náhled|300px|Známé objekty vnější části sluneční soustavy dle údajů z Minor Planet Center. Tělesa vlastního Kuiperova pásu jsou zobrazena zeleně, rozptýlené objekty oranžově, čtyři vnější planety modře, několik známých Neptunových trojánů žlutě a Jupiterovi trojáni růžově. Rozptýlené objekty mezi Sluncem a Kuiperovým pásem se nazývají kentauři. Měřítko je v astronomických jednotkách. Mezera ve spodní části je způsobena pásem Mléčné dráhy, který brání účinnému pozorování v určitých místech oblohy.
Kuiperův pás (vyslovuj kaiperův), zřídka nazývaný také Edgeworthův-Kuiperův pás, je oblast sluneční soustavy rozprostírající se od oběžné dráhy Neptunu (asi 30 astronomických jednotek) až do vzdálenosti přibližně 55 astronomických jednotek od Slunce. Jde o podobné seskupení těles, jako je hlavní pás planetek, ovšem mnohem větší – asi 20krát širší a 20–200krát hmotnější. Podobně jako hlavní pás sestává zejména z malých těles, která zde zůstala z počátku vývoje sluneční soustavy. Zatímco hlavní pás se skládá převážně z kamenných a kovových těles, objekty Kuiperova pásu, též označované zkratkou KBO (z anglického výrazu ), jsou tvořeny především zmrzlými prchavými látkami jako methan, amoniak či voda. Jeho součástí jsou mimo jiné také tři trpasličí planety – Pluto, Haumea a Makemake.
Od roku 1992, kdy byl Kuiperův pás objeven, vzrostl počet jeho známých těles na více než tisíc, přičemž astronomové odhadují, že počet zdejších těles o průměru větším než 100 km může být vyšší než 70 000. Kuiperův pás byl původně považován za hlavní zásobárnu periodických komet s oběžnými dobami kratšími než 200 let. Studie provedené v polovině 90. let však ukázaly, že Kuiperův pás je stabilní a že komety ve skutečnosti přicházejí ze vzdálenějšího rozptýleného disku, což je velmi dynamická oblast vytvořená během stěhování Neptunu z bližších částí sluneční soustavy na jeho současnou oběžnou dráhu před asi 4,5 miliardami let. Tělesa rozptýleného disku jako například Eris se velmi podobají tělesům Kuiperova pásu, ovšem jejich oběžné dráhy jsou extrémně velké, takže se dostávají do vzdáleností někdy až 100 astronomických jednotek od Slunce. Někdy se oběžné dráhy těchto těles změní, a ta pak mohou zamířit blíže ke Slunci. V takovém případě se nejprve zařadí mezi tzv. kentaury a později krátkoperiodické komety. Rovněž některé měsíce planet, jako například Neptunův Triton či Saturnův Phoebe, pravděpodobně pocházejí z rozptýleného disku. Největším známým tělesem Kuiperova pásu je Pluto. Původně bylo považováno za planetu, ovšem roku 2006 bylo na astronomickém kongresu v Praze přeřazeno mezi nově ustanovený typ těles – trpasličí planety. Svým složením se podobá mnoha dalším tělesům Kuiperova pásu a jeho oběžná doba je identická s tělesy označovanými jako plutina. Podle této bývalé planety se také pro čtyři trpasličí planety nacházející se za oběžnou drahou Neptunu vžilo označení plutoidy.
Kuiperův pás by neměl být zaměňován s hypotetickým Oortovým mračnem, které by se mělo nacházet ještě tisíckrát dále. Tělesa Kuiperova pásu, rozptýleného disku, Hillsova oblaku a Oortova mračna se souhrnně nazývají transneptunická tělesa (TNO – z anglického ).
Historie objevů Již od objevu Pluta astronomové spekulovali, že by toto těleso nemuselo být za dráhou Neptunu samo. Oblast, dnes nazývaná Kuiperův pás, byla předmětem různých hypotéz již desítky let před svým faktickým objevením. Teprve roku 1992 však byl nalezen první přímý důkaz její existence. Pro velké množství spekulací o povaze Kuiperova pásu, které jeho objevu předcházely, není zcela jasné, kdo si vlastně zaslouží uznání za jeho předpověď.
Hypotézy Prvním, kdo přišel s domněnkou o existenci populace transneptunických těles, byl americký astronom Frederick C. Leonard. Již roku 1930, hned po objevu Pluta, spekuloval, zda není jen první z řady objektů nacházejících se za drahou Neptunu, jejichž objevy teprve budou následovat.
náhled|Astronom Gerard Kuiper, po němž Kuiperův pás nese své jméno Roku 1943 zveřejnil Kenneth Edgeworth v hypotézu, že v oblasti za Neptunem se nachází velké množství menších těles a že čas od času se některé z nich vydá jako kometa na cestu do vnitřních částí sluneční soustavy.Davies, s. 2 Ve svém článku však této myšlence věnoval jen krátký odstavec a nijak ji nerozpracoval do ucelené teorie ani neučinil žádné předpovědi o povaze těchto těles.
Roku 1951 pak Gerard Kuiper spekuloval v článku psaném pro časopis , že v raných fázích vývoje sluneční soustavy se mohl na jejím okraji vytvořit disk sestávající z 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 že svou gravitací oblast od všech dalších objektů vyčistilo a vystřelilo je buď zcela ven ze sluneční soustavy, nebo alespoň do Oortova mračna.
V následujících desetiletích hypotéza prodělala několik proměn. Roku 1962 fyzik Alastair Cameron předpověděl existenci obrovského množství malých těles na okraji sluneční soustavy.Davies, s. 14 O 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 Uranu nebo alespoň některých známých komet. Pozorované odchylky v oběžné dráze Uranu již dříve vedly astronomy k pokusům najít tzv. planetu X, která je způsobuje. Žádná pozorování však tuto hypotézu nepotvrdila.
Roku 1977 objevil Charles Kowal ledové těleso (2060) Chiron, obíhající mezi Saturnem a Uranem. Objev učinil pomocí tzv. blink komparátoru, zařízení, které používal již objevitel Pluta Clyde Tombaugh o 50 let dříve. Roku 1992 bylo objeveno další těleso na podobné dráze, (5145) Pholus. Dnes již astronomové znají v oblasti mezi Jupiterem a Neptunem celou populaci těles podobných kometám, které nazývají kentauři. Jejich oběžné dráhy jsou nestálé a obvykle na nich setrvávají jen několik milionů let. PDF preprint online Proto již od jejich prvních objevů astronomové spekulovali, že musí být často doplňovány z nějaké vnější zásobárny.Davies s. 38
Domněnky o 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 sublimaci těkavých látek, které unikají do prostoru, a komety se postupně vypařují. Proto i populace komet musí být nějakým mechanismem poměrně často doplňována. Jednou takovou zásobárnou je Oortovo mračno, což je houf ledových těles sférického tvaru začínající ve vzdálenosti 50 000 astronomických jednotek od Slunce, jehož existenci poprvé předpověděl nizozemský astronom Jan Oort v roce 1950. Předpokládá se, že toto mračno je místem původu dlouhoperiodických komet, jako je například kometa Hale-Bopp, jejichž doby oběhu činí tisíce let.
Ve sluneční soustavě však existuje také populace krátkoperiodických komet, mezi něž patří například známá Halleyova kometa, jejichž oběžné doby trvají méně než 200 let. V 70. letech 20. století a krátce před tím již bylo objeveno velké množství těchto komet, takže se nezdálo možné, aby všechny pocházely z Oortova mračna.Davies s. 39 Pokud by se mělo těleso Oortova mračna stát krátkoperiodickou kometou, musel by nejprve jeho dráhu změnit svou gravitací některý z plynných obrů. Roku 1980 zveřejnil uruguayský astronom Julio Ángel Fernández studii, z níž vyplývalo, že na jednu krátkoperiodickou kometu, kterou by plynní obři vyslali směrem do vnitřní části sluneční soustavy, by připadlo 600 vystřelených ven do mezihvězdného prostoru. Místo toho navrhoval, že pozorovaný počet komet musí přilétat z pásu ve vzdálenosti 35 až 50 astronomických jednotek. Na jeho práci navázal kanadský tým sestávající z astronomů Martina Duncana, Toma Quinna a Scotta Tremaina, který ve snaze zjistit, zda pozorované komety přilétají z Oortova mračna, provedl množství počítačových simulací. Dle jejich zjištění to není úplně u všech možné, zvláště když většina z nich obíhá v blízkosti roviny sluneční soustavy, přičemž tělesa pocházející z Oortova mračna by musela přilétat z náhodných míst na obloze. Tremain hypotetickou oblast nazval „Kuiperův pás“, k čemuž ho údajně vedl fakt, že jméno Kuiper se vyskytovalo spolu s výrazem „pás komet“ hned v úvodní vědě Fernándezovy studie.Davies s. 191
Objev náhled|Skupina teleskopů na hoře Mauna Kea, kde byl Kuiperův pás objeven Roku 1987 se astronom David Jewitt, tehdy pracovník Massachusettského technologického institutu, kterého podle jeho slov stále více mátla zdánlivá prázdnota ve vnějších částech sluneční soustavy, pokoušel se svou studentkou Jane Luuovou nalézt další tělesa za dráhou Pluta.Davies s. 50 Svá pozorování prováděli pomocí dalekohledů na Kitt Peak National Observatory v Arizoně ve Spojených státech a Cerro Tololo Inter-American Observatory v Chile a pořízené fotografie prohlíželi podobně jako kdysi Clyde Tombaugh nebo Charles Kowal pomocí blink komparátoru. Původně jim prozkoumání každé dvojice fotografických desek trvalo kolem 8 hodin,Davies s. 51 proces se však znatelně urychlil s příchodem CCD technologie. Zorné pole takto pořízených snímků sice bylo užší, ale sběr světla byl mnohem účinnější (takto dokázali zachytit 90 % světla, na rozdíl od 10 % zachycených na běžných fotografiích) a hlavně jim tato technologie umožnila snímky prohlížet na počítačových obrazovkách.Davies s. 52, 54, 56 Roku 1988 Jewitt přešel do Astronomického institutu Havajské univerzity, takže s Luuovou pokračovali v pozorováních pomocí 2,24 metrového teleskopu na Mauna Kea.Davies s. 57, 62 Zorné pole CCD snímků se nakonec rozšířilo až na 1024 krát 1024 pixelů, což jim opět umožnilo hledání zrychlit.Davies s. 65 Nakonec 30. srpna 1992, po pěti letech hledání, Jewitt a Luuová oznámili objev prvního tělesa kandidujícího na zařazení do Kuiperova pásu, označeného jako Albion. O 6 měsíců později následoval objev dalšího tělesa, (181708) 1993 FW.
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 oddělené (i když související) oblasti rozptýleného disku. Když Neptun podle tzv. modelu z 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 jednak tzv. rozptýlený disk, tj. oddělenou populaci těles na výstředních drahách, která se ve svém 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.
Pojmenování a uznání za předpověď Ačkoliv nejvíce se vžilo pojmenování Kuiperův pás po nizozemsko-americkém astronomu Gerardu Kuiperovi, někteří astronomové dávají přednost pojmenování Edgeworthův-Kuiperův pás (a pro jeho tělesa namísto zkratky KBO užívají zkratku EKO), aby tak vzdali hold také Kennethu Edgeworthovi, který o existenci těchto těles spekuloval mnohem dříve. Brian Marsden z Minor Planet Center však zase vyjádřil názor, že ve skutečnosti si tuto poctu nezaslouží ani jeden z nich, neboť jejich domněnky ničím ani vzdáleně nepřipomínají pravou povahu těchto těles, jak je pozorujeme dnes, a uznání by se mělo dostat spíše Fredu Whipplovi. Spoluobjevitel pásu David Jewitt zase největší zásluhu přičítá Juliu Fernándezovi. Někteří vědci proto raději používají spíše výraz transneptunická tělesa (TNO), který je méně kontroverzní, ačkoliv ne zcela přesný; zahrnuje totiž všechna tělesa obíhající za dráhou Neptunu, nejen tělesa Kuiperova pásu.
Původ Kuiperova pásu