásu) a&nbsp;jiné na nestabilní, z&nbsp;nichž se vytvořil rozptýlený disk.<ref name="book" /> Právě pro svou nestabilní povahu je rozptýlený disk považován za místo původu velké části krátkoperiodických komet.<ref name="book" />

Mezi astronomy zatím nepanuje shoda ohledně přesné definice těles Kuiperova pásu. Podle {{Cizojazyčně|en|[[Minor Planet Center]]}}, které oficiálně eviduje všechna transneptunická tělesa, se za objekt Kuiperova pásu považuje jakékoliv těleso v&nbsp;oblasti Kuiperova pásu bez ohledu na jeho původ či složení. Tělesa za jeho hranicemi jsou označována jako rozptýlená tělesa.<ref name="scattered">{{Citace elektronické monografie
 | titul = List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects
 | url = http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Centaurs.html
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 2010-2-12
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Mezi některými astronomy se však termín „těleso Kuiperova pásu“ začal používat spíše ve významu ledové [[Planetka|planetky]] pocházející z&nbsp;Kuiperova pásu, i&nbsp;kdyby se v&nbsp;průběhu jeho vývoje dostala mimo tuto oblast sluneční soustavy (například do rozptýleného disku). Tělesa rozptýleného disku pak označují jako „rozptýlená tělesa Kuiperova pásu“.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Jewitt
 | jméno = David
 | odkaz na autora = David C. Jewitt
 | titul = The 1000&nbsp;km Scale KBOs
 | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = červen 2008
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = University of Hawaii
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Například trpasličí planeta [[Eris (trpasličí planeta)|Eris]], která je dokonce hmotnější než Pluto, bývá někdy v&nbsp;tomto smyslu označována za těleso Kuiperova pásu, ačkoliv technicky se jedná o&nbsp;těleso rozptýleného disku.<ref name="scattered" />

Podobně ani [[skupina kentaurů]] nebývá běžně považována za součást Kuiperova pásu. Pravděpodobně se rovněž jedná o&nbsp;rozptýlené objekty, s&nbsp;tím rozdílem, že nebyly odkloněny směrem ven ze sluneční soustavy, ale dovnitř. [[Minor Planet Center]] kentaury eviduje spolu s&nbsp;tělesy rozptýleného disku jako rozptýlená tělesa.<ref name="scattered" />

=== Triton ===
[[Soubor:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg|náhled|Neptunův měsíc Triton]]
{{Podrobně|Triton (měsíc)}}
Největší měsíc planety Neptun, [[Triton (měsíc)|Triton]], je pravděpodobně také bývalým tělesem Kuiperova pásu. Triton je jediný z&nbsp;velkých měsíců ve sluneční soustavě na [[Retrográdní dráha|retrográdní oběžné dráze]] (tzn.&nbsp;že obíhá v&nbsp;opačném směru, než v&nbsp;jakém rotuje Neptun). Z&nbsp;toho lze usoudit, že (na rozdíl od velkých [[Měsíce Jupiteru|měsíců Jupiteru]] a&nbsp;[[Měsíce Saturnu|Saturnu]], které se pravděpodobně vytvořily z&nbsp;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.<ref name="AgnorHamilton"/> Další indicií podporující takový scénář je jeho stavba a&nbsp;chemické složení. Triton je jen o&nbsp;málo větší než Pluto a&nbsp;rovněž spektrální analýza světla odraženého od povrchů obou těchto těles naznačuje, že jsou složena z&nbsp;podobných materiálů, jako [[methan]] a&nbsp;[[oxid uhelnatý]], takže snad také vznikla ve stejné oblasti sluneční soustavy.<ref>{{Citace sborníku
 | příjmení = Cruikshank
 | jméno = Dale P.
 | titul = Triton, Pluto, Centaurs, and trans-Neptunian Bodies
 | příjmení sestavitele = Encrenaz
 | jméno sestavitele = T.
 | spolusestavitelé = ''et&nbsp;al.''
 | sborník = The Outer Planets and Their Moons
 | vydavatel = Springer
 | místo = Dordrecht
 | rok vydání = 2005
 | isbn = 1-4020-3362-1
 | url = http://books.google.co.uk/books?hl=en&lr=&id=MbmiTd3x1UcC&oi=fnd&pg=PA421&dq=.+TRITON,+PLUTO,+CENTAURS,+AND+TRANS-NEPTUNIAN+BODIES&ots=pzwtede88A&sig=-p1FaqV0VcFtCRzwCoq9Mq8jijE#v=onepage&q=.%20TRITON%2C%20PLUTO%2C%20CENTAURS%2C%20AND%20TRANS-NEPTUNIAN%20BODIES&f=false
 | strany = 422–436
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

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

== Největší tělesa Kuiperova pásu ==
[[Soubor:EightTNOs-cs.png|náhled|Největší známá transneptunická tělesa v&nbsp;porovnání se [[Země|Zemí]]]]

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

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

Tyto názory byly ještě více posíleny objevem Eris, tělesa, které obíhá daleko za Kuiperovým pásem v&nbsp;rozptýleném disku a&nbsp;která je ještě asi o&nbsp;27&nbsp;procent hmotnější než Pluto.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Brown
 | jméno = Michael E.
 | odkaz na autora = Michael E. Brown
 | titul = Dysnomia, the moon of Eris
 | url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon/index.html
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = California Institute of Technology, Division of Geological and Planetary Sciences
 | jazyk = anglicky
}}</ref> [[Mezinárodní astronomická unie]] se následkem toho poprvé pokusila definovat pojem planeta, a&nbsp;do této definice zahrnula také požadavek, že oběžná dráha takového tělesa musí být vlivem jeho gravitace vyčištěna od jiných těles.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = Resolution&nbsp;B5: Definition of a&nbsp;Planet in the Solar System
 | url = http://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf
 | formát = PDF
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = International Astronomical Union
 | jazyk = anglicky
}}</ref> Protože však Pluto svou oběžnou dráhu sdílí s&nbsp;mnoha dalšími tělesy Kuiperova pásu, byl statusu planety zbaven a&nbsp;označen za jedno z&nbsp;[[kubewano|klasických těles]] Kuiperova pásu.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | titul = Resolution&nbsp;B6: Pluto
 | url = http://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf
 | formát = PDF
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = International Astronomical Union
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

Ačkoliv Pluto je největším tělesem Kuiperova pásu,<!-- Eris sem nepřidávejte: i když zatím není definice Kuiperova pásu zcela ustálená, plutoid Eris se do něj většinou neřadí, jedná se o&nbsp;těleso rozptýleného disku. --> řada větších objektů nacházejících se mimo Kuiperův pás mohla být jeho členy v&nbsp;minulosti. Jedním takovým případem je Eris. Rovněž Neptunův měsíc Triton je pravděpodobně zachycené bývalé těleso Kuiperova pásu.

V&nbsp;roce 2006 byla zavedena nová třída těles sluneční soustavy, tzv.&nbsp;[[Trpasličí planeta|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&nbsp;[[Hydrostatická rovnováha|hydrostatické rovnováze]]. Pouze pět těles sluneční soustavy bylo zatím označeno jako trpasličí planety, z&nbsp;nichž tři (Pluto, Makemake a&nbsp;Haumea) náleží ke Kuiperovu pásu. Tato skupina však může být v&nbsp;budoucnosti rozšířena, neboť i&nbsp;některé další známé transneptunické objekty (jako například [[Orcus (planetka)|Orcus]]) mají poměrně velkou hmotnost, a&nbsp;je tedy možné, že stavu hydrostatické rovnováhy dosáhly také.<ref>{{Citace elektronické monografie
 |příjmení       = 
 |jméno            = 
 |odkaz na autora   = 
 |titul             = The IAU&nbsp;draft definition of "planet" and "plutons"
 |url               = http://www.iau.org/iau0601.424.0.html
 |datum vydání    = 2006-8-16
 |datum aktualizace = 
 |datum přístupu  = 2010-5-22
 |vydavatel         = International Astronomical Union
 |jazyk             = anglicky
 |url archivu       = https://www.webcitation.org/62D6DNhLH?url=http://www.iau.org/iau0601.424.0.html
 |datum archivace   = 2011-10-05
 |nedostupné       = ano
}}</ref>

[[Soubor:Pluto system 2006.jpg|náhled|vlevo|Pluto a&nbsp;jeho měsíce [[Charon (měsíc)|Charon]], [[Nix (měsíc)|Nix]] a&nbsp;[[Hydra (měsíc)|Hydra]]]]

=== Měsíce ===
Ze čtyř největších transneptunických těles byly u&nbsp;třech nalezeny [[Měsíc planetky|měsíce]], z&nbsp;toho u&nbsp;dvou více než jeden. Ačkoliv u&nbsp;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&nbsp;těch největších těles. Měsíce obíhající kolem Haumey a&nbsp;Eris jsou také v&nbsp;porovnání se svými mateřskými tělesy mnohem méně jasné než měsíce jiných těles v&nbsp;této oblasti. Zdá se tedy, že za vznikem měsíců obíhajících kolem velkých a&nbsp;kolem menších transneptunických těles stály odlišné, zatím neprozkoumané procesy.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Brown
 | jméno = Michael E.
 | odkaz na autora = Michael E. Brown
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects
 | periodikum = The Astrophysical Journal
 | rok = 2006-3-1
 | ročník = 639
 | číslo = 1
 | strany = L43–L46
 | url = http://adsabs.harvard.edu//abs/2006ApJ...639L..43B
 | doi = 10.1086/501524
 | issn = 0004-637X
 | jazyk = anglicky
}} [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/gab.pdf PDF&nbsp;reprint online]</ref>

Kromě toho se v&nbsp;Kuiperově pásu vyskytuje také velké množství dvojitých těles, to jest dvou přibližně stejně velkých těles obíhajících kolem jejich společného [[těžiště]] (barycentra). Nejznámějším z&nbsp;nich je soustava Pluto-[[Charon (měsíc)|Charon]]. Na počátku roku 2010 bylo známo o&nbsp;35&nbsp;objektech (tj.&nbsp;3&nbsp;procentech všech dosud objevených těles Kuiperova pásu) známo, že jsou dvojitá nebo mají měsíce. Vzhledem k&nbsp;obtížnosti detekce některých velmi těsných dvojic jich však zřejmě bude mnohem více, podle některých odhadů až 10&nbsp;procent.<ref name="binary">{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = Jewitt
 | jméno = David
 | odkaz na autora = David C. Jewitt
 | titul = Binary Kuiper Belt Objects
 | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/binaries.html
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = University of California, Deparment of Earth and Space Sciences
 | jazyk = anglicky
 | url archivu = https://web.archive.org/web/20100627043250/http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/binaries.html
 | datum archivace = 2010-06-27
 | nedostupné = ano
 }}</ref>
{{Clear}}

=== Přehled nejjasnějších objektů ===
[[Soubor:2005FY9art.jpg|náhled|Umělecká představa plutoidu Makemake]]
[[Soubor:2003EL61art.jpg|náhled|Umělecká představa plutoidu Haumea a&nbsp;jeho měsíců Hiʻiaka a&nbsp;Namaka]]
V&nbsp;tabulce jsou uvedeny objekty s&nbsp;[[hvězdná velikost|absolutní hvězdnou velikostí]] ''M''&nbsp;≤&nbsp;4,0.

{| class="wikitable" border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; border: 1px solid #AAA; border-collapse: collapse; font-size: 0.95em;"
!Definitivní<br />označení<br />a jméno
!Předběžné<br />označení
!Absolutní<br />hvězdná<br />velikost
!Rovníkový<br />průměr<br />(km)
![[Velká poloosa dráhy|Velká<br />poloosa]]<br />(AU)
!Rok<br />objevu
!Objevitel
!{{Cizojazyčně|en|JPL<br />Database}}
|-
|([[Seznam planetek 134251-134500|134340]]) [[Pluto (trpasličí planeta)|Pluto]]
|—
|−0,7
|2390<ref name="Pluto">{{Citace elektronické monografie | příjmení = Grayzeck | jméno = Ed | titul = Pluto Fact Sheet | url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/plutofact.html | datum vydání = | datum aktualizace = 2006-9-7 | datum přístupu = 2010-5-22 | vydavatel = NASA | jazyk = anglicky}}</ref>
|39,445
|1930
|[[Clyde Tombaugh|C. Tombaugh]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Pluto;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|([[Seznam planetek 136251-136500|136472]]) [[Makemake (trpasličí planeta)|Makemake]]
|2005 FY<sub>9</sub>
|−0,4
|1502,9<sup>+89,6</sup><sub>−90,2</sub><ref name="albedo" />
|45,344
|2005
|[[Michael E. Brown|M.&nbsp;Brown]], [[Chad Trujillo|C.&nbsp;Trujillo]] a&nbsp;[[David Lincoln Rabinowitz|D.&nbsp;L.&nbsp;Rabinowitz]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Makemake;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|([[Seznam planetek 136001-136250|136108]]) [[Haumea (trpasličí planeta)|Haumea]]
|2003 EL<sub>61</sub>
|0,1
|1151<sup>+59,8</sup><sub>−59,9</sub><ref name="albedo" />
|42,995
|2005
|[[Observatoř Sierra Nevada]]<ref group="pozn">Objev si nárokovaly dva soupeřící týmy, a&nbsp;sice [[José-Luis Ortiz Moreno|J.&nbsp;L.&nbsp;Ortiz]] ''et&nbsp;al.'' z&nbsp;[[Observatoř Sierra Nevada|observatoře Sierra Nevada]] a&nbsp;[[Michael E. Brown|M.&nbsp;Brown]] ''et&nbsp;al.'' z&nbsp;[[Observatoř Palomar|observatoře Palomar]]. Mezinárodní astronomická unie objevitele oficiálně neuvádí, oficiálním místem objevu je observatoř Sierra Nevada.</ref>
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=136108;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|[[Charon (měsíc)|Charon]]
|S/1978 P1
|1
|1186<ref name="Pluto"/>
|39,445
|1978
|[[James W. Christy|J.&nbsp;W.&nbsp;Christy]]
|–
|-
|([[Seznam planetek 90251-90500|90482]]) [[Orcus (planetka)|Orcus]]
|2004 DW
|2,3
|946,3<sup>+74,1</sup><sub>−72,3</sub><ref name="albedo" />
|39,343
|2004
|[[Michael E. Brown|M.&nbsp;Brown]], [[Chad Trujillo|C.&nbsp;Trujillo]] a&nbsp;[[David Lincoln Rabinowitz|D.&nbsp;L.&nbsp;Rabinowitz]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Orcus;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|([[Seznam planetek 49751-50000|50000]]) [[Quaoar (planetka)|Quaoar]]
|2002 LM<sub>60</sub>
|2,7
|844,4<sup>+206,7</sup><sub>−189.6</sub><ref name="albedo" />
|43,405
|2002
|[[Chad Trujillo|C.&nbsp;Trujillo]] a&nbsp;[[Michael E. Brown|M.&nbsp;Brown]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Quaoar;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|([[Seznam planetek 28751-29000|28978]]) [[Ixion (planetka)|Ixion]]
|2001 KX<sub>76</sub>
|3,2
|<653,6<sup>+194,6</sup><sub>−191,9</sub><ref name="albedo" />
|39,578
|2001
|[[Deep Ecliptic Survey]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Ixion;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|([[Seznam planetek 55501-55750|55636]])
|[[(55636) 2002 TX300|2002 TX<sub>300</sub>]]
|3,2
|< 641,2<sup>+250,3</sup><sub>−206,7</sub><ref name="albedo" />
|43,504
|2002
|[[Observatoř Palomar]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2002%20TX300;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|([[Seznam planetek 55501-55750|55565]])
|[[2002 AW197|2002 AW<sub>197</sub>]]
|3,3
|734,6<sup>+116,4</sup><sub>−108,3</sub><ref name="albedo" />
|47,039
|2002
|[[Observatoř Palomar]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2002%20AW197;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|([[Seznam planetek 55501-55750|55637]])
|[[2002 UX25|2002 UX<sub>25</sub>]]
|3,6
|681,2<sup>+115,6</sup><sub>−114,0</sub><ref name="albedo" />
|42,870
|2002
|[[Spacewatch]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2002%20UX25;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|(174567)
|[[2003 MW12|2003 MW<sub>12</sub>]]
|3,6
|500–1130<ref name="Conversion">{{Citace elektronické monografie | titul = Absolute magnitude&nbsp;(H) | url = http://neo.jpl.nasa.gov/glossary/h.html | datum vydání =  | datum aktualizace =  | datum přístupu = 2010-5-22 | vydavatel = Jet Propulsion Laboratory, NASA | jazyk = anglicky | url archivu = https://www.webcitation.org/6HyGNdAcB?url=http://neo.jpl.nasa.gov/glossary/h.html | datum archivace = 2013-07-09 | nedostupné = ano }}</ref>
|45,809
|2005
|J. A. Larsen
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2003%20MW12;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]

|-
|([[Seznam planetek 19751-20000|20000)]] [[Varuna (planetka)|Varuna]]
|2000 WR106|2000 WR<sub>106</sub>
|3,7
|> 621,2<sup>+178,1</sup><sub>−139,1</sub><ref name="albedo" />
|42,904
|2000
|[[Spacewatch]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=Varuna;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|&nbsp;
|[[2002 MS4|2002 MS<sub>4</sub>]]
|3,8
|726,2<sup>+123,2</sup><sub>−122,9</sub><ref name="albedo" />
|41,840
|2002
|[[Chad Trujillo|C.&nbsp;Trujillo]] a&nbsp;[[Michael E. Brown|M.&nbsp;Brown]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2002%20MS4;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|(145452)
|[[2005 RN43|2005 RN<sub>43</sub>]]
|3,9
|420–940<ref name="Conversion"/>
|41,759
|2005
|A.&nbsp;C.&nbsp;Becker, A.&nbsp;W.&nbsp;Puckett a&nbsp;J.&nbsp;M.&nbsp;Kubica
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2005%20RN43;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|-
|(208996)
|[[2003 AZ84|2003 AZ<sub>84</sub>]]
|4,0
|685,8<sup>+98,8</sup><sub>−95,5</sub><ref name="albedo" />
|39,406
|2003
|[[Chad Trujillo|C.&nbsp;Trujillo]] a&nbsp;[[Michael E. Brown|M.&nbsp;Brown]]
|[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2003%20AZ84;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb]
|}

== Průzkum ==
{{Podrobně|New Horizons}}

19.&nbsp;ledna 2006 odstartovala na první průzkumnou misi v&nbsp;Kuiperovu pásu sonda {{Cizojazyčně|en|[[New Horizons]]}}. 14.&nbsp;července 2015 by měla dorazit k&nbsp;Plutu a&nbsp;Charonu a&nbsp;po jejich průzkumu, pokud to okolnosti dovolí, pokračovat ve studiu i&nbsp;dalších těles Kuiperova pásu. Tato další případná tělesa ještě nebyla vybrána, ale předpokládá se, že se bude jednat o&nbsp;objekty o&nbsp;průměru mezi 40&nbsp;a&nbsp;90&nbsp;km.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | příjmení = 
 | jméno = 
 | odkaz na autora = 
 | titul = New Horizons: Mission Timeline
 | url = http://pluto.jhuapl.edu/mission/mission_timeline.php
 | datum vydání = 
 | datum aktualizace = 
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = The Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory
 | jazyk = anglicky
 | url archivu = https://www.webcitation.org/6B95A3tdk?url=http://pluto.jhuapl.edu/mission/mission_timeline.php
 | datum archivace = 2012-10-03
 | nedostupné = ano
 }}</ref> Podle Johna Spencera, astronoma z&nbsp;týmu mise {{Cizojazyčně|en|New Horizons}}, se s&nbsp;konečným výběrem čeká na výsledky průzkumu [[Pan-STARRS]], který by měl velmi rozšířit pole nabízených možností.<ref>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Fussman
 | jméno = Cal
 | titul = The Man Who Finds Planets
 | periodikum = Discover
 | rok = 2006-5-27
 | ročník = 
 | číslo = 
 | strany = 
 | url = http://discovermagazine.com/2006/may/cover/article_view?b_start:int=3&-C=
 | issn = 0274-7529
 | jazyk = anglicky
 | datum přístupu = 2010-05-19
 | url archivu = https://www.webcitation.org/6B9B4Gi6O?url=http://discovermagazine.com/2006/may/cover/article_view?b_start:int=3
 | datum archivace = 2012-10-03
 | nedostupné = ano
 }}</ref> V&nbsp;rámci tohoto projektu astronomové postupně prohlédnou za pomocí 1,4&nbsp;gigapixelových kamer celou oblohu s&nbsp;cílem zaznamenat jakékoliv pohybující se objekty, ať už [[Blízkozemní planetka|blízkozemní planetky]] nebo vzdálená tělesa Kuiperova pásu.<ref>{{Citace elektronické monografie
 | odkaz na autora = 
 | titul = Pan-STARRS
 | url = http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/home.html
 | rok vydání = 2005
 | datum aktualizace = 
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = University of Hawaii
 | jazyk = anglicky
 | url archivu = https://www.webcitation.org/6B9Bf6ZIq?url=http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/home.html
 | datum archivace = 2012-10-03
 | nedostupné = ano
 }}</ref>

[[Soubor:Kuiper belt remote.jpg|náhled|250px|Cirkumstelární disky kolem dvou hvězd ([[HD 139664|HD&nbsp;139664]] a&nbsp;[[HD 53143|HD&nbsp;53143]])]]

== Podobné disky v&nbsp;cizích soustavách ==
Astronomové již od 80.&nbsp;let 20.&nbsp;století nalezli cirkumstelární disky kolem řady hvězd. Tyto disky lze rozdělit do dvou kategorií: rozlehlé pásy o&nbsp;šířkách přes 50&nbsp;AU a&nbsp;úzké pásy (podobné našemu Kuiperovu pásu), které bývají široké mezi 20&nbsp;a&nbsp;30&nbsp;AU a&nbsp;současně mají poměrně ostré hranice. Nejznámější cirkumstelární disky jsou poměrně mladé, ovšem disky kolem hvězd [[HD 139664|HD&nbsp;139664]] a&nbsp;[[HD 53143|HD&nbsp;53143]], zachycené na fotografii Hubblova vesmírného teleskopu z&nbsp;roku 2006 (vpravo), jsou již dost staré (první z&nbsp;nich přibližně 300&nbsp;milionů let a&nbsp;druhý 1&nbsp;miliardu let), a&nbsp;tím pádem i&nbsp;stabilní. Na levé fotografii je široký pás, který je nám nastaven k&nbsp;pohledu „shora“, na pravé fotografii pak vidíme úzký pás při pohledu „zboku“. Černý kruh uprostřed je clona [[koronograf]]u zakrývající centrální hvězdu, aby bylo možné zachytit mnohem jemněji zářící disk v&nbsp;jejím okolí.<ref name="Kalas et al. 2006">{{Citace periodika
 | příjmení = Kalas
 | jméno = P.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = First Scattered Light Images of Debris Disks Around HD&nbsp;53143 And HD&nbsp;139664
 | periodikum = The Astrophysical Journal
 | rok = 2006
 | měsíc = leden
 | ročník = 637
 | číslo = 1
 | strany = L57–L60
 | url = http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006ApJ...637L..57K
 | doi = 10.1086/500305
 | issn = 0004-637X
 | jazyk = anglicky
}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie
 | odkaz na autora = 
 | titul = Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt
 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/05/image/a
 | datum vydání = 2006-1-19
 | datum přístupu = 2010-5-22
 | vydavatel = Hubblesite.org
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

Kromě přímo pozorovaných disků mají astronomové také nepřímé důkazy o&nbsp;jejich existenci i&nbsp;u&nbsp;dalších hvězd. Asi 15–20 % hvězd podobných našemu Slunci vykazuje přebytek [[infračervené záření|infračerveného záření]], což lze vysvětlit přítomností hmotných struktur typu Kuiperova pásu.<ref>{{Citace periodika
 | příjmení = Trilling
 | jméno = D.&nbsp;E.
 | spoluautoři = ''et&nbsp;al.''
 | titul = Debris Disks around Sun-like Stars
 | periodikum = The Astrophysical Journal
 | datum = 2008-2-20
 | ročník = 674
 | číslo = 2
 | strany = 1086–1105
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...674.1086T
 | doi = 10.1086/525514
 | issn = 0004-637X
 | jazyk = anglicky
}}</ref>

== Odkazy ==

=== Poznámky ===
<references group="pozn" />

=== Reference ===
{{Překlad
 | jazyk = en
 | článek = Kuiper belt
 | revize = 361518912
}}
<references />

=== Externí odkazy ===
* {{Commonscat}}
* {{Wikislovník|heslo=Kuiperův pás}}
* {{en}} [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html Kuiper Belt]&nbsp;– Kuiperův pás na stránkách Davida Jewitta
** {{en}} [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html Why "Kuiper" belt?] – stránka o&nbsp;pojmenování Kuiperova pásu
* {{en}} [http://www.physics.ucf.edu/~yfernandez/cometlist.html List of Jupiter-Family and Halley-Family Comets]&nbsp;– Skupiny krátkoperiodických komet
* {{en}} [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs Kuiper Belt &&nbsp;Oort Cloud] {{Wayback|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs |date=20151110001858 }}&nbsp;– Kuiperův pás na stránkách NASA
* {{en}} [http://www.boulder.swri.edu/ekonews/ Distant EKOs]&nbsp;– The Kuiper Belt Electronic Newsletter
* {{en}} [http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html Trans-Neptunian Objects]&nbsp;– transneptunická tělesa na stránkách Roberta Johnstona
* {{en}} [http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/OuterPlot.html Plot of the Outer Solar System]&nbsp;– IAU&nbsp;Minor Planet Center: schéma rozložení transneptunických těles

* {{en}} [http://www.nature.com/nature/journal/v424/n6949/fig_tab/nature01725_F1.html Diagram showing the Kuiper belt and Oort cloud to scale with our planetary system]&nbsp;– Nature
* {{en}} [http://www.space.com/scienceastronomy/060814_tno_found.html Discovery Hints at a&nbsp;Quadrillion Space Rocks Beyond Neptune]&nbsp;– Space.com, 15.&nbsp;srpna 2006

{{Sluneční soustava}}
{{Nejlepší článek}}
{{Autoritní data}}
{{Portály|Astronomie|Planetární vědy}}

[[Kategorie:Objekty sluneční soustavy]]