Kuiperův pás: Porovnání verzí

}}</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

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

}}</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

}}</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

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

}}</ref> Žádná pozorování však tuto hypotézu nepotvrdila.<ref name="Davies2" />

}}</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

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

Roku 1987 se astronom [[David C. Jewitt|David Jewitt]], tehdy pracovník {{Cizojazyčně|en|[[Massachusetts Institute of Technology]]}}, kterého podle jeho slov stále více mátla zdánlivá prázdnota ve vnějších částech sluneční soustavy,<ref name="qbee">{{Citace periodika

}}</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

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 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" />

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.

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 plánovaná [[LSST]], které by v&nbsp;oblasti měly ještě objevit velké množství stále neznámých těles.<ref name="beyond" />

}}</ref> Podle pokynů Mezinárodní astronomické unie se všem klasickým tělesům Kuiperova pásu dávají jména [[Mytologie|mytologických]] postav spojených se [[stvoření]]m.<ref name="clas">{{Citace elektronické monografie

}}</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

}}</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

}}</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

}}</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" />

}}</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]] L₄ a&nbsp;L₅, 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" />

[[Soubor:Semimajorhistogramofkbos_csSemimajorhistogramofkbos cs.svg|thumb|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.]]

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" />

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

}}</ref> Nízké hustoty těles, u&nbsp;nichž byl znám jejich průměr (méně než 1&nbsp;g/cm³) jsou s&nbsp;tím zcela v&nbsp;souladu.<ref name="physical" /> Teplota pásu je pouze asi 50&nbsp;kelvinů,<ref name="Quaoar">{{Citace periodika

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

}} [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" />

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

}}</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.

[[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 velkého 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

}}</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" />

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.

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

|1502,9^+89,6_−90,2<ref name="albedo" />

|1151^+59,8_−59,9<ref name="albedo" />

|946,3^+74,1_−72,3<ref name="albedo" />

|844,4^+206,7_−189.6<ref name="albedo" />

|<653,6^+194,6_−191,9<ref name="albedo" />

|< 641,2^+250,3_−206,7<ref name="albedo" />

|734,6^+116,4_−108,3<ref name="albedo" />

|681,2^+115,6_−114,0<ref name="albedo" />

|> 621,2^+178,1_−139,1<ref name="albedo" />

|726,2^+123,2_−122,9<ref name="albedo" />

|685,8^+98,8_−95,5<ref name="albedo" />

* {{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