Преглед на кодот на Кајперов Појас

[[File:Kuiper belt plot objects of outer solar system.png|upright=1.3|thumb|Познати објекти во Кајперовиот Појас надвор од орбитата на Нептун. (скала во [[Астрономска единица|астрономски единици]])
{| style="width: 100%; margin-bottom: 8px;"
|-
| valign=top width=45% |
{{легенда2|#FFFF00|border=1px solid #B3B300|[[Сонце]]}}<br />
{{легенда2|#aaa|border=1px solid #777|[[Јупитеров тројанец|Јупитерови тројанци]]}}&nbsp;{{small|(6.178)}}<br />
{{легенда2|#FFC170|border=1px solid #D67900|[[Расеан Диск]]}}&nbsp;{{small|(&gt;300)}}
{{легенда2|#A300A3|border=1px solid #3D003D|{{w|Нептунов тројанец|Нептунови тројанци}}&nbsp;{{small|(9)}}}}
| valign=top |
{{легенда2|#FF4D4D|border=1px solid #FF0000|[[Џиновска планета|Џиновски планети]]: [[Јупитер|Ј]]{{·}}[[Сатурн|С]]{{·}}[[Уран|У]]{{·}}[[Нептун|Н]]}}<br />
{{легенда2|#009900|border=1px solid #003300|[[Кентаур (астероид)|Кентаури]]}}&nbsp;{{small|(44.000)}}<br />
{{легенда2|#66CCFF|border=1px solid #00AAFF|'''Кајперов Појас'''}}&nbsp;{{small|(&gt;100.000)}}
|}
''{{small|(размер во [[астрономска единица|ае]];  [[ера (астрономија)|ерата]] е од јануари 2015 година; # за телата во загради)}}''
]]

'''Кајперов Појас'''<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.lexico.com/en/definition/kuiper_belt|title=Kuiper belt &#124; Definition of Kuiper belt by Lexico|work=Lexico Dictionaries &#124; English|accessdate=2021-11-26|archive-date=2021-11-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20211126215312/https://www.lexico.com/en/definition/kuiper_belt|url-status=dead}}</ref> — голем прстен од „отпад“ или околуѕвезден диск што се наоѓа во надворешниот [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]], кој се протега од [[орбита]]та на [[Нептун]] на 30 [[Астрономска единица|астрономски единици]] (AU) до околу 50 ае од [[Сонце]]то.<ref>{{Наведено списание|last=Stern|first=Alan|last2=Colwell|first2=Joshua E.|date=1997|title=Collisional erosion in the primordial Edgeworth-Kuiper belt and the generation of the 30–50&nbsp;AU Kuiper gap|journal=The Astrophysical Journal|volume=490|issue=2|pages=879–882|bibcode=1997ApJ...490..879S|doi=10.1086/304912|doi-access=free}}</ref> Тој е сличен на [[Астероиден појас|Астероидниот појас]], но е далеку поголем — 20&nbsp;пати поширок и 20–200&nbsp;пати [[Маса (физика)|помасовен]].<ref name="beyond">{{Наведена книга|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2006/DJ06.pdf|title=The Solar System beyond the Planets|last=Delsanti|first=Audrey|last2=Jewitt|first2=David|publisher=University of Hawaii|year=2006|bibcode=2006ssu..book..267D|access-date=March 9, 2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20070925203400/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf|archive-date=September 25, 2007|department=Institute for Astronomy}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Krasinsky|first=G. A.|last2=Pitjeva|first2=E. V.|last3=Vasilyev|first3=M.V.|last4=Yagudina|first4=E.I.|date=July 2002|title=Hidden Mass in the Asteroid Belt|journal=Icarus|volume=158|issue=1|pages=98–105|bibcode=2002Icar..158...98K|doi=10.1006/icar.2002.6837}}</ref> Како и астероидниот појас, тој главно се состои од [[Мало тело во Сончевиот Систем|мали тела]] или остатоци од времето кога се [[Настанок и развој на Сончевиот Систем|формирал Сончевиот Систем]]. Додека многу астероиди се составени првенствено од [[Карпа|карпи]] и метал, повеќето објекти на Кајперовиот Појас се составени главно од замрзнати испарливи материи (наречени „''мразови''“), како што се [[метан]], [[амонијак]] и [[вода]]. Кајперовиот Појас е дом на три објекти идентификувани како [[Џуџеста планета|џуџести планети]] од страна на [[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]]: [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]],<ref name="pluto_dwarf">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0603/|title=IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes|last=Christensen|first=Lars Lindberg|publisher=IAU|accessdate=25 May 2021}}</ref> [[Хаумеја]]<ref name="Dwarf_5">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0807/|title=IAU names fifth dwarf planet Haumea|last=Christensen|first=Lars Lindberg|publisher=IAU|accessdate=25 May 2021}}</ref> и [[Макемаке]].<ref name="Dwarf_4">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0806/|title=Fourth dwarf planet named Makemake|last=Christensen|first=Lars Lindberg|publisher=IAU|accessdate=25 May 2021}}</ref> Некои од [[Природен сателит|месечините]] на Сончевиот Систем, како што се [[Тритон (месечина)|Тритон]] на [[Нептун]] и [[Феба (месечина)|Феба]] на [[Сатурн (планета)|Сатурн]], можеби потекнуваат од регионот.<ref>Johnson, Torrence V.; and Lunine, Jonathan I.; ''Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System'', Nature, Vol. 435, pp. 69–71</ref><ref>{{Наведено списание|last=Craig B. Agnor|last2=Douglas P. Hamilton|date=2006|title=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter|url=http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf|journal=Nature|volume=441|issue=7090|pages=192–4|bibcode=2006Natur.441..192A|doi=10.1038/nature04792|pmid=16688170|archive-url=https://web.archive.org/web/20070621182809/http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf|archive-date=June 21, 2007|access-date=June 20, 2006}}</ref>

Кајперовиот Појас го добил името по холандскиот астроном [[Герард Кејпер|Џерард Кајпер]], иако тој не го предвидел неговото постоење. Во [[1992]] година била откриена мала планета, наречена [[15760 Албион]], првиот објект на Кајперовиот Појас по [[Плутон]] и [[Харон (месечина)|Харон]].<ref name="qbee">{{Наведено списание|last=Jewitt|first=David|last2=Luu|first2=Jane|date=1993|title=Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1|journal=Nature|volume=362|issue=6422|pages=730–732|bibcode=1993Natur.362..730J|doi=10.1038/362730a0}}</ref> Од неговото откритие, бројот на познати објекти од Кајперовиот Појас (ОКП) се зголемил на над илјада, а повеќе од 100.000 со над 100 километри во пречник се смета дека постојат.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012|title=The PI's Perspective|date=August 24, 2012|work=New Horizons|archive-url=https://web.archive.org/web/20141113225430/http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012|archive-date=November 13, 2014}}</ref> Првично се сметало дека Кајперовиот Појас е главното складиште за [[Список на периодични комети|периодични комети]], оние со орбити кои траат помалку од 200&nbsp;години. Проучувањата од средината на 1990-тите покажале дека појасот е динамички стабилен и дека вистинското место на потекло на кометите е [[Расеан Диск|расеаниот диск]], динамички активна зона создадена од движењето на [[Нептун]] нанадвор пред 4,5 милијарди години;<ref name="book">{{Наведена книга|title=Encyclopedia of the Solar System|last=Levison|first=Harold F.|last2=Donnes|first2=Luke|date=2007|publisher=Academic Press|isbn=978-0-12-088589-3|editor-last=Lucy Ann Adams McFadden|edition=2|location=Amsterdam; Boston|pages=[https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 575–588]|chapter=Comet Populations and Cometary Dynamics|editor-last2=Paul Robert Weissman|editor-last3=Torrence V. Johnson|chapter-url=https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575}}</ref> расеаните објекти како што е [[Ерида (џуџеста планета)|Ерида]] имаат екстремно [[Орбитално занесување|ексцентрични]] орбити што ги носат до 100 [[AU]] од [[Сонце]]то.{{Efn|Литературата е неконзистентна во употребата на термините „расеан диск“ и „Кајперов Појас“. За некои, тие се различни популации; за други, расфрланиот диск е дел од Кајперовиот Појас. Авторите може дури и да се префрлаат помеѓу овие две употреби во една публикација.<ref>Вајсман и Џонсон, 2007 година, „Енциклопедија на Сончевиот Систем“, стр. 584</ref> Бидејќи [[Центар за помали планети|Центарот за мали планети]] на Меѓународниот астрономски сојуз, телото одговорно за каталогизирање на [[мали планети]] во Сончевиот Систем, ја прави разликата,<ref>{{cite web |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html |title=List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects |publisher=Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |date=January 3, 2011 |author=IAU: Minor Planet Center |access-date=January 3, 2011}}</ref> уредничкиот избор за статиите на Википедија за заднептунскиот регион е да се направи и оваа разлика. На Википедија, Ерис, најмасивниот познат заднептунски објект, не е дел од Кајперовиот Појас и тоа го прави Плутон најмасивниот објект на Кајперовиот Појас.}}

Кајперовиот Појас се разликува од [[Научна теорија|теоретскиот]] [[Ортов Облак]], кој е илјада пати подалечен и претежно е сферичен. Објектите во Кајперовиот Појас, заедно со членовите на расеаниот диск и сите потенцијални [[Хилов Облак|Хилсови облаци]] или Ортови облаци, колективно се нарекуваат [[Заднептунец|заднептунски објекти]] (ЗНО).<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astrosurf.com/aude/map/us/AstFamilies2004-05-20.htm|title=Description of the System of Asteroids as of May 20, 2004|last=Gérard FAURE|date=2004|archive-url=https://web.archive.org/web/20070529003558/http://www.astrosurf.com/aude/map/us/AstFamilies2004-05-20.htm|archive-date=May 29, 2007|accessdate=June 1, 2007}}</ref> [[Плутон]] е најголемиот и најмасивниот член на Кајперовиот Појас и најголемиот и вториот најмасивен познат ЗНО, надминат само од Ерида во расеаниот диск. Првично [[Плутон]] се сметал за планета, но статусот на Плутон како дел од Кајперовиот Појас предизвикало да биде рекласифициран како [[џуџеста планета]] во [[2006]] година. Композициски е сличен на многу други објекти од Кајперовиот Појас, а неговиот орбитален период е карактеристичен за класата на ЗНО, познати како „ [[плутино]]“, кои ја делат истата резонанца 2:3 со [[Нептун]].

Кајперовиот Појас и Нептун можат да се видат како маркери за обемот на [[Сончевиот Систем]], алтернативи се [[Хелиосфера|хелиопаузата]] и растојанието на кое гравитациското влијание на Сонцето се совпаѓа со она на другите ѕвезди (се проценува дека е помеѓу {{Вред|50000}} и {{Вред|125000}}).<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://svs.gsfc.nasa.gov/12639|title=Where is the Edge of the Solar System?|date=5 September 2017|work=Goddard Media Studios|publisher=NASA's Goddard Space Flight Center|accessdate=2019-09-22}}</ref>

== Историја ==
[[Податотека:Pluto-Charon-v2-10-1-15.jpg|мини|Плутон и Харон]]
По откривањето на [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]] во [[1930]] година, многумина шпекулирале дека тој можеби не е сам. Регионот кој сега се нарекува Кајперовиот Појас бил хипотезиран во различни форми со децении. Дури во 1992 година бил пронајден првиот директен доказ за неговото постоење. Бројот и разновидноста на претходните шпекулации за природата на Кајперовиот Појас довеле до континуирана неизвесност за тоа кој ја заслужува заслугата што прв го предложил.<ref name="Randall_2015">{{Наведена книга|title=Dark Matter and the Dinosaurs|last=Randall|first=Lisa|date=2015|publisher=Ecco/HarperCollins Publishers|isbn=978-0-06-232847-2|location=New York}}
</ref>

=== Хипотези ===
Првиот [[астроном]] кој предложил постоење на заднептунска популација бил [[Фредерик К. Леонард]]. Набргу по откривањето на Плутон од страна на [[Клајд Томбау|Клајд Томбо]] во 1930 година, Леонард размислувал дали „''не е веројатно дека во Плутон излезе на виделина како првото од серијата ултра-нептунски тела, чии преостанати членови сè уште чекаат да бидат откриени, но кои се предодредени на крајот да бидат откриени''“.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.icq.eps.harvard.edu/kb.html|title=What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?)|work=International Comet Quarterly|accessdate=October 24, 2010}}</ref> Истата година, астрономот Армин О. Лејшнер сугерирал дека Плутон „''можеби е еден од многуте планетарни објекти со долг период што допрва треба да се откријат''“.<ref name="lauch">{{Наведена книга|title=The Solar System Beyond Neptune|last=Davies|first=John K.|last2=McFarland|first2=J.|last3=Bailey|first3=Mark E.|last4=Marsden|first4=Brian G.|last5=Ip|first5=W. I.|date=2008|publisher=University of Arizona Press|editor-last=M. Antonietta Baracci|pages=11–23|chapter=The Early Development of Ideas Concerning the Transneptunian Region|access-date=November 5, 2014|editor-last2=Hermann Boenhardt|editor-last3=Dale Cruikchank|editor-last4=Alessandro Morbidelli|chapter-url=http://www.arm.ac.uk/preprints/2008/522.pdf|archive-url=https://web.archive.org/web/20150220182134/http://www.arm.ac.uk/preprints/2008/522.pdf|archive-date=February 20, 2015}}</ref>
[[Податотека:Gerard_Kuiper_1964b.jpg|мини|Астрономот Џерард Кајпер, по кого е именуван Кајперовиот Појас]]
Во 1943 година, во ''Списание на Британското астрономско здружение'', Кенет Еџворт претпоставил дека, во регионот надвор од [[Нептун]], материјалот во [[Првобитен нуклид|исконската]] сончева [[Настанок и развој на Сончевиот Систем|маглина]] бил премногу широко распореден за да се кондензира во планети и така прилично кондензиран во огромен број помали тела. Од ова тој заклучил дека „''надворешниот регион на Сончевиот Систем, надвор од орбитите на планетите, е окупиран од многу голем број на релативно мали тела''“<ref name="Davies_2001">{{Наведена книга|title=Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system|last=Davies|first=John K.|date=2001|publisher=Cambridge University Press}}</ref> и дека, одвреме-навреме, некој од нивниот број „''скита од сопствената сфера и се појавува како повремен посетител на внатрешниот Сончев Систем''“,<ref name="Davies_2001" /> станувајќи [[комета]].

Во 1951 година, во трудот во ''Астрофизика: Тематски симпозиум'', [[Герард Кејпер|Џерард Кајпер]] шпекулирал за сличен диск кој се формирал на почетокот на [[Настанок и развој на Сончевиот Систем|настанокот на Сончевиот Систем]], но тој не мислел дека таков појас сè уште постои. Кајпер работел на претпоставката, вообичаена во негово време, дека [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]] е со големина на Земјата и затоа ги расеал овие тела кон [[Ортов Облак|Ортовиот Облак]] или надвор од Сончевиот Систем. Да била точна хипотезата на Кајпер, денес немало да има Кајперов Појас.<ref name="Jewitt">{{Наведена мрежна страница|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html|title=WHY "KUIPER" BELT?|last=David Jewitt|work=University of Hawaii|accessdate=June 14, 2007}}</ref>

Хипотезата добила многу други форми во следните децении. Во [[1962]] година, физичарот Ал Г.В. Камерон го постулирал постоењето на „''огромна маса на мал материјал на периферијата на Сончевиот Систем''“.<ref name="Davies_2001" /> Во 1964 година, Фред Випл, кој ја популаризирал познатата хипотеза за [[Комета|„валкани снежни топки]]“ за структурата на кометата, сметал дека „појасот на кометите“ може да биде доволно масивен за да предизвика наводни разлики во орбитата на [[Уран (планета)|Уран]] што ја поттикнало потрагата по [[Заднептунски планети|планетата X]], или, во најмала рака, доволно масивен за да влијае на орбитите на познатите комети.<ref>{{Наведено списание|last=Rao|first=M. M.|date=1964|title=Decomposition of Vector Measures|url=http://www.pnas.org/cgi/reprint/51/5/711.pdf|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=51|issue=5|pages=771–774|bibcode=1964PNAS...51..771R|doi=10.1073/pnas.51.5.771|pmc=300359|pmid=16591174|doi-access=free|access-date=2021-11-26|archive-date=2016-06-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20160603080459/http://www.pnas.org/content/51/5/711.full.pdf|url-status=dead}}</ref> Набљудувањето ја отфрлило оваа хипотеза.<ref name="Davies_2001" />

Во 1977 година, Чарлс Ковал го открил [[2060 Хирон]], леден [[планетоид]] со орбита помеѓу [[Сатурн]] и [[Уран]]. Тој користел компаратор за трепкање, истиот уред што му дозволил на Клајд Томбо да го открие [[Плутон]] скоро 50 години пред тоа.<ref>{{Наведено списание|last=CT Kowal|last2=W Liller|last3=BG Marsden|date=1977|title=The discovery and orbit of /2060/ Chiron|journal=In: Dynamics of the Solar System; Proceedings of the Symposium|volume=81|page=245|bibcode=1979IAUS...81..245K}}</ref> Во 1992 година, друг објект, 5145 Фол, бил откриен во слична орбита.<ref>{{Наведено списание|last=JV Scotti|last2=DL Rabinowitz|last3=CS Shoemaker|last4=EM Shoemaker|last5=DH Levy|last6=TM King|last7=EF Helin|last8=J Alu|last9=K Lawrence|date=1992|title=1992 AD|journal=IAU Circ.|volume=5434|page=1|bibcode=1992IAUC.5434....1S}}</ref> Денес е познато дека цела популација на тела слични на комети, наречени [[Кентаур (астероид)|кентаури]], постои во регионот помеѓу [[Јупитер]] и [[Нептун]]. Орбитите на кентаурите се нестабилни и имаат динамичен век на траење од неколку милиони години.<ref name="Horner2004a">{{Наведено списание|last=Horner|first=J.|last2=Evans|first2=N. W.|last3=Bailey|first3=Mark E.|date=2004|title=Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics|journal=MNRAS|volume=354|issue=3|pages=798–810|arxiv=astro-ph/0407400|bibcode=2004MNRAS.354..798H|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x}}</ref> Од времето на откривањето на [[Харон]] во [[1977]] година, астрономите шпекулираат дека кентаурите мора често да се надополнуваат со некој надворешен резервоар.<ref name="Davies_2001" />

Дополнителни докази за постоењето на Кајперовиот Појас подоцна се појавиле од проучувањето на кометите. Дека кометите имаат конечен животен век е познато подолго време. Како што се приближуваат до Сонцето, нивната топлина предизвикува нивните испарливи површини да се сублимираат во вселената, постепено расејувајќи ги. Со цел кометите да продолжат да бидат видливи во текот на староста на Сончевиот Систем, тие мора често да се надополнуваат.<ref name="matter">{{Наведено списание|last=David Jewitt|date=2002|title=From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter|url=https://semanticscholar.org/paper/9b634b7bf2b08f6bafae8bbe61fec60d36de6346|journal=The Astronomical Journal|volume=123|issue=2|pages=1039–1049|bibcode=2002AJ....123.1039J|doi=10.1086/338692}}</ref> Предлог за таква област на надополнување е [[Ортов Облак|Ортовиот Облак]], веројатно сферичен рој комети што се протега над 50.000&nbsp;AU од Сонцето за првпат хипотезиран од холандскиот астроном Јан Орт во 1950 година.<ref>{{Наведено списание|last=Oort|first=J. H.|date=1950|title=The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin|journal=Bull. Astron. Inst. Neth.|volume=11|page=91|bibcode=1950BAN....11...91O}}</ref> Се смета дека Ортовиот Облак е точката на потекло на [[Комета|долгопериодните комети]], кои се оние, како [[Хејл-Бопова комета|Хејл-Боповата комета]], со орбити кои траат илјадници години.

Постои уште една популација на комети, позната како [[Комета|краткопериодични]] или [[Список на периодични комети|периодични комети]], која се состои од оние комети кои, како [[Халеева Комета|Халеевата Комета]], имаат [[Орбитален период|орбитални периоди]] помали од 200&nbsp;години. До 1970-тите, брзината со која биле откриени комети со краток период станувала сè понеконзистентна со нивното појавување само од Ортовиот Облак.<ref name="Davies_2001" /> За објектот од Ортовиот Облак да стане комета со краток период, прво ќе треба да биде заробен од џиновските планети. Во трудот објавен во ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' во 1980 година, уругвајскиот астроном Хулио Фернандес изјавил дека за секоја кратка комета што ќе биде испратена во внатрешниот Сончев Систем од Ортовиот Облак, 600 други ќе треба да бидат исфрлени во [[вселенски простор|меѓуѕвездениот простор]].<ref>{{Наведено списание|last=J.A. Fernández|date=1980|title=On the existence of a comet belt beyond Neptune|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=192|issue=3|pages=481–491|bibcode=1980MNRAS.192..481F|doi=10.1093/mnras/192.3.481|doi-access=free}}</ref> Следејќи ја работата на Фернандес, во [[1988]] година, канадскиот тим составен од Мартин Данкан, Том Квин и Скот Тремејн извршиле голем број компјутерски симулации за да утврдат дали сите набљудувани комети можеле да пристигнат од Ортовиот Облак. Тие откриле дека Ортовиот Облак не може да ги земе предвид сите комети со краток период, особено затоа што кометите со краток период се групирани во близина на рамнината на [[Сончевиот Систем]], додека кометите од Ортовиот Облак имаат тенденција да пристигнуваат од која било точка на небото. Со „појасот“, како што го опишал Фернандес, додаден во формулациите, симулациите се поклопиле со набљудувањата.<ref>{{Наведено списание|last=M. Duncan|last2=T. Quinn|last3=S. Tremaine|date=1988|title=The origin of short-period comets|journal=Astrophysical Journal|volume=328|pages=L69|bibcode=1988ApJ...328L..69D|doi=10.1086/185162}}</ref> Наводно, бидејќи зборовите „''Кајпер''“ и „''појас на комети''“ се појавиле во почетната реченица на трудот на Фернандес, Тремејн го нарекол овој хипотетички регион „''Кајперовиот Појас''“.<ref name="Davies_2001" />

=== Откритие ===
[[Податотека:Maunatele.jpg|мини| Низата телескопи на врвот [[Мауна Кеја]], со која била откриен Кајперовиот Појас]]
Во 1987 година, астрономот Дејвид Џуит од Масачусетскиот технолошки универзитет, останал збунет од „''очигледната празнина на надворешниот Сончев Систем''“. Тој ја охрабрил тогашната студентка Џејн Лу да му помогне во неговиот обид да лоцира друг објект надвор од орбитата на [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]], бидејќи, како што и рекол, „''Ако ние не го сториме тоа, никој нема да го стори тоа''“.  Користејќи телескопи во Националната опсерваторија Кит Пик во [[Аризона]] и Меѓуамериканската опсерваторија Серо Тололо во [[Чиле]], ти го спровеле своето пребарување на ист начин како што го направиле Клајд Томбо и Чарлс Ковал, со трепкав компаратор.<ref name="Davies_2001" /> Првично, за испитувањето на секој пар чинии траело околу осум часа,<ref name="Davies_2001" />  но процесот бил забрзан со пристигнувањето на електронски уреди поврзани со полнење (CCD), кои, иако нивното видно поле било потесно, не само што биле поефикасни во собирањето светлина (тие задржувале 90% од светлината, наместо 10% постигнати со фотографии), но дозволе процесот на трепкање да се направи виртуелно, на компјутерски екран. Денес, тие уреди ја формираат основата за повеќето астрономски детектори.<ref name="Davies_2001" /> Во 1988 година, Џуит се преселил во Институтот за астрономија на Универзитетот на Хаваи. Лу подоцна му се придружила за да работи на Универзитетот на Хаваи со 2.24&nbsp;м телескоп во [[Мауна Кеја]].<ref name="Davies_2001" />  На крајот, видното поле за CCD се зголемило на 1024 пиксели, што овозможило пребарувањето да се спроведе многу побрзо.<ref name="Davies_2001" /> По пет години пребарување, Џуит и Лу на [[30 август]] [[1992]] година го објавила „Откривање на објектот - кандидат за Кајперовиот Појас [[15760 Албион|1992 QB <sub>1</sub>]]“.<ref name="qbee" /> Овој објект подоцна станал познат под името Албион 15760. Шест месеци подоцна, тие откриле втор објект во регионот, (181708) 1993 FW.<ref>{{Наведено списание|last=Marsden, B.S.|last2=Jewitt, D.|last3=Marsden, B.G.|date=1993|title=1993 FW|journal=IAU Circ.|volume=5730|page=1|bibcode=1993IAUC.5730....1L}}</ref> До 2018 година, биле откриени над 2000 на Кајперовиот Појас.<ref name="Dyches">{{Наведена мрежна страница|url=https://solarsystem.nasa.gov/news/792/10-things-to-know-about-the-kuiper-belt|title=10&nbsp;Things to Know About the Kuiper Belt|last=Dyches|first=Preston|work=NASA Solar System Exploration|accessdate=2019-12-01}}</ref>

Над илјада тела биле пронајдени во појасот во текот на дваесет години (1992–2012), по пронаоѓањето на {{Мп|1992 QB|1}} (именуван во 2018 година), покажувајќи огромен појас на тела.<ref name=":2">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.astrobio.net/also-in-news/the-kuiper-belt-at-20/|title=The Kuiper Belt at 20|date=2012-09-01|work=Astrobiology Magazine|accessdate=2019-12-01}}</ref> До 2010-тите целосниот обем и природата на телата на Кајперовиот Појас е во голема мера непознат.<ref name=":2" /> Конечно, кон крајот на 2010-тите, два објекти на Кајперовиот Појас  биле прелетани со вселенско летало без екипаж, обезбедувајќи многу поблиски набљудувања на плутонскиот систем.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.sciencemag.org/news/2019/01/surviving-encounter-beyond-pluto-nasa-probe-begins-relaying-view-kuiper-belt-object|title=Surviving encounter beyond Pluto, NASA probe begins relaying view of Kuiper belt object|last=Voosen|first=Paul|date=2019-01-01|work=Science|publisher=AAAS|accessdate=2019-12-01}}</ref>

Студиите спроведени откако заднептунскиот регион за прв пат бил изготвен покажале дека регионот кој сега се нарекува Кајперовиот Појас не е точката на потекло на краткопериодните комети, туку дека тие наместо тоа произлегуваат од поврзаната популација наречена [[Расеан Диск|расеан диск]]. Расеаниот диск е создаден кога [[Нептун]] мигрирал нанадвор во прото-Кајперовиот Појас, кој во тоа време бил многу поблиску до [[Сонцето]] и оставил популација од динамички стабилни објекти кои никогаш не би можеле да бидат погодени од неговата орбита, и популација чии [[Апсида (астрономија)|перихели]] се доволно блиску што [[Нептун]] сè уште може да ги вознемирува додека патува околу Сонцето (расеаниот диск). Бидејќи расеаниот диск е динамички активен, а Кајперовиот Појас релативно динамички стабилен, расеаниот диск сега се смета за најверојатната точка на потекло на периодичните комети.

=== Име ===
Астрономите понекогаш го користат алтернативното име Еџворт-Кајперов Појас за да го кредитираат Еџворт, а објектите (КПО) повремено се нарекуваат ЕКО. Брајан Г. Марсден тврди дека ниту еден не заслужува вистинска заслуга: „''Ниту Еџворт, ниту Кајпер не пишувале за нешто од далечина како она што сега ние го гледаме, но Фред Випл напишал''“.<ref name="Davies_2001"/> Дејвид Џуит коментирал: „''Фернандес речиси ја заслужува заслугата за предвидувањето на Кајперовиот Појас''.“

КПО понекогаш се нарекуваат „кајпероиди“, име предложено од [[Клајд Томбау|Клајд Томбо]].<ref>Clyde Tombaugh, "The Last Word", Letters to the Editor, ''Sky & Telescope'', December 1994, p. 8</ref> Терминот „[[Заднептунец|заднептунски објект]] “ (ЗО) е препорачан за објекти во појасот од неколку научни групи бидејќи терминот е помалку контроверзен од сите други - сепак не е точен [[синоним]], бидејќи заднептунските објекти ги вклучуваат сите објекти кои кружат околу Сонцето покрај орбитата на [[Нептун]], не само оние во Кајперовиот Појас.

== Структура ==
Во својот најголем обем (но со исклучок на [[Расеан Диск|расеаниот диск]]), вклучувајќи ги неговите оддалечени региони, Кајперовиот Појас се протега од приближно 30-55[[AU|&nbsp;AU]]. Главното тело на појасот е општо прифатено да се протега од резонанца на средно движење 2:3 на 39,5&nbsp;AU до резонанца 1:2 на приближно 48&nbsp;AU.<ref>{{Наведено списание|last=M. C. de Sanctis|last2=M. T. Capria|last3=A. Coradini|year=2001|title=Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects|journal=The Astronomical Journal|volume=121|issue=5|pages=2792–2799|bibcode=2001AJ....121.2792D|doi=10.1086/320385|doi-access=free}}</ref> Кајперовиот Појас е прилично дебел, при што главната концентрација се протега до десет степени надвор од [[Еклиптика|еклиптичката рамнина]] и подифузна распределба на објектите која се протега неколку пати подалеку. Генерално, повеќе наликува на [[Тор (геометрија)|тор]] или крофна отколку на појас.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/25723/page/2;jsessionid=aaa5LVF0|title=Discovering the Edge of the Solar System|year=2003|work=American Scientists.org|archive-url=https://web.archive.org/web/20090315010603/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/25723/page/2%3Bjsessionid%3Daaa5LVF0|archive-date=March 15, 2009|accessdate=June 23, 2007}}</ref> Неговата средна положба е наклонета кон еклиптиката за 1,86 степени.<ref>{{Наведено списание|last=Michael E. Brown|last2=Margaret Pan|date=2004|title=The Plane of the Kuiper Belt|url=http://pdfs.semanticscholar.org/4fc0/a6282a93a0ccedd858586ac95857528cf26b.pdf|journal=The Astronomical Journal|volume=127|issue=4|pages=2418–2423|bibcode=2004AJ....127.2418B|doi=10.1086/382515|archive-url=https://web.archive.org/web/20200412143632/http://pdfs.semanticscholar.org/4fc0/a6282a93a0ccedd858586ac95857528cf26b.pdf|archive-date=2020-04-12}}</ref>

Присуството на [[Нептун]] има големо влијание врз структурата на Кајперовиот Појас поради [[орбитална резонанција|орбиталните резонанции]]. Во временска скала споредлива со возраста на [[Сончевиот Систем]], [[гравитацијата]] на [[Нептун]] ги дестабилизира орбитите на сите објекти што се наоѓаат во одредени региони и или ги испраќа во внатрешниот Сончев Систем или надвор во [[Расеан Диск|расеаниот диск]] или меѓуѕвездениот простор. Ова предизвикува Кајперовиот Појас да има изразени празнини во неговиот сегашен распоред, слични на [[Керквудов јаз|Керквудовите јазови]] во [[Астероиден појас|астероидниот појас]]. Во регионот помеѓу 40 и 42 ае, на пример, ниту еден објект не може да задржи стабилна орбита во такви времиња, и секое тело забележано во тој регион морало да мигрира во овој појас релативно неодамна.<ref>{{Наведено списание|last=Petit|first=Jean-Marc|last2=Morbidelli|first2=Alessandro|last3=Valsecchi|first3=Giovanni B.|date=1998|title=Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts|url=http://www.obs-nice.fr/morby/papers/6166a.pdf|journal=Icarus|volume=141|issue=2|pages=367|bibcode=1999Icar..141..367P|doi=10.1006/icar.1999.6166|archive-url=https://web.archive.org/web/20070809103014/http://www.obs-nice.fr/morby/papers/6166a.pdf|archive-date=August 9, 2007|access-date=June 23, 2007}}</ref>
[[Податотека:KBO_diagram_eccentricity.png|мини|Различните динамички класи на заднептунските објекти.]]

=== Класичен појас ===
Помеѓу резонанциите 2:3 и 1:2 со Нептун, приближно на 42-48&nbsp;AU, гравитациските интеракции со [[Нептун]] се случуваат во подолг временски период, а објектите можат да постојат со нивните орбити суштински непроменети. Овој регион е познат како [[Кубевано|класичен Кајперов Појас]] (или ''Кубевано''), а неговите членови сочинуваат приближно две третини од КПО.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.gsmt.noao.edu/gsmt_swg/SWG_Apr03/The_Kuiper_Belt.pdf|title=The Kuiper Belt|last=Lunine|first=Jonathan I.|date=2003|accessdate=June 23, 2007|archive-date=2007-08-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20070809103013/http://www.gsmt.noao.edu/gsmt_swg/SWG_Apr03/The_Kuiper_Belt.pdf|url-status=dead}}</ref><ref>
{{Наведена мрежна страница|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-classical.html|title=Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs)|last=Jewitt|first=D.|date=February 2000|archive-url=https://web.archive.org/web/20070609094740/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/kb-classical.html|archive-date=June 9, 2007|accessdate=June 23, 2007}}</ref> Бидејќи првиот современ објект од појасот откриен ([[15760 Албион|Албион]]) се смета за прототип на оваа група, класичните КПО често се нарекуваат ''[[Кубевано]]''.<ref>{{Наведена книга|title=The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics|last=Murdin|first=P.|date=2000|isbn=978-0-333-75088-9|chapter=Cubewano|bibcode=2000eaa..bookE5403.|doi=10.1888/0333750888/5403}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Elliot|first=J. L.|displayauthors=etal|date=2005|title=The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population|url=http://occult.mit.edu/_assets/documents/publications/Elliot2005AJ129.1117.pdf|journal=The Astronomical Journal|volume=129|issue=2|pages=1117–1162|bibcode=2005AJ....129.1117E|doi=10.1086/427395|doi-access=free}}</ref> Насоките воспоставени од [[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]] бараат класичните KПO да добијат имиња на митолошки суштества поврзани со создавањето.

Класичниот Кајперовиот Појас се чини дека е композит од две одделни популации. Првата, позната како „динамично студена“ популација, има орбити слично како планетите; речиси кружни, со [[орбитално занесување]] помало од 0,1 и со релативно мали наклонетости до околу 10° (тие лежат блиску до рамнината на Сончевиот Систем наместо под агол). Студената популација, исто така, содржи концентрација на предмети, наречени јадро, со големи полуоски на 44-44,5 ае.<ref name="Petit 2011">{{Наведено списание|last=Petit|first=J.-M.|last2=Gladman|first2=B.|last3=Kavelaars|first3=J.J.|last4=Jones|first4=R.L.|last5=Parker|first5=J.|date=2011|title=Reality and origin of the Kernel of the classical Kuiper Belt|url=http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC-DPS2011/EPSC-DPS2011-722.pdf|journal=EPSC-DPS Joint Meeting|issue=October 2–7, 2011}}</ref> Втората, „''динамички жешката''“ популација, има орбити многу понаклонети кон еклиптиката, до 30°. Двете популации се именувани на овој начин не поради некоја голема разлика во температурата, туку од аналогија на честички во гасот, кои ја зголемуваат нивната релативна брзина додека се загреваат.<ref name="Levison2003">{{Наведено списание|last=Levison|first=Harold F.|last2=Morbidelli|first2=Alessandro|date=2003|title=The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration|journal=Nature|volume=426|issue=6965|pages=419–421|bibcode=2003Natur.426..419L|doi=10.1038/nature02120|pmid=14647375}}</ref> Не само што двете популации се во различни орбити, студената популација исто така се разликува по боја и [[албедо]], бидејќи е поцрвена и посветла, има поголем дел од бинарни објекти,<ref name="Stephen_Noll_2006">{{Наведено списание|last=Stephens|first=Denise C.|last2=Noll|first2=Keith S.|date=2006|title=Detection of Six Trans-Neptunian Binaries with NICMOS: A High Fraction of Binaries in the Cold Classical Disk|journal=The Astronomical Journal|volume=130|issue=2|pages=1142–1148|arxiv=astro-ph/0510130|bibcode=2006AJ....131.1142S|doi=10.1086/498715}}</ref> има различна дистрибуција на големина,<ref name="Fraser_etal_2014">{{Наведено списание|last=Fraser|first=Wesley C.|last2=Brown|first2=Michael E.|last3=Morbidelli|first3=Alessandro|last4=Parker|first4=Alex|last5=Batygin|first5=Konstantin|date=2014|title=The Absolute Magnitude Distribution of Kuiper Belt Objects|journal=The Astrophysical Journal|volume=782|issue=2|page=100|arxiv=1401.2157|bibcode=2014ApJ...782..100F|doi=10.1088/0004-637X/782/2/100}}</ref> и нема многу големи објекти.<ref name="Levison_Stern_2001">{{Наведено списание|last=Levison|first=Harold F.|last2=Stern|first2=S. Alan|date=2001|title=On the Size Dependence of the Inclination Distribution of the Main Kuiper Belt|journal=The Astronomical Journal|volume=121|issue=3|pages=1730–1735|arxiv=astro-ph/0011325|bibcode=2001AJ....121.1730L|doi=10.1086/319420}}</ref> Масата на динамично студената популација е приближно 30 пати помала од масата на топлата.<ref name="Fraser_etal_2014" /> Разликата во боите може да биде одраз на различни композиции, што сугерира дека тие се формирани во различни региони. Се претпоставува дека жешката популација се формирала во близина на првобитната орбита на Нептун и дека била расеана за време на миграцијата на џиновските планети. Студената популација, од друга страна, се предлага дека се формирала повеќе или помалку во нејзината сегашна положба, бидејќи лабавите бинарни броеви веројатно нема да ги преживеат средбите со Нептун.<ref name="Parker_etal_2011a">{{Наведено списание|last=Parker|first=Alex H.|last2=Kavelaars|first2=J.J.|last3=Petit|first3=Jean-Marc|last4=Jones|first4=Lynne|last5=Gladman|first5=Brett|last6=Parker|first6=Joel|date=2011|title=Characterization of Seven Ultra-wide Trans-Neptunian Binaries|journal=The Astrophysical Journal|volume=743|issue=1|pages=159|arxiv=1108.2505|bibcode=2011AJ....141..159N|doi=10.1088/0004-6256/141/5/159}}</ref> Иако се смета дека моделот Ница може барем делумно да ја објасни разликата во составот, исто така било предложено дека разликата во бојата може да ги одразува разликите во еволуцијата на површината.<ref name="Levison2008">{{Наведено списание|last=Levison|first=Harold F.|last2=Morbidelli|first2=Alessandro|last3=Van Laerhoven|first3=Christa|last4=Gomes|first4=R.|date=2008|title=Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune|journal=Icarus|volume=196|issue=1|pages=258–273|arxiv=0712.0553|bibcode=2008Icar..196..258L|doi=10.1016/j.icarus.2007.11.035}}</ref>

=== Резонанци ===
[[Податотека:KBOs_and_resonances.png|мини| Распределба на [[кубевано]] (сино), [[Резонантен заднептунец|резонантни заднептунски објекти]] (црвено), [[седноид]]и (жолти) и [[Расеан Диск|расеани објекти]] (сива)]]
[[Податотека:TheKuiperBelt_classes-en.svg|мини|Класификација на орбитата (шема на големи полуоски )]]
Кога орбиталниот период на објектот е точен сооднос на нептуновиот (ситуација наречена резонанца на средно движење ), тогаш тој може да се заклучи во синхронизирано движење со Нептун и да избегне да биде вознемирен ако нивните релативни порамнувања се соодветни. Ако, на пример, некој објект кружи околу [[Сонцето]] двапати на секои три орбити на Нептун, и ако достигне [[перихел]] со Нептун на четвртина од орбитата подалеку од него, тогаш секогаш кога ќе се врати во перихел, Нептун секогаш ќе биде во приближно иста релативна положба, како што почнал, затоа што ќе орбитрира{{Дроп|1|1|2}} во исто време. Ова е познато како резонанца 2:3 (или 3:2) и одговара на карактеристична голема полуоска од околу 39,4&nbsp;AU. Оваа резонанца 2:3 е населена со околу 200&nbsp;познати објекти,<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html|title=List Of Transneptunian Objects|work=Minor Planet Center|accessdate=June 23, 2007}}</ref> вклучувајќи го и [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]] заедно со неговите месечини. Како признание за ова, членовите на ова семејство се познати како [[плутино]]. Многу плутино, вклучително и Плутон, имаат орбити кои ја преминуваат орбитата на Нептун, иако нивната резонанца значи дека тие никогаш не можат да се судрат. Тие имаат високи орбитални ексцентричности, што сугерира дека тие не се родни на нивните сегашни позиции, туку дека биле случајно фрлени во нивните орбити од мигрирачкиот Нептун.<ref name="trojan">{{Наведено списание|last=Chiang|last2=Jordan|first2=A. B.|last3=Millis|first3=R. L.|last4=Buie|first4=M. W.|last5=Wasserman|first5=L. H.|last6=Elliot|first6=J. L.|last7=Kern|first7=S. D.|last8=Trilling|first8=D. E.|last9=Meech|first9=K. J.|displayauthors=6|date=2003|title=Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances|journal=The Astronomical Journal|volume=126|issue=1|pages=430–443|arxiv=astro-ph/0301458|bibcode=2003AJ....126..430C|doi=10.1086/375207}}</ref> Насоките на Меѓународниот астрономски сојуз диктираат дека сите плутина, како и Плутон, мора да бидат именувани за божества на подземниот свет. Резонанца 1:2 (чии објекти завршуваат половина орбита за секоја од нептуновите орбити) одговара на големи полуоски од ~ 47,7 [[AU]], и е ретко населена.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html|title=Trans-Neptunian Objects|last=Wm. Robert Johnston|date=2007|accessdate=June 23, 2007}}</ref> Неговите жители понекогаш се нарекуваат [[Резонантен заднептунец|резонантни заднептунци]]. Други резонанции исто така постојат во 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5. Нептун има голем број [[Нептунов тројанец|тројански објекти]], кои ги зафаќаат неговите [[Лагранжова точка|Лагранжови точки]], гравитациски стабилни региони кои го водат и го следат во неговата орбита. Нептунските тројанци се во резонанца на средно движење 1:1 со [[Нептун]] и често имаат многу стабилни орбити.

Дополнително, постои релативно отсуство на објекти со големи полуоски под 39&nbsp;AU што очигледно не може да се објасни со сегашните резонанци. Моментално прифатената хипотеза за причината за ова е дека како што [[Нептун]] мигрирал нанадвор, нестабилните орбитални резонанции постепено се движеле низ овој регион, и на тој начин сите објекти во него биле збришани или гравитациски исфрлени од него.

=== Кајперова карпа ===
[[Податотека:Hot_and_cold_KBO.svg|мини| [[Хистограм]] на големите полуоски на објектите на Кајперовиот Појас со наклонетост над и под 5&nbsp;степени. ]]
[[Резонантен заднептунец|Резонанца 1:2]] на 47,8&nbsp;AU се чини дека е раб зад кој се познати неколку објекти. Не е јасно дали тоа е всушност надворешниот раб на класичниот појас или само почеток на широката празнина. Објектите се откриени на 2:5&nbsp;резонанца на околу 55&nbsp;AU, добро надвор од класичниот појас; предвидувањата за голем број тела во класичните орбити помеѓу овие резонанции не се потврдени преку набљудување.

Врз основа на проценките на исконската маса потребна за да се формираат [[Уран (планета)|Уран]] и Нептун, како и тела големи како Плутон, претходните модели на Кајперовиот Појас сугерирале дека бројот на големи објекти ќе се зголеми за двапати над 50&nbsp;AU,<ref name="Brown 1999">{{Наведено списание|last=E.I. Chiang|last2=M.E. Brown|date=1999|title=Keck pencil-beam survey for faint Kuiper belt objects|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/kbodeep.pdf|journal=The Astronomical Journal|volume=118|issue=3|pages=1411|arxiv=astro-ph/9905292|bibcode=1999AJ....118.1411C|doi=10.1086/301005|access-date=July 1, 2007}}</ref> така што овој ненадеен драстичен пад, познат како ''Кајперова карпа'', бил неочекуван и до денес неговата причина е непозната. Бернштајн, Трилинг и др. (2003) нашле докази дека брзиот пад на објектите од 100&nbsp;км или повеќе во полупречник над 50 ае е реална. Можните објаснувања вклучуваат дека материјалот на таа далечина бил премногу редок или премногу расфрлан за да се натрупа во големи објекти, или дека последователните процеси ги отстраниле или уништиле оние што го направиле.<ref name="Bernstein et al. 2004">{{Наведено списание|last=Bernstein|first=G. M.|last2=Trilling|first2=D. E.|last3=Allen|first3=R. L.|last4=Brown|first4=K. E.|last5=Holman|first5=M.|last6=Malhotra|first6=R.|date=2004|title=The size distribution of transneptunian bodies|journal=The Astronomical Journal|volume=128|issue=3|pages=1364–1390|arxiv=astro-ph/0308467|bibcode=2004AJ....128.1364B|doi=10.1086/422919}}</ref> Патрик Ликавка од Универзитетот Коби тврдел дека гравитациската привлечност на невиден голем [[Заднептунски планети|планетарен објект]], можеби со големина на Земјата или [[Марс (планета)|Марс]], може да биде одговорен за оваа празнина.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.newscientist.com/article/mg18524911-600-13-things-that-do-not-make-sense/|title=13 Things that do not make sense|last=Michael Brooks|date=2005|work=NewScientistSpace.com|accessdate=October 12, 2018}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.newscientist.com/article/mg19726381.600-the-mystery-of-planet-x.html|title=The mystery of Planet X|last=Govert Schilling|date=2008|work=New Scientist|accessdate=February 8, 2008}}</ref>

== Потекло ==
[[Податотека:Lhborbits.png|мини|Симулација која покажува надворешни планети и Кајперовиот Појас: (а)&nbsp;пред резонанца Јупитер/Сатурн 1:2, (б)&nbsp;расејување на објекти од Кајперовиот Појас во Сончевиот Систем по орбиталното поместување на Нептун, (в)&nbsp;по исфрлањето на телата на Кајперовиот Појас од Јупитер]]
[[Податотека:Outersolarsystem_objectpositions_labels_comp.png|мини|Кајперовиот Појас (зелено), во периферијата на Сончевиот Систем]]
Прецизното потекло на Кајперовиот Појас и неговата сложена структура сè уште се нејасни, а астрономите го чекаат завршувањето на неколку телескопи за истражување со широко поле, како што се ''Pan-STARRS'' и идниот ''LSST'', кои треба да откријат многу моментално непознати објекти од Кајперовиот Појас (KПO). Овие истражувања ќе обезбедат податоци кои ќе помогнат да се одредат одговорите на овие прашања.

Се смета дека Кајперовиот Појас се состои од [[планетезимал]]и, фрагменти од оригиналниот [[протопланетарен диск]] околу [[Сонцето]] кои не успеале целосно да се спојат во планети и наместо тоа се формирале во помали тела, најголемите помали од 3,000 во пречник. Студиите на бројот на кратери на Плутон и [[Харон (месечина)|Харон]] откриле недостиг на мали кратери што сугерира дека таквите објекти се формирале директно како големи објекти во опсег од десетици километри во пречник, наместо да се акредитираат од многу помали, приближно километарски тела.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astronomy.com/news/year-of-pluto/2015/11/pluto-may-have-ammonia-fueled-ice-volcanoes|title=Pluto may have ammonia-fueled ice volcanoes|date=November 9, 2015|work=Astronomy Magazine|archive-url=https://web.archive.org/web/20160304191045/http://www.astronomy.com/news/year-of-pluto/2015/11/pluto-may-have-ammonia-fueled-ice-volcanoes|archive-date=March 4, 2016}}</ref> Хипотетичките механизми за формирање на овие поголеми тела го вклучуваат гравитацискиот колапс на облаци од камчиња концентрирани помеѓу [[Вител|витли]] во турбулентен [[протопланетарен диск]]. Овие облаци кои се распаѓаат може да се фрагментираат, формирајќи бинарни датотеки.<ref name="Nesvorny_etal_2010a">{{Наведено списание|last=Nesvorný|first=David|last2=Youdin|first2=Andrew N.|last3=Richardson|first3=Derek C.|date=2010|title=Formation of Kuiper Belt Binaries by Gravitational Collapse|journal=The Astronomical Journal|volume=140|issue=3|pages=785–793|arxiv=1007.1465|bibcode=2010AJ....140..785N|doi=10.1088/0004-6256/140/3/785}}</ref>

Современите компјутерски симулации покажуваат дека Кајперовиот Појас бил под силно влијание на [[Јупитер]] и [[Нептун]], а исто така сугерираат дека ниту [[Уран (планета)|Уран]] ниту Нептун не можеле да се формираат на нивните сегашни позиции, бидејќи на тој опсег постоела премалку исконска материја за да се создадат објекти со толку голема маса. Наместо тоа, се проценува дека овие планети се формирале поблиску до [[Јупитер]]. Распрснувањето на планезималите во почетокот на [[Настанок и развој на Сончевиот Систем|историјата на Сончевиот Систем]] би довело до миграција на орбитите на џиновските планети: [[Сатурн (планета)|Сатурн]], [[Уран]] и [[Нептун]] се оддалечиле нанадвор, додека [[Јупитер]] се оддалечил навнатре. На крајот, орбитите се префрлиле до точката каде што Јупитер и Сатурн достигнале точна резонанца 1:2; Јупитер орбитирал околу Сонцето двапати за секоја орбита на Сатурн. Гравитациските реперкусии на таквата резонанца на крајот ги дестабилизирало орбитите на Уран и Нептун, предизвикувајќи тие да бидат расеани нанадвор во орбити со висока ексцентричност кои го преминале исконскиот планезимален диск.<ref name="Tsiganis05">{{Наведено списание|last=Tsiganis|first=K.|last2=Gomes|first2=R.|last3=Morbidelli|first3=Alessandro|last4=Levison|first4=Harold F.|date=2005|title=Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System|journal=Nature|volume=435|issue=7041|pages=459–461|bibcode=2005Natur.435..459T|doi=10.1038/nature03539|pmid=15917800}}</ref>

Додека орбитата на Нептун била многу ексцентрична, нејзините резонанции со средно движење се преклопиле и орбитите на планезималите еволуирале хаотично, дозволувајќи им на планетезималите да талкаат нанадвор до резонанцијата на Нептун 1:2 за да формираат динамички ладен појас од објекти со мала наклонетост. Подоцна, откако неговата ексцентричност се намалила, орбитата на Нептун се проширила нанадвор кон неговата сегашна позиција. Многу планетезимали биле заробени и остануваат во резонанции за време на оваа миграција, други еволуирале во орбити со поголема наклонетост и помала ексцентричност и избегале од резонанциите на стабилни орбити.<ref>{{Наведено списание|last=Thommes|first=E.W.|last2=Duncan|first2=M.J.|last3=Levison|first3=Harold F.|date=2002|title=The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn|journal=The Astronomical Journal|volume=123|issue=5|pages=2862–2883|arxiv=astro-ph/0111290|bibcode=2002AJ....123.2862T|doi=10.1086/339975}}</ref> Многу повеќе планетезимали биле расфрлани навнатре, при што малите фракции биле заробени како тројанци на Јупитер, како неправилни сателити кои кружат околу огромните планети и како астероиди од надворешниот појас. Остатокот повторно бил расеан нанадвор од Јупитер и во повеќето случаи исфрлен од Сончевиот Систем, намалувајќи ја исконската популација на Кајперовиот Појас за 99% или повеќе.

Оригиналната верзија на моментално најпопуларниот [[Нички модел]], репродуцира многу одлики на Кајперовиот Појас, како што се „ладните“ и „жешките“ популации, резонантните објекти и расеаниот диск, но сепак не може да ги земе предвид некои од одликите на нивната дистрибуција. Моделот предвидува повисока просечна ексцентричност во класичните KПO орбити отколку што е забележана (0,10–0,13 наспроти 0,07) и неговата предвидена распределба на наклон содржи премалку објекти со висока наклонетост. Покрај тоа, честотата на бинарни објекти во ладниот појас, од кои многу се оддалечени и лабаво врзани, исто така претставува проблем за моделот. Се предвидува дека тие биле разделени за време на средбите со Нептун,<ref name="Parker_Kavelaars_2010">{{Наведено списание|last=Parker|first=Alex H.|last2=Kavelaars|first2=J.J.|year=2010|title=Destruction of Binary Minor Planets During Neptune Scattering|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=722|issue=2|pages=L204–L208|arxiv=1009.3495|bibcode=2010ApJ...722L.204P|doi=10.1088/2041-8205/722/2/L204}}</ref> навело некои да предложат дека студениот диск се формирал на неговата сегашна местоположба, претставувајќи ја единствената вистинска локална популација на мали тела во Сончевиот Систем.<ref>{{Наведено списание|last=Lovett|first=R.|date=2010|title=Kuiper Belt may be born of collisions|journal=Nature|doi=10.1038/news.2010.522}}</ref>

Со неодамнешната модификација на моделот, Сончевиот Систем започнува со пет џиновски планети, вклучително и дополнителен леден џин, во синџир на резонанции на средно движење. Околу 400&nbsp;милиони години по формирањето на Сончевиот Систем, синџирот на резонанца бил прекинат. Наместо да бидат расфрлани во дискот, ледените џинови прво мигрирале нанадвор.<ref name="Nesvorny_Morbidelli_2012">{{Наведено списание|last=Nesvorný|first=David|last2=Morbidelli|first2=Alessandro|date=2012|title=Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets|journal=The Astronomical Journal|volume=144|issue=4|page=117|arxiv=1208.2957|bibcode=2012AJ....144..117N|doi=10.1088/0004-6256/144/4/117}}</ref> Оваа дивергентна миграција на крајот довела до премин на резонанца, дестабилизирајќи ги орбитите на планетите. Дополнителниот леден џин наишол на [[Сатурн]] и се расфрлил навнатре на орбитата на Јупитер и по серија средби бил исфрлен од Сончевиот Систем. Останатите планети потоа ја продолжиле својата миграција додека планестималниот диск речиси не се исцрпил со мали фракции кои остануваат на различни локации.<ref name="Nesvorny_Morbidelli_2012" />

Како и во оригиналниот модел на Ница, предметите се доловуваат во резонанца со Нептун за време на неговата надворешна миграција. Некои остануваат во резонанца, други еволуираат во орбити со поголема наклонетост, помала ексцентричност и се ослободуваат на стабилни орбити формирајќи го динамички жешкиот класичен појас. Распределбата на наклонот на топлиот појас може да се репродуцира ако Нептун мигрирал од 24&nbsp;AU до 30&nbsp;AU на 30[[Ма|&nbsp;Ма]] како временска рамка.<ref name="Nesvorny_2015a">{{Наведено списание|last=Nesvorný|first=David|date=2015|title=Evidence for slow migration of Neptune from the inclination distribution of Kuiper belt objects|journal=The Astronomical Journal|volume=150|issue=3|page=73|arxiv=1504.06021|bibcode=2015AJ....150...73N|doi=10.1088/0004-6256/150/3/73}}</ref> Кога Нептун мигрирал до 28&nbsp;AU, имал гравитациска средба со дополнителниот леден џин. Предметите заробени од студениот појас во резонанца со средно движење 1:2 со Нептун се оставени како локална концентрација на 44&nbsp;AU кога оваа средба предизвикала големата полуоска на Нептун да скокне нанадвор.<ref name="Nesvorny_2015b">{{Наведено списание|last=Nesvorný|first=David|date=2015|title=Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel|journal=The Astronomical Journal|volume=150|issue=3|page=68|arxiv=1506.06019|bibcode=2015AJ....150...68N|doi=10.1088/0004-6256/150/3/68}}</ref> Предметите депонирани во ладниот појас вклучуваат некои лабаво врзани „сини“ бинарни датотеки кои потекнуваат од поблиску од моменталната местоположба на ладниот појас.<ref name="Fraser_etal_2017">{{Наведено списание|last=Fraser|first=Wesley|displayauthors=etal <!-- |author2=and 21 others -->|date=2017|title=All planetesimals born near the Kuiper belt formed as binaries|journal=Nature Astronomy|volume=1|issue=4|page=0088|arxiv=1705.00683|bibcode=2017NatAs...1E..88F|doi=10.1038/s41550-017-0088}}</ref> Ако ексцентричноста на Нептун остане мала за време на оваа средба, хаотичната еволуција на орбитите на оригиналниот модел на Ница е избегната и се зачувува исконскиот студен појас.<ref name="Wolff_etal_2012">{{Наведено списание|last=Wolff|first=Schuyler|last2=Dawson|first2=Rebekah I.|last3=Murray-Clay|first3=Ruth A.|date=2012|title=Neptune on Tiptoes: Dynamical Histories that Preserve the Cold Classical Kuiper Belt|journal=The Astrophysical Journal|volume=746|issue=2|page=171|arxiv=1112.1954|bibcode=2012ApJ...746..171W|doi=10.1088/0004-637X/746/2/171}}</ref> Во подоцнежните фази на миграцијата на Нептун, бавното бришење на резонанциите на средно движење ги отстранува објектите со поголема ексцентричност од студениот појас, скратувајќи ја неговата дистрибуција на ексцентричност.<ref name="Morbidelli_etal_2014">{{Наведено списание|last=Morbidelli|first=A.|last2=Gaspar|first2=H.S.|last3=Nesvorny|first3=D.|year=2014|title=Origin of the peculiar eccentricity distribution of the inner cold Kuiper belt|journal=Icarus|volume=232|pages=81–87|arxiv=1312.7536|bibcode=2014Icar..232...81M|doi=10.1016/j.icarus.2013.12.023}}</ref>

== Состав ==
[[Податотека:2003_UB313_near-infrared_spectrum.png|мини|Инфрацрвените спектри на Ерида и Плутон, истакнувајќи ги нивните заеднички линии на апсорпција на метан]]
Со оглед на тоа што се оддалечени од Сонцето и големите планети, објектите на Кајперовиот Појас се смета дека се релативно незасегнати од процесите што ги обликувале и менувале другите објекти на Сончевиот Систем; така, одредувањето на нивниот состав би обезбедило значителни информации за составот на најраниот Сончев Систем.<ref name="Brown_2012a">{{Наведено списание|last=Brown|first=Michael E.|date=2012|title=The Compositions of Kuiper Belt Objects|journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|volume=40|issue=1|pages=467–494|arxiv=1112.2764|bibcode=2012AREPS..40..467B|doi=10.1146/annurev-earth-042711-105352}}</ref> Поради нивната мала големина и екстремната оддалеченост од Земјата, хемискиот состав на КПО е многу тешко да се одреди. Главниот метод со кој астрономите го одредуваат составот на небесниот објект е [[спектроскопија]]. Кога светлината на објектот ќе се распадне на нејзините составни бои, се формира слика слична на виножитото. Оваа слика се нарекува [[спектар]]. Различни супстанции апсорбираат светлина на различни бранови должини, а кога спектарот за одреден објект е разоткриен, се појавуваат темни линии (наречени [[Спектрална линија|линии на апсорпција]]) каде што супстанциите во него ја апсорбирале одредената бранова должина на светлината. Секој [[Хемиски елемент|елемент]] или [[Хемиско соединение|соединение]] има свој уникатен спектроскопски потпис и со читање на целосниот спектрален „''отпечаток од прст''“ на објектот, астрономите можат да го одредат неговиот состав.

Анализата покажува дека предметите на Кајперовиот Појас се составени од мешавина на карпи и разновидни мразови како што се [[вода]], [[метан]] и [[амонијак]]. Температурата на појасот е само околу 50 [[Келвин|К]],<ref name="Quaoar">{{Наведено списание|last=David C. Jewitt|last2=Jane Luu|date=2004|title=Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf|journal=Nature|volume=432|issue=7018|pages=731–3|bibcode=2004Natur.432..731J|doi=10.1038/nature03111|pmid=15592406|archive-url=https://web.archive.org/web/20070621182808/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf|archive-date=June 21, 2007|access-date=June 21, 2007}}</ref> така што многу соединенија што би биле гасовити поблиску до Сонцето остануваат цврсти. Густините и фракциите на карпа-мраз се познати само за мал број предмети за кои се одредени пречниците и масите. Пречникот може да се определи со сликање со телескоп со висока резолуција како што е [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп Хабл]], со времето на [[прикривање (астрономија)|прикривање]] кога некој објект поминува пред ѕвезда или, најчесто, со користење на [[албедо]]то на објектот пресметано од неговите инфрацрвени емисии. Масите се одредуваат со помош на големите полуоски и периоди на сателитите, кои затоа се познати само за неколку бинарни објекти. Густините се движат од помалку од 0,4 до 2,6 g/cm <sup>3</sup>. Се смета дека објектите со најмалку густина се главно составени од мраз и имаат значителна порозност. Најгустите објекти најверојатно се составени од карпи со тенка кора од мраз. Постои тренд на ниски густини за малите објекти и високи густини за најголемите објекти. Едно можно објаснување за овој тренд е дека мразот се изгубил од површинските слоеви кога диференцираните објекти се судриле за да ги формираат најголемите објекти.

[[Податотека:Artist’s_impression_of_exiled_asteroid_2004_EW95.jpg|лево|мини|Уметнички впечаток за плутино и можниот поранешен [[астероид од типот C]] {{Мпв|120216|2004 EW|95}}<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.eso.org/public/news/eso1814/|title=Exiled Asteroid Discovered in Outer Reaches of Solar System – ESO telescopes find first confirmed carbon-rich asteroid in Kuiper Belt|work=www.eso.org|accessdate=May 12, 2018}}</ref>]]
Првично, деталната анализа на KПO била невозможна, па така астрономите можеле да ги утврдат само најосновните факти, првенствено нивната боја.<ref name="KBOKBO">{{Наведена мрежна страница|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html|title=Surfaces of Kuiper Belt Objects|last=Dave Jewitt|date=2004|work=University of Hawaii|archive-url=https://web.archive.org/web/20070609094911/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html|archive-date=June 9, 2007|accessdate=June 21, 2007}}</ref> Овие први податоци покажале широк опсег на бои меѓу КПО, кои се движат од неутрално сиво до длабоко црвено.<ref name="color">{{Наведено списание|last=Jewitt|first=David|last2=Luu|first2=Jane|date=1998|title=Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt|url=http://pdfs.semanticscholar.org/1749/a1869f99bc927872bebce8fac8682feaf3e6.pdf|journal=The Astronomical Journal|volume=115|issue=4|pages=1667–1670|bibcode=1998AJ....115.1667J|doi=10.1086/300299|archive-url=https://web.archive.org/web/20200412143631/http://pdfs.semanticscholar.org/1749/a1869f99bc927872bebce8fac8682feaf3e6.pdf|archive-date=2020-04-12}}</ref> Ова сугерирало дека нивните површини се составени од широк спектар на соединенија, од валкани мразови до [[јаглеводород]]и.<ref name="color" /> Оваа разновидност била запрепастувачка, бидејќи астрономите очекувале овие објекти да бидат подеднакво темни, бидејќи го изгубиле најголемиот дел од испарливите мразови од нивните површини поради ефектите на [[Космичко зрачење|космичките зраци]].<ref name="Davies_2001" /> Биле предложени различни решенија за оваа несовпаѓање, вклучително и повторно излегување на површината со удари или испуштање гас.<ref name="KBOKBO" /> Спектралната анализа на Џуит и Лу на познатите објекти на Кајперовиот Појас во [[2001]] година открила дека варијацијата во бојата е премногу екстремна за лесно да се објасни со случајни удари.<ref>{{Наведено списание|last=Jewitt|first=David C.|last2=Luu|first2=Jane X.|date=2001|title=Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects|journal=The Astronomical Journal|volume=122|issue=4|pages=2099–2114|arxiv=astro-ph/0107277|bibcode=2001AJ....122.2099J|doi=10.1086/323304}}</ref> Се смета дека зрачењето од Сонцето хемиски го променило [[метан]]<nowiki/>от на површината на КПО, произведувајќи производи како што се [[толин]]ите. Докажано е дека [[Макемаке]] поседува голем број јаглеводороди добиени од радијационата обработка на метанот, вклучувајќи [[етан]], [[етилен]] и [[ацетилен]].

Иако до денес повеќето KПO сè уште изгледаат спектрално без одлики поради нивната несвестица, имало голем број успеси во одредувањето на нивниот состав. Во [[1996]] година, Роберт Х. Браун и соработниците, добиле спектроскопски податоци за KПO, 1993 SC, кои откриле дека неговиот површински состав е значително сличен на оној на [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]], како и на месечината на Нептун, [[Тритон (месечина)|Тритон]], со големи количества метански мраз.<ref name="rbrown">{{Наведено списание|last=Brown|first=R. H.|last2=Cruikshank|first2=DP|last3=Pendleton|first3=Y|last4=Veeder|first4=GJ|date=1997|title=Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC|url=https://semanticscholar.org/paper/2d0729c37f1c4c3569d779a74f61e56fcf9e3b49|journal=Science|volume=276|issue=5314|pages=937–9|bibcode=1997Sci...276..937B|doi=10.1126/science.276.5314.937|pmid=9163038}}</ref> За помалите предмети, одредени се само боите, а во некои случаи и албедото. Овие објекти во голема мера спаѓаат во две класи: сиви со ниско албедо, или многу црвени со повисоко албедо. Се претпоставува дека разликата во боите и албедото се должи на задржувањето или губењето на [[сулфурводород]] (H<sub>2</sub>S) на површината на овие објекти, при што површините на оние што се формирале доволно далеку од [[Сонцето]] го задржиле H<sub>2</sub>S и поцрвениле поради зрачење.<ref name="Wong_Brown_2016">{{Наведено списание|last=Wong|first=Ian|last2=Brown|first2=Michael E.|date=2017|title=The bimodal color distribution of small Kuiper Belt objects|journal=The Astronomical Journal|volume=153|issue=4|page=145|arxiv=1702.02615|bibcode=2017AJ....153..145W|doi=10.3847/1538-3881/aa60c3}}</ref>

Најголемите КПО, како што се [[Плутон]] и Квавар, имаат површини богати со испарливи соединенија како што се метан, азот и [[јаглерод моноксид]]; присуството на овие молекули веројатно се должи на нивниот умерен притисок на пареа во 30-50&nbsp;К температурен опсег на Кајперовиот Појас. Ова им овозможува повремено да зовриваат од нивните површини и потоа повторно да паѓаат како снег, додека соединенијата со повисоки точки на вриење би останале цврсти. Релативното изобилство на овие три соединенија во најголемите КПО е директно поврзано со нивната [[површинска гравитација]] и температурата на околината, што одредува која може да ја задржат. Воден мраз е откриен во неколку KПO, вклучително и членови на семејството [[Хаумеја]], како што се {{Мпв-|19308|1996 TO|66}},<ref>{{Наведено списание|last=Brown|first=Michael E.|last2=Blake|first2=Geoffrey A.|last3=Kessler|first3=Jacqueline E.|date=2000|title=Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000 EB173|journal=The Astrophysical Journal|volume=543|issue=2|pages=L163|bibcode=2000ApJ...543L.163B|citeseerx=10.1.1.491.4308|doi=10.1086/317277}}</ref> објекти со средна големина како 38628 Хуја и 20000 Варуна ,<ref>{{Наведено списание|last=Licandro|last2=Oliva|last3=Di MArtino|date=2001|title=NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=373|issue=3|pages=L29|arxiv=astro-ph/0105434|bibcode=2001A&A...373L..29L|doi=10.1051/0004-6361:20010758}}</ref> и исто така на некои мали објекти.<ref name="Brown_2012a" /> Присуството на кристален мраз на големи и со средна големина објекти, вклучително и [[50000 Квавар]] каде што е откриен и [[амонијак]] хидрат може да укаже на мината тектонска активност потпомогната од намалувањето на точката на топење поради присуството на амонијак.<ref name="Brown_2012a" />

== Распределба на маса и големина ==
И покрај неговата огромна големина, колективната [[Маса (физика)|маса]] на Кајперовиот Појас е релативно мала. Се проценува дека вкупната маса на динамички топлата популација е 1% од [[Земјина маса|масата на Земјата]]. Се проценува дека динамично студената популација е многу помала со само 0,03% од масата на Земјата.<ref name="Fraser_etal_2014" /> Додека динамично топлата популација се смета за остаток од многу поголема популација која се формирала поблиску до [[Сонцето]] и била расфрлана нанадвор за време на миграцијата на џиновските планети, за разлика од нив, се смета дека динамички студената популација се формирала на нејзината сегашна местоположба. Најновата проценка ја става вкупната маса на Кајперовиот Појас на {{Вред|1.97e-2|0.30}} на Земјата врз основа на влијанието што тоа го врши врз движењето на планетите.<ref name="Pitjeva2018">{{Наведено списание|last=Pitjeva|first=E. V.|last2=Pitjev|first2=N. P.|date=30 October 2018|title=Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft|journal=Astronomy Letters|volume=44|issue=89|pages=554–566|arxiv=1811.05191|bibcode=2018AstL...44..554P|doi=10.1134/S1063773718090050}}</ref>

Малата вкупна маса на динамички студената популација претставува некои проблеми за моделите на [[Настанок и развој на Сончевиот Систем|формирањето на Сончевиот Систем]] бидејќи е потребна значителна маса за собирање на КПО поголеми од 100 километри во пречник. Доколку ладниот класичен Кајперовиот Појас отсекогаш ја имал својата сегашна мала густина, овие големи објекти едноставно не би можеле да се формираат од судирот и спојувањето на помалите планетезимали.<ref name="beyond" /> Освен тоа, ексцентричноста и наклонетоста на тековните орбити ги прават средбите прилично „''насилни''“ што резултира со уништување, а не со зголемување. Отстранувањето на голем дел од масата на динамично студената популација се смета дека е малку веројатно. Сегашното влијание на Нептун е премногу слабо за да се објасни таквото масивно „''вакумирање''“, а степенот на губење на масата со судир е ограничен со присуството на лабаво врзани бинарни датотеки во ладниот диск, кои најверојатно ќе бидат нарушени при судири.<ref name="Nesvorny_etal_2011a">{{Наведено списание|last=Nesvorný|first=David|last2=Vokrouhlický|first2=David|last3=Bottke|first3=William F.|last4=Noll|first4=Keith|last5=Levison|first5=Harold F.|date=2011|title=Observed Binary Fraction Sets Limits on the Extent of Collisional Grinding in the Kuiper Belt|journal=The Astronomical Journal|volume=141|issue=5|page=159|arxiv=1102.5706|bibcode=2011AJ....141..159N|doi=10.1088/0004-6256/141/5/159}}</ref> Наместо да се формира од судирите на помалите планетезимали, поголемиот објект можеби се формирал директно од колапсот на облаците.<ref name="Morbidelli_Nesvorny_2019">{{Наведена книга|title=The Trans-Neptunian Solar System|last=Morbidelli|first=Alessandro|last2=Nesvorny|first2=David|year=2020|isbn=9780128164907|pages=25–59|chapter=Kuiper belt: formation and evolution|arxiv=1904.02980|doi=10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3}}</ref>
[[Податотека:TheKuiperBelt_PowerLaw2.svg|мини|Илустрација на законот за моќност]]
Распределбата на големината на објектите на Кајперовиот Појас следи низа закони за моќ. Законот за моќност ја опишува врската помеѓу ''N'' ( ''D'') (бројот на објекти со пречник поголем од ''D'') и ''D'', и се нарекува наклон на осветленоста. Бројот на предмети е обратнопропорционален на некоја моќност на пречникот ''D'':

: <math> \frac{d N}{d D} \propto D^{-q}.</math> (претпоставувајќи дека ''q'' не е 1) : <math>N\propto D^{1-q}+\text{a constant }.</math>

(Константата може да биде не-нула само ако законот за моќност не се применува при високи вредности на ''D.'' )

Раните проценки кои се засновале на мерењата на распределбата на привидната величина откриле вредност од q = 4 ± 0,5, што имплицирало дека има 8 (=2 <sup>3</sup>) пати повеќе објекти во 100-200&nbsp;км опсег отколку во 200-400&nbsp;км опсег.

Неодамнешното истражување открило дека распределбата на големината на топлите класични и ладни класични објекти имаат различни наклони. Наклонот за жешките предмети е q = 5,3 при големи пречници и q = 2,0 при мали пречници со промена на наклонот на 110&nbsp;км. Наклонот за ладните објекти е q = 8,2 при големи пречници и q = 2,9 при мали пречници со промена на наклонот при 140&nbsp;км. Распределбата на големината на објектите што се распрснуваат, плутиносите и тројанците на Нептун имаат падини слични на другите динамички жешки популации, но наместо тоа може да имаат нагло намалување на бројот на објекти под одредена големина. Се претпоставува дека ова раздвојување се должи или на судирната еволуција на објектите, или дека се должи на популацијата која се формирала без објекти под оваа големина, при што помалите објекти се фрагменти од оригиналните објекти.<ref name="Shankman_etal_2016a">{{Наведено списание|last=Shankman|first=C.|last2=Kavelaars|first2=J. J.|last3=Gladman|first3=B. J.|last4=Alexandersen|first4=M.|last5=Kaib|first5=N.|last6=Petit|first6=J.-M.|last7=Bannister|first7=M. T.|last8=Chen|first8=Y.-T.|last9=Gwyn|first9=S.|date=2016|title=OSSOS. II. A Sharp Transition in the Absolute Magnitude Distribution of the Kuiper Belt's Scattering Population|journal=The Astronomical Journal|volume=150|issue=2|page=31|arxiv=1511.02896|bibcode=2016AJ....151...31S|doi=10.3847/0004-6256/151/2/31}}</ref><ref name="Alexandersen_etal_2014a">{{Наведено списание|last=Alexandersen|first=Mike|last2=Gladman|first2=Brett|last3=Kavelaars|first3=J.J.|last4=Petit|first4=Jean-Marc|last5=Gwyn|first5=Stephen|last6=Shankman|first6=Cork|date=2014|title=A carefully characterised and tracked Trans-Neptunian survey, the size-distribution of the Plutinos and the number of Neptunian Trojans|journal=The Astronomical Journal|volume=152|issue=5|pages=111|arxiv=1411.7953|doi=10.3847/0004-6256/152/5/111}}</ref>

Најмалите познати објекти на Кајперовиот Појас со полупречник под 1 км се откриени само со [[прикривање (астрономија)|ѕвездени прикривања]], бидејќи тие се премногу слаби ( [[Привидна ѕвездена величина|магнитуда]] 35) за да се видат директно со телескопи како што е [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп Хабл]].<ref>{{Наведени вести|url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/2009/news-2009-33.html|title=Hubble Finds Smallest Kuiper Belt Object Ever Seen|date=December 2009|access-date=June 29, 2015|publisher=HubbleSite}}</ref> Првите извештаи за овие прикривања биле од Шлихтинг и неговите соработници во декември [[2009]] година, кој го објавиле откривањето на мал објект од Кајперовиот Појас со полупречник под километар во архивската фотометрија на ''Хабл'' од март 2007 година. Со проценет полупречник од {{Вред|520|60}} или пречник од {{Вред|1040|120}} објектот бил откриен.<ref name="Schlichting2009">{{Наведено списание|last=Schlichting|first=H. E.|last2=Ofek|first2=E. O.|last3=Wenz|first3=M.|last4=Sari|first4=R.|last5=Gal-Yam|first5=A.|last6=Livio|first6=M.|displayauthors=etal|date=December 2009|title=A single sub-kilometre Kuiper belt object from a stellar occultation in archival data|journal=Nature|volume=462|issue=7275|pages=895–897|arxiv=0912.2996|bibcode=2009Natur.462..895S|doi=10.1038/nature08608|pmid=20016596}}</ref> Во една последователна студија објавена во декември 2012 година, Шлихтинг и неговите соработници извршиле потемелна анализа на архивската ''фотометрија на Хабл'' и пријавиле уште еден настан на прикривање од објект од Кајперовиот Појас со големина под километар, проценет на {{Вред|530|70}} во полупречник или {{Вред|1060|140}} во пречник. Од окултационите настани откриени во 2009 и 2012 година, Шлихтинг и неговите соработници го определиле наклонот на распределбата на големината на објектот на Кајперовиот Појас да биде q = 3,6 ± 0,2 или q = 3,8 ± 0,2, со претпоставките за еден закон за моќност и рамномерна еклиптичка распределба на ширината. Нивниот резултат имплицира силен дефицит на објекти од Кајперовиот Појас со големина под километар во споредба со екстраполации од популацијата на поголеми објекти од Кајперовиот Појас со пречник над 90&nbsp;км.<ref name="Schlichting2012">{{Наведено списание|last=Schlichting|first=H. E.|last2=Ofek|first2=E. O.|last3=Wenz|first3=M.|last4=Sari|first4=R.|last5=Gal-Yam|first5=A.|last6=Livio|first6=M.|displayauthors=etal|date=December 2012|title=Measuring the Abundance of Sub-kilometer-sized Kuiper Belt Objects Using Stellar Occultations|journal=The Astrophysical Journal|volume=761|issue=2|pages=10|arxiv=1210.8155|bibcode=2012ApJ...761..150S|doi=10.1088/0004-637X/761/2/150|id=150|doi-access=free}}</ref>

== Расеани предмети ==
[[Податотека:TheKuiperBelt_Projections_100AU_Classical_SDO.svg|лево|мини| Споредба на орбитите на објектите со расеани дискови (црни), класичните КПО (сини) и резонантните објекти 2:5 (зелени). Орбитите на другите КПО се сиви. (Орбиталните оски се порамнети за споредба. )]]
[[Расеан Диск|Расеаниот диск]] е ретко населен регион, кој се преклопува со Кајперовиот Појас, но се протега на над 100 ае. Објектите на расеани дискови (ОРД) имаат многу елиптични орбити, честопати и многу наклонети кон еклиптиката. Повеќето модели на формирање на Сончевиот Систем покажуваат дека и објектите од Кајперовиот Појас (КПО) и објектите од расеаниот диск (ОРД) најпрвин се формирале во исконски појас, со подоцнежни гравитациски интеракции, особено со Нептун, испраќајќи ги објектите нанадвор, некои во стабилни орбити (КПО) и некои во нестабилни орбити, односно во расеаниот диск. Поради неговата нестабилна природа, постои сомнеж дека расеаниот диск е точката на потекло на многу од краткопериодните комети на Сончевиот Систем. Нивните динамични орбити повремено ги принудуваат во внатрешниот Сончев Систем, прво станувајќи [[Кентаур (астероид)|кентаури]], а потоа комети со краток период.<ref name="book" />

Според [[Центар за мали планети|Центарот за мали планети]], кој официјално ги каталогизира сите заднептунски објекти, КПО е секој објект што орбитира исклучиво во рамките на дефинираниот регион на Кајперовиот Појас, без оглед на потеклото или составот. Предметите што се наоѓаат надвор од појасот се класифицирани како расеани објекти.<ref name="cen_sdo">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html|title=List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects|work=IAU: Minor Planet Center|accessdate=October 27, 2010}}</ref> Во некои научни кругови, терминот „''објект на Кајперовиот Појас''“ станал синоним за која било помала ледена планета родена во надворешниот Сончев Систем за која се претпоставува дека била дел од таа почетна класа, дури и доколку нејзината орбита во текот на најголемиот дел од историјата на Сончевиот Систем била надвор од Кајперовиот Појас (на пр. во регионот со расеани дискови). Тие често ги опишуваат расфрланите дискови како „''расфрлани предмети од Кајперовиот Појас''“.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html|title=The 1000 km Scale KBOs|last=David Jewitt|date=2005|work=University of Hawaii|accessdate=July 16, 2006}}</ref> [[Ерида (џуџеста планета)|Ерида]], за која се знае дека е помасивна од [[Плутон]], често се нарекува КПО, но технички е ОРД.<ref name="cen_sdo" /> Допрва треба да се постигне консензус меѓу астрономите за прецизна дефиниција на Кајперовиот Појас, а ова прашање останува нерешено.

Се смета дека [[Кентаур (астероид)|кентаурите]], кои вообичаено не се сметаат за дел од Кајперовиот Појас, се расфрлани предмети, единствената разлика е во тоа што тие биле расфрлани навнатре, наместо нанадвор. [[Центар за мали планети|Центарот за мали планети]] ги групира кентаурите и ОРД заедно како расфрлани објекти.

=== Тритон ===
[[Податотека:Triton_moon_mosaic_Voyager_2_(large).jpg|мини| Месечината на [[Нептун]][[Тритон (месечина)|, Тритон]]]]
За време на неговиот период на миграција, се смета дека Нептун заробил голем КПО, [[Тритон (месечина)|Тритон]], кој е единствената голема месечина во Сончевиот Систем со [[Повратно движење|повратна орбита]] (тоа орбитира спротивно од ротацијата на Нептун). Ова сугерира дека, за разлика од големите [[Јупитерови месечини|месечини на Јупитер]], [[Сатурнови месечини|Сатурн]] и [[Уранови месечини|Уран]], за кои се смета дека се споиле од ротирачки дискови со материјал околу нивните млади матични планети, Тритон бил целосно формирано тело кое било заробено од околниот простор. Гравитациското заробување на објект не е лесно: потребен е механизам за да се забави објектот доволно за да биде заробен од гравитацијата на поголемиот објект. Можно објаснување е дека Тритон бил дел од бинарен систем кога се сретнал со Нептун. Исфрлањето на другиот член од Нептун може да го објасни заробувањето на Тритон.<ref>{{Наведено списание|last=Craig B. Agnor|last2=Douglas P. Hamilton|date=2006|title=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter|url=http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf|journal=Nature|volume=441|issue=7090|pages=192–194|bibcode=2006Natur.441..192A|doi=10.1038/nature04792|pmid=16688170|archive-url=https://web.archive.org/web/20070621182809/http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf|archive-date=June 21, 2007|access-date=October 29, 2007}}</ref> Тритон е само 14% поголем од Плутон, а спектралната анализа на двата света покажува дека нивните површини во голема мера се составени од слични материјали, како што се [[метан]] и [[јаглерод моноксид]]. Сето ова упатува на заклучокот дека Тритон некогаш бил КПО кој бил заробен од [[Нептун]] за време на неговата надворешна миграција.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=MbmiTd3x1UcC&pg=PA421|title=TRITON, PLUTO, CENTAURS, AND TRANS-NEPTUNIAN BODIES|last=Encrenaz|first=Thérèse|last2=Kallenbach|first2=R.|last3=Owen|first3=T.|last4=Sotin|first4=C.|date=2004|work=NASA Ames Research Center|publisher=Springer|isbn=978-1-4020-3362-9|access-date=June 23, 2007}}</ref>

== Најголемите КПО ==
{{TNO imagemap}}Во 2000 година биле откриени голем број КПО со пречник помеѓу 500 и 1500 километри, повеќе од половина од онаа на Плутон (пречник 2370&nbsp;км). [[50000 Квавар]] , класичен КПО откриен во 2002 година, има над 1.200&nbsp;км пречник. [[Макемаке]] и [[Хаумеја]], откриени на 29 јули 2005 година, биле уште поголеми. Други објекти, како што се 28978 Иксион (откриен во 2001 година) и [[20000 Варуна]] (откриен во 2000 година), се со големина од приближно 500 километри.

=== Плутон ===
Откривањето на овие големи КПО во орбити слични на плутоновите, навело многумина да заклучат дека, освен неговата релативна големина, [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]] не се разликува особено од другите членови на Кајперовиот Појас. Не само што овие објекти се слични по големина на Плутон, туку многумина имаат и [[Природен сателит|сателити]] и се со сличен состав (метан и јаглерод моноксид се пронајдени и на Плутон и на најголемите КПО). Така, исто како што [[Церера (џуџеста планета)|Церера]] се сметала за планета пред откривањето на нејзините колеги [[астероид]]и, некои почнале да сугерираат дека и [[Плутон]] може да биде рекласифициран.

Прашањето било актуелно со откривањето на [[Ерида (џуџеста планета)|Ерида]], објект во [[Расеан Диск|расфрланиот диск]] многу подалеку од Кајперовиот Појас, за кој сега е познато дека е 27% помасивен од Плутон.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon/index.html|title=Dysnomia, the moon of Eris|last=Mike Brown|date=2007|work=Caltech|accessdate=June 14, 2007}}</ref> (Првично се мислело дека е поголем од Плутон по волумен, но ''мисијата Нови Хоризонти'' открила дека тоа не е така. Како одговор на тоа, [[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]] (МАС) била принудена да [[Дефиниција на планета|дефинира што е планета]] за прв пат, и со тоа го вклучила во нивната дефиниција дека планетата мора да го „''исчистила соседството околу својата орбита''“.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf|title=Resolution B5 and B6|date=2006|publisher=International Astronomical Union}}</ref> Бидејќи Плутон ја дели својата орбита со многу други значителни објекти, се сметало дека не ја исчистил својата орбита и на тој начин бил прекласифициран од планета во [[џуџеста планета]], што го прави член на Кајперовиот Појас.

Иако Плутон е моментално најголемиот познат КПО, постои барем еден познат поголем објект во моментов надвор од Кајперовиот Појас кој најверојатно потекнува од него: Нептуновата месечина [[Тритон (месечина)|Тритон]] (која, како што е објаснето погоре, веројатно е заробена KПO).

Од 2008 година, само пет објекти во Сончевиот Систем (Церера, Ерида, Плутон, [[Макемаке]] и [[Хаумеја]]) се наведени како џуџести планети од страна на [[IAU|Меѓународниот астрономски сојуз]]. [[90482 Орк]], [[28978 Иксион]] и многу други објекти на Кајперовиот Појас се доволно големи за да бидат во [[хидростатичка рамнотежа]]; повеќето од нив веројатно ќе се квалификуваат кога ќе се знае повеќе за нив.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://ixion.eightplanets.net/|title=Ixion|work=eightplanets.net|archive-url=https://web.archive.org/web/20120502151650/http://ixion.eightplanets.net/|archive-date=May 2, 2012|accessdate=June 23, 2007}}</ref><ref name="albedo">{{Наведена книга|title=Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope|last=John Stansberry|last2=Will Grundy|last3=Mike Brown|last4=Dale Cruikshank|last5=John Spencer|last6=David Trilling|last7=Jean-Luc Margot|date=2007|arxiv=astro-ph/0702538|bibcode=2008ssbn.book..161S}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.iau.org/iau0601.424.0.html|title=IAU Draft Definition of Planet|date=2006|work=IAU|archive-url=https://web.archive.org/web/20080827210426/http://www.iau.org/iau0601.424.0.html|archive-date=August 27, 2008|accessdate=October 26, 2007}}</ref>

=== Сателити ===
За шесте најголеми ([[Ерида (џуџеста планета)|Ерида]], [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]], Гунггунг, [[Макемаке]], [[Хаумеја]] и Квавар) се знае дека имаат сателити, а два од нив имаат повеќе од еден. Поголем процент од поголемите KПO имаат сателити отколку помалите објекти во Кајперовиот Појас, што укажува на тоа дека е одговорен различен механизам за формирање.<ref>{{Наведено списание|last=Brown|first=M. E.|last2=Van Dam|first2=M. A.|last3=Bouchez|first3=A. H.|last4=Le Mignant|first4=D.|last5=Campbell|first5=R. D.|last6=Chin|first6=J. C. Y.|last7=Conrad|first7=A.|last8=Hartman|first8=S. K.|last9=Johansson|first9=E. M.|year=2006|title=Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects|url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/gab.pdf|journal=The Astrophysical Journal|volume=639|issue=1|pages=L43–L46|arxiv=astro-ph/0510029|bibcode=2006ApJ...639L..43B|doi=10.1086/501524|access-date=October 19, 2011|ref={{sfnRef|Brown Van Dam et al.|2006}}}}</ref> Исто така, има голем број бинарни датотеки (два објекти доволно блиску по маса за да кружат „''еден на друг''“) во Кајперовиот Појас. Најзабележителен пример е бинарниот Плутон-Харон, но се проценува дека околу 11% од објектите кои постојат во бинарни датотеки.<ref>{{Наведено списание|last=Agnor|first=C.B.|last2=Hamilton|first2=D.P.|date=2006|title=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/AgHam06.pdf|journal=Nature|volume=441|issue=7090|pages=192–4|bibcode=2006Natur.441..192A|doi=10.1038/nature04792|pmid=16688170}}</ref>

== Истражување ==
[[Податотека:KBO_2014_MU69_HST.jpg|мини| [[486958 Арокот]] (зелени кругови), избраната цел за објект мисијата на Кајперовиот Појас ''Нови Хоризонти'']]
На 19 јануари 2006 година било лансиран првото вселенско летало за истражување на Кајперовиот Појас, ''[[Нови хоризонти|Нови Хоризонти]]'', кое прелетало покрај [[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]] на [[14 јули]] [[2015]] година. Надвор од прелетувањето на Плутон, целта на мисијата била да лоцира и истражи други, подалечни објекти во Кајперовиот Појас.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://discoverynewfrontiers.nasa.gov/missions/missions_nh.cfml|title=New Frontiers Program: New Horizons Science Objectives|work=NASA – New Frontiers Program|archive-url=https://web.archive.org/web/20150415224640/http://discoverynewfrontiers.nasa.gov/missions/missions_nh.cfml|archive-date=April 15, 2015|accessdate=April 15, 2015}}</ref>
[[Податотека:2014_MU69_orbit.jpg|лево|мини| Дијаграм што ја покажува местоположбата на 486958 [[486958 Арокот|Арокот]]  ]]
[[Податотека:UltimaThule_CA06_color_vertical.png|мини| ''Композитната слика на Нови Хоризонти во'' боја на [[486958 Арокот|Арокот]] ја покажува својата црвена боја, што укажува на органски соединенија.<ref name="NASA-20190516">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nasa.gov/feature/nasa-s-new-horizons-team-publishes-first-kuiper-belt-flyby-science-results|title=NASA's New Horizons Team Publishes First Kuiper Belt Flyby Science Results|date=May 16, 2019|publisher=NASA|accessdate=May 16, 2019}}</ref> Засега, тој е единствениот КПО покрај Плутон и неговите сателити што било посетено од вселенско летало.]]
На [[15 октомври]] [[2014]] година, било откриено дека ''Хабл'' открил три потенцијални цели, привремено означени PT1 („потенцијална цел 1“), PT2 и PT3 од тимот на ''Нови Хоризонти''.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2014/141015_2.asp|title=NASA's Hubble Telescope Finds Potential Kuiper Belt Targets for New Horizons Pluto Mission|date=October 15, 2014|work=press release|publisher=Johns Hopkins Applied Physics Laboratory|archive-url=https://web.archive.org/web/20141016023345/http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2014/141015_2.asp|archive-date=October 16, 2014|accessdate=October 16, 2014}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.stsci.edu/institute/stuc/oct-2014/New-Horizons.pdf|title=New Horizons HST KBO Search Results: Status Report|last=Buie, Marc|date=October 15, 2014|publisher=Space Telescope Science Institute|page=23|accessdate=2021-11-26|archive-date=2015-07-27|archive-url=https://wayback.archive-it.org/all/20150727213348/http://www.stsci.edu/institute/stuc/oct-2014/New-Horizons.pdf|url-status=dead}}</ref> Пречникот на објектите се проценува на 30-55&nbsp;км опсег; премногу мал за да се види со земјени телескопи, на оддалеченост од Сонцето од 43–44 ае, што би ги ставило средбите во периодот 2018–2019 година.<ref name="Lakdawalla2014">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2014/10151024-finally-new-horizons-has-a-kbo.html|title=Finally! New Horizons has a second target|last=Lakdawalla|first=Emily|date=October 15, 2014|work=Planetary Society blog|publisher=Planetary Society|archive-url=https://web.archive.org/web/20141015230432/http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2014/10151024-finally-new-horizons-has-a-kbo.html|archive-date=October 15, 2014|accessdate=October 15, 2014}}</ref> Првичната проценка за веројатноста дека овие објекти се достапни во рамките на буџетот на гориво на ''Нови Хоризонти'' се 100%, 7%, и 97%, соодветно.<ref name="Lakdawalla2014" /> Сите се членови на [[Кубевано|класичниот Кајперовиот „ладен“ појас]] (низок [[Наклон (орбита)|наклон]], ниска [[Орбитално занесување|ексцентричност]]), а со тоа и многу различни од Плутон. [[486958 Арокот|PT1]] најповолно сместен објект, бил со магнитуда 26,8, 30–45&nbsp;км во пречник, а се сретнал во јануари 2019 година.<ref name="VOX-20150414">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.vox.com/2015/4/14/8412031/pluto-new-horizons|title=NASA's New Horizons probe was visiting Pluto — and just sent back its first color photos|last=Stromberg|first=Joseph|date=April 14, 2015|work=Vox|accessdate=April 14, 2015}}</ref> Откако биле обезбедени доволно орбитални информации, Центарот за [[Центар за мали планети|мали планети]] дал официјални ознаки на трите целни КПО: {{Мпв|2014 MU|69}} (PT1), {{Мпв|2014 OS|393}} (PT2) и {{Мпв|2014 PN|70}} (PT3). До есента 2014 година, можната четврта цел, {{Мпв|2014 MT|69}}, била елиминирана со дополнителни набљудувања. PT2 не бил во функција пред прелетувањето на Плутон.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://blogs.discovermagazine.com/outthere/2015/03/29/alan-stern-on-plutos-wonders/|title=Alan Stern on Pluto's Wonders, New Horizons' Lost Twin, and That Whole "Dwarf Planet" Thing|last=Corey S. Powell|date=March 29, 2015|accessdate=2021-11-26|archive-date=2019-11-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20191116104116/http://blogs.discovermagazine.com/outthere/2015/03/29/alan-stern-on-plutos-wonders/|url-status=dead}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Porter|first=S. B.|last2=Parker|first2=A. H.|last3=Buie|first3=M.|last4=Spencer|first4=J.|last5=Weaver|first5=H.|last6=Stern|first6=S. A.|last7=Benecchi|first7=S.|last8=Zangari|first8=A. M.|last9=Verbiscer|first9=A.|date=2015|title=Orbits and Accessibility of Potential New Horizons KBO Encounter Targets|url=http://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2015/pdf/1301.pdf|journal=USRA-Houston|issue=1832|pages=1301|bibcode=2015LPI....46.1301P|archive-url=https://web.archive.org/web/20160303182211/http://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2015/pdf/1301.pdf|archive-date=March 3, 2016}}</ref>

На [[26 август]] [[2015]] година, била избрана {{Мп|2014 MU|69}} (наречена „''Ultima Thule''“ и подоцна [[486958 Арокот|486958 Арокот).]] Приспособувањето на курсот се случило кон крајот на октомври и почетокот на ноември 2015 година, што довело до прелетување во јануари 2019 година.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://space.gizmodo.com/new-horizons-locks-onto-next-target-lets-explore-the-k-1727298103|title=New Horizons Locks Onto Next Target: Let's Explore the Kuiper Belt!|last=McKinnon|first=Mika|date=August 28, 2015|archive-url=https://web.archive.org/web/20151231190843/http://space.gizmodo.com/new-horizons-locks-onto-next-target-lets-explore-the-k-1727298103|archive-date=December 31, 2015}}</ref> На 1 јули 2016 година, [[НАСА]] одобрила дополнително финансирање за ''Нови Хоризонти'' за да го посети објектот.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nasa.gov/feature/new-horizons-receives-mission-extension-to-kuiper-belt-dawn-to-remain-at-ceres|title=New Horizons Receives Mission Extension to Kuiper Belt, Dawn to Remain at Ceres|last=Dwayne Brown / Laurie Cantillo|date=July 1, 2016|publisher=NASA|accessdate=May 15, 2017|archive-date=2016-08-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20160820075642/http://www.nasa.gov/feature/new-horizons-receives-mission-extension-to-kuiper-belt-dawn-to-remain-at-ceres/|url-status=dead}}</ref>

На [[2 декември]] [[2015]] година, ''Нови Хоризонти'' го открил она што тогаш било наречено {{Мпв|1994 JR|1}} (подоцна наречено ''15810 Арван'') од 170 милиони километри подалеку, а фотографиите го прикажуваат обликот на објектот и еден или два детали.<ref>[http://www.spacedaily.com/reports/New_Horizons_catches_a_wandering_Kuiper_Belt_Object_not_far_off_999.html New Horizons' catches a wandering Kuiper Belt Object not far off] spacedaily.com Laurel MD (SPX). December 7, 2015.</ref>

На 1 јануари 2019 година, ''Нови Хоризонти'' успешно прелетале покрај [[486958 Арокот|Арокот]], враќајќи ги податоците што покажуваат дека [[486958 Арокот|Арокот]] е контактно двојна мала планета  32&nbsp;км во должина од 16&nbsp;км широк.<ref name="NYT-20190210">{{Наведени вести|url=https://www.nytimes.com/interactive/2018/12/31/science/new-horizons-ultima-thule-flyby.html|title=New Horizons Glimpses the Flattened Shape of Ultima Thule – NASA's New Horizons spacecraft flew past the most distant object ever visited: a tiny fragment of the early solar system known as 2014 MU69 and nicknamed Ultima Thule. – Interactive|last=Corum|first=Jonathan|date=February 10, 2019|work=The New York Times|access-date=February 11, 2019}}</ref> Инструментот Ралф ''на New Horizons ја'' потврди црвената боја на [[486958 Арокот|Арокот]]. Податоците од прелетувањето ќе продолжат да се преземаат во текот на следните 20 месеци.

Не се планирани дополнителни мисии за ''Нови Хоризонти'', иако се проучени најмалку два концепта за мисии кои би се вратиле во орбитата или слетале на Плутон.<ref>{{Наведени вести|url=https://www.nasa.gov/directorates/spacetech/niac/2017_Phase_I_Phase_II/Fusion_Enabled_Pluto_Orbiter_and_Lander|title=Fusion-Enabled Pluto Orbiter and Lander|last=Hall|first=Loura|date=2017-04-05|work=NASA|access-date=2018-07-13}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2017-09/gac-gac092117.php|title=Global Aerospace Corporation to present Pluto lander concept to NASA|work=EurekAlert!|accessdate=2018-07-13|archive-date=2019-01-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20190121154920/https://www.eurekalert.org/pub_releases/2017-09/gac-gac092117.php|url-status=dead}}</ref> Надвор од Плутон, постојат многу големи КПО кои не можат да се посетат со ''Нови Хоризонти'', како што се џуџестите планети [[Макемаке]] и [[Хаумеја]]. Новите мисии ќе имаат задача детално да ги истражат и проучуваат овие објекти. ''Thales Alenia Space'' ја проучувал логистиката на орбитарска мисија во Хаумеја,<ref>{{Наведено списание|last=Poncy|first=Joel|last2=Fontdecaba Baig|first2=Jordi|last3=Feresin|first3=Fred|last4=Martinot|first4=Vincent|date=2011-03-01|title=A preliminary assessment of an orbiter in the Haumean system: How quickly can a planetary orbiter reach such a distant target?|journal=Acta Astronautica|volume=68|issue=5–6|pages=622–628|bibcode=2011AcAau..68..622P|doi=10.1016/j.actaastro.2010.04.011|issn=0094-5765}}</ref> научна цел со висок приоритет поради нејзиниот статус како родителско тело на судирно семејство кое вклучува неколку други заднептунски објекти, како и прстенот на Хаумеја и две месечини. Главниот автор, Џоел Понси, се залагал за нова технологија која ќе им овозможи на вселенските летала да стигнат и да кружат околу КПО за 10-20 години или помалку.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.centauri-dreams.org/2009/07/15/haumea-technique-and-rationale/|title=Haumea: Technique and Rationale|work=www.centauri-dreams.org|accessdate=2018-07-13}}</ref> Главниот истражувач на ''Нови Хоризонти,'' Алан Стерн, неформално предложил мисии кои би прелетале покрај планетите Уран или Нептун пред да ги посетат новите цели на KПO,<ref>{{Наведени вести|url=https://www.space.com/40453-chasing-new-horizons-alan-stern-interview.html|title=New Horizons' Dramatic Journey to Pluto Revealed in New Book|work=Space.com|access-date=2018-07-13}}</ref> со што ќе го унапредат истражувањето на Кајперовиот Појас додека исто така ќе ги посетат и овие ледени џиновски планети за прв пат по ''Војаџер 2.''во 1980-тите.

=== Студии и мисии ===
[[Податотека:Interstellar_robotic_probe.gif|мини|Дизајн за напреден концепт на сонда од 1999 година]]
Квавар се сметал за прелетна цел со сонда чија задача би била да ја истражува меѓуѕвездената средина; Пон Брант од лабораторијата за применета физика, Џон Хопкинс и неговите колеги проучувале сонда што би прелетала покрај Квавар во 2030-тите пред да продолжи до меѓуѕвездената средина низ хелиосферскиот нос.<ref name="exploration">{{Наведување|last=TVIW|title=22. Humanity's First Explicit Step in Reaching Another Star: The Interstellar Probe Mission|date=2017-11-04|url=https://www.youtube.com/watch?v=Ailuk9ou0YI|archiveurl=https://web.archive.org/web/20181009195515/https://www.youtube.com/watch?v=Ailuk9ou0YI&gl=US&hl=en|archivedate=2018-10-09|access-date=2018-07-24|url-status=bot: unknown}}</ref><ref>{{Наведени вести|url=https://agu.confex.com/agu/2018tess/meetingapp.cgi/Paper/334466|title=Triennial Earth Sun-Summit|access-date=2018-07-24}}</ref> Меѓу нивните интереси во Квавар се неговата веројатно исчезнувачка атмосфера на метан и криовулканизам.<ref name="exploration" /> Мисијата што ја проучувале Брант и неговите колеги ќе започне со користење на систем за вселенско лансирање и ќе постигне 30&nbsp;km/s користејќи прелет покрај Јупитер. Алтернативно, за мисија на шатлот, една студија објавена во 2012 година заклучила дека Иксион и Хуја се меѓу повеќето остварливи цели.<ref>{{Наведена книга|url=https://semanticscholar.org/paper/d6e0efa0d291cbf487754c69e71640411a068f1e|title=A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects – Part II, Orbital Capture|last=Gleaves|first=Ashley|last2=Allen|first2=Randall|last3=Tupis|first3=Adam|last4=Quigley|first4=John|last5=Moon|first5=Adam|last6=Roe|first6=Eric|last7=Spencer|first7=David|last8=Youst|first8=Nicholas|last9=Lyne|first9=James|date=2012-08-13|work=AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference|publisher=American Institute of Aeronautics and Astronautics|isbn=9781624101823|location=Reston, Virginia|doi=10.2514/6.2012-5066}}</ref> На пример, авторите пресметале дека орбитарска мисија би можела да стигне до Иксион по 17 години крстарење доколку биде лансирана во 2039 година.

== Екстрасончеви Кајперови појаси ==
[[Податотека:Kuiper_belt_remote.jpg|мини|Дискови со отпад околу ѕвездите HD 139664 и HD 53143]]
До 2006 година, астрономите решиле дилема за дискови од прашина за кои се сметало дека се структури слични на Кајперовиот Појас околу девет други ѕвезди освен Сонцето. Се смета дека тие спаѓаат во две категории: широки појаси, со полупречник од над 50 ае и тесни појаси (привремено како оној на Сончевиот Систем) со полупречници помеѓу 20 и 30 ае и релативно остри граници.<ref name="Kalas et al. 2006" /> Покрај ова, 15-20% од ѕвездите од сончевиот тип имаат забележан инфрацрвен вишок што укажува на масивни структури слични на Кајперовиот Појас.<ref>{{Наведено списание|last=Trilling, D. E.|last2=Bryden, G.|last3=Beichman, C. A.|last4=Rieke, G. H.|last5=Su, K. Y. L.|last6=Stansberry, J. A.|last7=Blaylock, M.|last8=Stapelfeldt, K. R.|last9=Beeman, J. W.|date=February 2008|title=Debris Disks around Sun-like Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=674|issue=2|pages=1086–1105|arxiv=0710.5498|bibcode=2008ApJ...674.1086T|doi=10.1086/525514}}</ref> Повеќето познати отпадни дискови околу другите ѕвезди се прилично млади, но двете снимки од десната страна, направени од вселенскиот телескоп Хабл во јануари 2006 година, се доволно стари (околу 300 милиони години) за да се сместат во стабилни конфигурации. Левата слика е „''горен поглед''“ на широк појас, а десната слика е „''поглед на работ''“ на тесниот појас.<ref name="Kalas et al. 2006">{{Наведено списание|last=Kalas|first=Paul|last2=Graham|first2=James R.|last3=Clampin|first3=Mark C.|last4=Fitzgerald|first4=Michael P.|date=2006|title=First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664|journal=The Astrophysical Journal|volume=637|issue=1|pages=L57|arxiv=astro-ph/0601488|bibcode=2006ApJ...637L..57K|doi=10.1086/500305}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/05/image/a|title=Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt|date=2006|accessdate=July 1, 2007}}</ref> Компјутерски симулации на прашина во Кајперовиот Појас претполагаат дека кога бил помлад, можеби наликувал на тесните прстени што се гледаат околу помладите ѕвезди.<ref>{{Наведено списание|last=Kuchner, M. J.|last2=Stark, C. C.|date=2010|title=Collisional Grooming Models of the Kuiper Belt Dust Cloud|journal=The Astronomical Journal|volume=140|issue=4|pages=1007–1019|arxiv=1008.0904|bibcode=2010AJ....140.1007K|doi=10.1088/0004-6256/140/4/1007}}</ref>

== Белешки==
{{notelist|1}}

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==

* [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html Страница на Дејв Џуит @ UCLA]
** [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html Името на појасот]
* [http://www.physics.ucf.edu/~yfernandez/cometlist.html Список на комети со краток период по семејство]
* Профил на [https://web.archive.org/web/20021119032639/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs Кајперовиот Појас] [http://solarsystem.nasa.gov од Истражувањето на Сончевиот Систем на НАСА]
* [http://www.boulder.swri.edu/ekonews/ Електронски билтен на Кајперовиот Појас]
* [http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html Вм. ТНО страница на Роберт Џонстон]
* [http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/OuterPlot.html Центар на мала планета: Заплет на надворешниот сончев Систем], што го илустрира Кајперовиот јаз
* [http://www.iau.org/ Веб-страница на Меѓународниот астрономски сојуз] (дебатира за статусот на ТНО)
* [https://web.archive.org/web/20030410073742/http://www.astronomy2006.com/ XXVI Генерално собрание 2006 г]
* [http://www.nature.com/nature/journal/v424/n6949/fig_tab/nature01725_F1.html Напис на nature.com: дијаграм што го прикажува внатрешниот сончев Систем, Кајперовиот Појас и Ортовиот Облак], преземено од{{Наведено списание|last=Alan Stern|first=S.|date=2003|title=The evolution of comets in the Oort cloud and Kuiper belt|journal=Nature|volume=424|issue=6949|pages=639–42|bibcode=2003Natur.424..639S|doi=10.1038/nature01725|pmid=12904784}} <cite class="citation journal cs1" id="CITEREFAlan_Stern2003">„Еволуцијата на кометите во Ортовиот Облак и Кајперовиот Појас“.</cite> <cite class="citation journal cs1" id="CITEREFAlan_Stern2003">''Природата''. '''424''' (6949): 639–42.</cite> <cite class="citation journal cs1" id="CITEREFAlan_Stern2003">[[Bibcode|Бибкод]] : [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003Natur.424..639S 2003Natur.424..639S] . [[Назнака за дигитални објекти|doi]] : [[doi:10.1038/nature01725|10.1038/nature01725]].</cite> <cite class="citation journal cs1" id="CITEREFAlan_Stern2003">[[PubMed|PMID]]&nbsp;[//pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/12904784 12904784] .</cite> <cite class="citation journal cs1" id="CITEREFAlan_Stern2003">S2CID&nbsp;[https://api.semanticscholar.org/CorpusID:4363645 4363645] .</cite>
* SPACE.com: [http://www.space.com/scienceastronomy/060814_tno_found.html Discovery навестува [[квадрилион]] вселенски карпи зад Нептун] (Сара Гударзи) 15 август 2006 година 06:13&nbsp;сум ЕТ
* [http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-64-pluto-and-the-icy-outer-solar-system/ Сончевиот Систем] Астрономија ролите епизода бр&nbsp;64, вклучува целосен препис.
* [https://web.archive.org/web/20160304083511/http://canadapodcasts.ca/podcasts/TheDays/1358804?start=0 Кајперовиот Појас] на 365daysofastronomy.org
* [http://nineplanets.org/kboc.html Веб-страница на Nine Planets на појасот Edgeworth-Kuiper и Oort Cloud]
* [http://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/TNOs.html Список на TNOS]

{{Сончев Систем}}

{{избрана}}

[[Категорија:Астрономски тела откриени во 1992 година]]
[[Категорија:Заднептунска област]]
[[Категорија:Кајперов Појас| ]]