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# Cinturão de Kuiper
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O Cinturão de Kuiper (português brasileiro) ou Cintura de Kuiper (português europeu), também chamado de Cinturão/Cintura de Edgeworth ou Cinturão/Cintura de Edgeworth-Kuiper, é um disco circunstelar no Sistema Solar exterior, que se estende desde a órbita de Netuno a 30 unidades astronômicas (UA) até aproximadamente 50 UA do Sol. É semelhante ao cinturão de asteroides, mas é muito maior, 20 vezes mais largo e 20-200 vezes mais massivo. Como o cinturão de asteroides, consiste principalmente de corpos menores ou remanescentes de quando o Sistema Solar se formou. Enquanto muitos asteroides são compostos principalmente de rocha e metal, a maioria dos objetos do cinturão de Kuiper são compostos principalmente de voláteis congelados (denominados "gelos"), como metano, amônia e água. O cinturão de Kuiper abriga a maioria dos objetos que os astrônomos geralmente aceitam como planetas anões: Orcus, Plutão, Haumea, Quaoar e Makemake. Algumas das luas do Sistema Solar, como Tritão de Netuno e Febe de Saturno, podem ter se originado na região.
O cinturão de Kuiper recebeu o nome do astrônomo holandês Gerard Kuiper, embora ele não tenha previsto sua existência. Em 1992, o planeta menor (15760) Albion foi descoberto, o primeiro objeto do cinturão de Kuiper (KBO) desde Plutão (em 1930) e Caronte (em 1978). Desde a sua descoberta, o número de KBOs conhecidos aumentou para milhares, e acredita-se que existam mais de 100 000 KBOs com mais de 100 km de diâmetro. O cinturão de Kuiper foi inicialmente pensado para ser o principal repositório de cometas periódicos, aqueles com órbitas com duração inferior a 200 anos. Estudos desde meados da década de 1990 mostraram que o cinturão é dinamicamente estável e que o verdadeiro local de origem dos cometas é o disco disperso, uma zona dinamicamente ativa criada pelo movimento externo de Netuno há 4,5 bilhões de anos; objetos de disco disperso como como Éris têm órbitas extremamente excêntricas que as levam até 100 UA do Sol.
O cinturão de Kuiper é distinto da hipotética nuvem de Oort, que se acredita ser mil vezes mais distante e principalmente esférica. Os objetos dentro do cinturão de Kuiper, juntamente com os membros do disco disperso e quaisquer objetos potenciais da nuvem de Hills ou da nuvem de Oort, são coletivamente chamados de objetos transnetunianos (TNOs). Plutão é o maior e mais massivo membro do cinturão de Kuiper e o maior e o segundo mais massivo TNO conhecido, superado apenas por Éris no disco disperso. Originalmente considerado um planeta, o status de Plutão como parte do cinturão de Kuiper fez com que fosse reclassificado como um planeta anão em 2006. É composicionalmente semelhante a muitos outros objetos do cinturão de Kuiper, e seu período orbital é característico de uma classe de KBOs, conhecidos como "plutinos", que compartilham a mesma ressonância 2:3 com Netuno.
O cinturão de Kuiper e Netuno podem ser tratados como um marcador da extensão do Sistema Solar, alternativas sendo a heliopausa e a distância na qual a influência gravitacional do Sol é igualada pela de outras estrelas (estimada entre 50 000 UA e 125 000 UA).

## História
Após a descoberta de Plutão em 1930, muitos especularam que talvez não estivesse sozinho. A região agora chamada de cinturão de Kuiper foi hipotetizada de várias formas por décadas. Foi somente em 1992 que a primeira evidência direta de sua existência foi encontrada. O número e variedade de especulações anteriores sobre a natureza do cinturão de Kuiper levaram a uma incerteza contínua sobre quem merece crédito por propô-lo primeiro.(p106)

### Hipóteses
O primeiro astrônomo a sugerir a existência de uma população transnetuniana foi Frederick C. Leonard. Logo após a descoberta de Plutão por Clyde Tombaugh em 1930, Leonard ponderou se "não era provável que em Plutão tenha surgido o primeiro de uma série de corpos ultranetunianos, cujos membros restantes ainda aguardam descoberta, mas que estão destinados eventualmente ser detectado". Nesse mesmo ano, o astrônomo Armin Otto Leuschner sugeriu que Plutão "pode ser um dos muitos objetos planetários de longo período ainda a serem descobertos".
Em 1943, no Journal of the British Astronomical Association, Kenneth Edgeworth levantou a hipótese de que, na região além de Netuno, o material dentro da nebulosa solar primordial era muito espaçado para se condensar em planetas e, portanto, condensado em uma miríade de corpos menores. A partir disso, ele concluiu que "a região externa do Sistema Solar, além das órbitas dos planetas, é ocupada por um número muito grande de corpos comparativamente pequenos"(pxii) e que, de tempos em tempos, um deles "vagueia de sua própria esfera e aparece como um visitante ocasional do Sistema Solar interior",(p2) tornando-se um cometa.
Em 1951, em um artigo em Astrophysics: A Topical Symposium, Gerard Kuiper especulou sobre um disco semelhante ter se formado no início da evolução do Sistema Solar, mas ele não achava que tal cinturão ainda existisse hoje. Kuiper estava operando com base na suposição, comum em sua época, de que Plutão era do tamanho da Terra e, portanto, havia espalhado esses corpos em direção à nuvem de Oort ou para fora do Sistema Solar. Se a hipótese de Kuiper estivesse correta, não haveria um cinturão de Kuiper hoje.
A hipótese assumiu muitas outras formas nas décadas seguintes. Em 1962, o físico Alastair G. W. Cameron postulou a existência de "uma enorme massa de material pequeno na periferia do Sistema Solar".(p14) Em 1964, Fred L. Whipple, que popularizou a famosa hipótese da "bola de neve suja" para a estrutura cometária, pensou que um "cinturão de cometas" poderia ser grande o suficiente para causar as supostas discrepâncias na órbita de Urano que desencadearam a busca pelo Planeta X, ou , no mínimo, massivo o suficiente para afetar as órbitas de cometas conhecidos. A observação descartou esta hipótese.(p14)
Em 1977, Charles T. Kowal descobriu 2060 Chiron, um planetoide gelado com uma órbita entre Saturno e Urano. Ele usou um comparador de piscar, o mesmo dispositivo que permitiu a Clyde Tombaugh descobrir Plutão quase 50 anos antes. Em 1992, outro objeto, 5145 Pholus, foi descoberto em uma órbita similar. Hoje, sabe-se que toda uma população de corpos semelhantes a cometas, chamados de centauros, existe na região entre Júpiter e Netuno. As órbitas dos centauros são instáveis e têm uma vida dinâmica de alguns milhões de anos. Desde a descoberta de 2060 Chiron em 1977, os astrônomos especulam que os centauros, portanto, devem ser frequentemente reabastecidos por algum reservatório externo.(p38)
Mais evidências da existência do cinturão de Kuiper surgiram posteriormente do estudo de cometas. Já se sabe há algum tempo que os cometas têm uma vida útil finita. À medida que se aproximam do Sol, seu calor faz com que suas superfícies voláteis se sublimem no espaço, dispersando-as gradualmente. Para que os cometas continuem visíveis ao longo da idade do Sistema Solar, eles devem ser reabastecidos com frequência. Uma proposta para tal área de reabastecimento é a nuvem de Oort, possivelmente um enxame esférico de cometas que se estende além de 50 000 UA do Sol, inicialmente sugerido pelo astrônomo holandês Jan Oort em 1950. Acredita-se que a nuvem de Oort seja o ponto de origem dos cometas de longo período, que são aqueles, como Hale-Bopp, com órbitas que duram milhares de anos.(p105)
Existe outra população de cometas, conhecida como cometas de curto período ou periódicos, que consiste naqueles cometas que, como o cometa Halley, têm períodos orbitais de menos de 200 anos. Na década de 1970, a taxa em que os cometas de curto período estavam sendo descobertos estava se tornando cada vez mais inconsistente com o fato de terem surgido apenas da nuvem de Oort.(p39) Para um objeto da nuvem de Oort se tornar um cometa de curto período, primeiro ele teria que ser capturado pelos planetas gigantes. Em um artigo publicado no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society em 1980, o astrônomo uruguaio Julio Ángel Fernández afirmou que para cada cometa de curto período a ser enviado ao Sistema Solar interior a partir da nuvem de Oort, 600 teriam que ser ejetados no espaço interestelar. Ele especulou que um cinturão de cometas entre 35 e 50 UA seria necessário para explicar o número observado de cometas. Dando sequência ao trabalho de Fernández, em 1988 a equipe canadense de Martin Duncan, Tom Quinn e Scott Tremaine realizou uma série de simulações de computador para determinar se todos os cometas observados poderiam ter chegado da nuvem de Oort. Eles descobriram que a nuvem de Oort não poderia explicar todos os cometas de curto período, particularmente porque os cometas de curto período estão agrupados perto do plano do Sistema Solar, enquanto os cometas da nuvem de Oort tendem a chegar de qualquer ponto do céu. Com um "cinturão", como o descreveu Fernández, somado às formulações, as simulações correspondiam às observações. Alegadamente porque as palavras "Kuiper" e "cinturão de cometas" apareceram na frase de abertura do artigo de Fernández, Tremaine chamou essa região hipotética de "cinturão de Kuiper".(p191)

### Descoberta
Em 1987, o astrônomo David C. Jewitt, então no MIT, ficou cada vez mais intrigado com "o aparente vazio do Sistema Solar exterior". Ele encorajou a então estudante de pós-graduação Jane Luu a ajudá-lo em seu esforço para localizar outro objeto além da órbita de Plutão, porque, como ele disse a ela, "se não o fizermos, ninguém o fará".(p50) Usando telescópios no Observatório Nacional de Kitt Peak, no Arizona, nos Estados Unidos e no Observatório Interamericano de Cerro Tololo, no Chile, Jewitt e Luu conduziram sua busca da mesma maneira que Clyde Tombaugh e Charles Kowal fizeram, com um comparador de piscar.(p50) Inicialmente, o exame de cada par de placas levava cerca de oito horas,(p51) mas o processo foi acelerado com a chegada de dispositivos eletrônicos de carga acoplada ou CCDs, que, embora seu campo de visão fosse mais estreito, não eram apenas mais eficientes na captação de luz (retêm 90% da luz que os atinge, em vez dos 10% alcançados pelas fotografias), mas permitem que o processo de piscar seja feito virtualmente, na tela do computador. Hoje, os CCDs formam a base para a maioria dos detectores astronômicos.(52, 54, 56) Em 1988, Jewitt mudou-se para o Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, nos Estados Unidos. Luu mais tarde se juntou a ele para trabalhar no telescópio de 2,24 m da Universidade do Havaí em Mauna Kea.(57, 62) Eventualmente, o campo de visão dos CCDs aumentou para 1024 por 1024 pixels, o que permitiu que as buscas fossem realizadas muito mais rapidamente.(p65) Finalmente, após cinco anos de busca, Jewitt e Luu anunciaram em 30 de agosto de 1992 a "Descoberta do objeto candidato ao cinturão de Kuiper 1992 QB1". Este objeto mais tarde seria nomeado 15760 Albion. Seis meses depois, eles descobriram um segundo objeto na região, (181708) 1993 FW. Em 2018, mais de 2 000 objetos do cinturão de Kuiper foram descobertos.
Mais de mil corpos foram encontrados em um cinturão nos vinte anos (1992-2012), depois de encontrar 1992 QB1 (nomeado em 2018, 15760 Albion), mostrando um vasto cinturão de corpos além de Plutão e Albion. Na década de 2010, a extensão total e a natureza dos corpos do cinturão de Kuiper são amplamente desconhecidas. Finalmente, no final da década de 2010, dois KBOs voaram de perto por uma solda espacial não tripulada, fornecendo observações muito mais próximas do sistema plutoniano e de outro KBO.
Estudos realizados desde que a região transnetuniana foi mapeada pela primeira vez mostraram que a região agora chamada de cinturão de Kuiper não é o ponto de origem dos cometas de curto período, mas que eles derivam de uma população ligada chamada disco disperso. O disco disperso foi criado quando Netuno migrou para o proto-cinturão de Kuiper, que na época estava muito mais próximo do Sol, e deixou em seu rastro uma população de objetos dinamicamente estáveis que nunca poderiam ser afetados por sua órbita (o cinturão de Kuiper propriamente dito) e uma população cujos periélios estão próximos o suficiente para que Netuno ainda possa perturbá-los enquanto viaja ao redor do Sol (o disco disperso). Como o disco disperso é dinamicamente ativo e o cinturão de Kuiper é relativamente estável dinamicamente, o disco disperso é agora visto como o ponto de origem mais provável para cometas periódicos.

### Nome
Os astrônomos às vezes usam o nome alternativo Cinturão de Edgeworth-Kuiper para creditar Kenneth Edgeworth, e KBOs são ocasionalmente referidos como EKOs. Brian G. Marsden afirma que nenhum dos dois merece crédito verdadeiro: "Nem Edgeworth nem Kuiper escreveram sobre nada remotamente parecido com o que estamos vendo agora, mas Fred L. Whipple escreveu".(p199) Comentários de David C. Jewitt: "Se alguma coisa ... Julio Ángel Fernández quase merece o crédito por prever o Cinturão de Kuiper."
Os KBOs às vezes são chamados de "kuiperoides", um nome sugerido por Clyde Tombaugh. O termo "objeto transnetuniano" (TNO) é recomendado para objetos no cinturão por vários grupos científicos porque o termo é menos controverso do que todos os outros, não é um sinônimo exato, pois os TNOs incluem todos os objetos que orbitam o Sol além do órbita de Netuno, não apenas aqueles no cinturão de Kuiper.

## Estrutura
Em sua extensão máxima (mas excluindo o disco disperso), incluindo suas regiões periféricas, o cinturão de Kuiper se estende de aproximadamente 30 a 55 UA. O corpo principal do cinturão é geralmente aceito para se estender da ressonância de movimento médio 2:3 (veja abaixo) em 39,5 UA até a ressonância 1:2 em aproximadamente 48 UA. O cinturão de Kuiper é bastante espesso, com a concentração principal estendendo-se até dez graus fora do plano da eclíptica e uma distribuição mais difusa de objetos estendendo-se várias vezes mais longe. No geral, ele se assemelha mais a um toro ou rosquinha do que a um cinturão. Sua posição média é inclinada em relação à eclíptica em 1,86 graus.
A presença de Netuno tem um efeito profundo na estrutura do cinturão de Kuiper devido às ressonâncias orbitais. Em uma escala de tempo comparável à idade do Sistema Solar, a gravidade de Netuno desestabiliza as órbitas de quaisquer objetos que estejam em certas regiões e os envia para o Sistema Solar interno ou para o disco disperso ou espaço interestelar. Isso faz com que o cinturão de Kuiper tenha lacunas pronunciadas em seu layout atual, semelhantes às lacunas de Kirkwood no cinturão de asteroides. Na região entre 40 e 42 UA, por exemplo, nenhum objeto pode manter uma órbita estável durante tais tempos, e qualquer objeto observado nessa região deve ter migrado para lá há relativamente pouco tempo.

### Cinturão clássico
Entre as ressonâncias 2:3 e 1:2 com Netuno, em aproximadamente 42 a 48 UA, as interações gravitacionais com Netuno ocorrem em uma escala de tempo estendida, e os objetos podem existir com suas órbitas essencialmente inalteradas. Essa região é conhecida como cinturão de Kuiper clássico, e seus membros compreendem aproximadamente dois terços dos KBOs observados até o momento. Como o primeiro KBO moderno descoberto (Albion, mas há muito chamado (15760) 1992 QB1) é considerado o protótipo desse grupo, os KBOs clássicos são frequentemente chamados de cubewanos ("Q-B-1-os"). As diretrizes estabelecidas pela União Astronômica Internacional exigem que os KBOs clássicos recebam nomes de seres mitológicos associados à criação.
O cinturão de Kuiper clássico parece ser um composto de duas populações separadas. A primeira, conhecida como população "dinamicamente fria", tem órbitas muito parecidas com os planetas; quase circulares, com uma excentricidade orbital inferior a 0,1 e com inclinações relativamente baixas de até cerca de 10° (elas ficam próximas ao plano do Sistema Solar e não em um ângulo). A população fria também contém uma concentração de objetos, referidos como kernel, com semieixo maiores em 44 a 44,5 UA. A segunda, a população "dinamicamente quente", tem órbitas muito mais inclinadas em relação à eclíptica, em até 30°. As duas populações receberam esse nome não por causa de qualquer grande diferença de temperatura, mas por analogia com as partículas de um gás, que aumentam sua velocidade relativa à medida que são aquecidas. Não são apenas as duas populações em órbitas diferentes, a população fria também difere em cor e albedo, sendo mais vermelha e mais brilhante, tem uma fração maior de objetos binários, tem uma distribuição de tamanho diferente, e carece de objetos muito grandes. A massa da população dinamicamente fria é aproximadamente 30 vezes menor que a massa da quente. A diferença de cores pode ser um reflexo de diferentes composições, o que sugere que elas se formaram em diferentes regiões. Supõe-se que a população quente tenha se formado perto da órbita original de Netuno e tenha se espalhado durante a migração dos planetas gigantes. A população fria, por outro lado, foi proposta como tendo se formado mais ou menos em sua posição atual porque é improvável que os binários soltos sobrevivam aos encontros com Netuno. Embora o modelo de Nice pareça ser capaz de explicar pelo menos parcialmente uma diferença de composição, também foi sugerido que a diferença de cor pode refletir diferenças na evolução da superfície.

### Ressonâncias
Quando o período orbital de um objeto é uma proporção exata de Netuno (uma situação chamada ressonância de movimento médio), ele pode ficar travado em um movimento sincronizado com Netuno e evitar ser perturbado se seus alinhamentos relativos forem apropriados. Se, por exemplo, um objeto orbita o Sol duas vezes para cada três órbitas de Netuno, e se atinge o periélio com Netuno a um quarto de órbita dele, sempre que retornar ao periélio, Netuno estará sempre na mesma posição relativa como começou, porque terá completado 1+1⁄2 órbitas ao mesmo tempo. Isso é conhecido como ressonância 2:3 (ou 3:2) e corresponde a um semieixo maior característico de cerca de 39,4 UA. Esta ressonância 2:3 é preenchida por cerca de 200 objetos conhecidos, incluindo Plutão e suas luas. Em reconhecimento a isso, os membros dessa família são conhecidos como plutinos. Muitos plutinos, incluindo Plutão, têm órbitas que cruzam a de Netuno, embora sua ressonância signifique que eles nunca podem colidir. Os plutinos têm altas excentricidades orbitais, sugerindo que eles não são nativos de suas posições atuais, mas foram jogados ao acaso em suas órbitas pela migração de Netuno. As diretrizes da União Astronômica Internacional determinam que todos os plutinos devem, como Plutão, receber nomes de divindades do submundo. A ressonância 1:2 (cujos objetos completam meia órbita para cada um de Netuno) corresponde a semieixo maiores de ~47.7 UA e é pouco povoada. Seus residentes às vezes são chamados de twotinos. Outras ressonâncias também existem em 3:4, 3:5, 4:7 e 2:5.(p104) Netuno tem vários objetos troianos, que ocupam seus pontos lagrangeanos, regiões gravitacionalmente estáveis que o conduzem e seguem em sua órbita. Os troianos de Netuno estão em ressonância de movimento médio de 1:1 com Netuno e geralmente têm órbitas muito estáveis.
Além disso, há uma relativa ausência de objetos com semieixo maiores abaixo de 39 UA que aparentemente não pode ser explicada pelas ressonâncias presentes. A hipótese atualmente aceita para a causa disso é que, à medida que Netuno migrou para fora, ressonâncias orbitais instáveis moveram-se gradualmente por essa região e, portanto, quaisquer objetos dentro dela foram varridos ou ejetados gravitacionalmente dela.(p107)

### Penhasco de Kuiper
A ressonância 1:2 em 47.8 UA parece ser uma borda além da qual poucos objetos são conhecidos. Não está claro se é realmente a borda externa do cinturão clássico ou apenas o começo de uma ampla lacuna. Objetos foram detectados na ressonância 2:5 em aproximadamente 55 UA, bem fora do cinturão clássico; as previsões de um grande número de corpos em órbitas clássicas entre essas ressonâncias não foram verificadas por observação.
Com base em estimativas da massa primordial necessária para formar Urano e Netuno, bem como corpos tão grandes quanto Plutão (ver § Distribuição de massa e tamanho), modelos anteriores do cinturão de Kuiper sugeriram que o número de objetos grandes aumentaria em um fator de dois além de 50 UA, então essa queda drástica repentina, conhecida como penhasco de Kuiper, foi inesperada e até o momento sua causa é desconhecida. Bernstein, Trilling, et al. (2003) encontraram evidências de que o rápido declínio em objetos de 100 km ou mais de raio além de 50 UA é real, e não devido ao viés observacional. As possíveis explicações incluem que o material a essa distância era muito escasso ou muito disperso para se acumular em objetos grandes, ou que processos subsequentes removeram ou destruíram aqueles que o fizeram. Patryk Lykawka, da Universidade de Kobe, afirmou que a atração gravitacional de um grande objeto planetário invisível, talvez do tamanho da Terra ou de Marte, pode ser a responsável.

## Origem
As origens precisas do cinturão de Kuiper e sua estrutura complexa ainda não são claras, e os astrônomos aguardam a conclusão de vários telescópios de pesquisa de campo amplo, como o Pan-STARRS e o futuro LSST, que devem revelar muitos KBOs atualmente desconhecidos. Essas pesquisas fornecerão dados que ajudarão a determinar as respostas a essas perguntas. O Pan-STARRS 1 concluiu sua missão científica primária em 2014, e os dados completos das pesquisas Pan-STARRS 1 foram publicados em 2019, ajudando a revelar muitos outros KBOs.
Acredita-se que o cinturão de Kuiper consista de planetesimais, fragmentos do disco protoplanetário original ao redor do Sol que não conseguiram se fundir totalmente em planetas e, em vez disso, se formaram em corpos menores, o maior com menos de 3 000 quilômetros de diâmetro. Estudos das contagens de crateras em Plutão e Caronte revelaram uma escassez de pequenas crateras sugerindo que tais objetos se formaram diretamente como objetos consideráveis na faixa de dezenas de quilômetros de diâmetro, em vez de serem acrescidos de corpos muito menores, com escala de aproximadamente quilômetros. Mecanismos hipotéticos para a formação desses corpos maiores incluem o colapso gravitacional de nuvens de seixos concentrados entre redemoinhos em um disco protoplanetário turbulento ou em instabilidades de fluxo. Essas nuvens em colapso podem se fragmentar, formando binários.
Simulações de computador modernos mostram que o cinturão de Kuiper foi fortemente influenciado por Júpiter e Netuno, e também sugerem que nem Urano nem Netuno poderiam ter se formado em suas posições atuais, porque existia muito pouca matéria primordial naquela faixa para produzir objetos de massa tão alta. Em vez disso, estima-se que esses planetas tenham se formado mais perto de Júpiter. A dispersão de planetesimais no início da história do Sistema Solar teria levado à migração das órbitas dos planetas gigantes: Saturno, Urano e Netuno desviaram-se para fora, enquanto Júpiter desviou-se para dentro. Eventualmente, as órbitas mudaram para o ponto onde Júpiter e Saturno atingiram uma ressonância exata de 1:2; Júpiter orbitou o Sol duas vezes para cada órbita de Saturno. As repercussões gravitacionais de tal ressonância acabaram desestabilizando as órbitas de Urano e Netuno, fazendo com que fossem espalhadas para fora em órbitas de alta excentricidade que cruzavam o disco planetesimal primordial.
Enquanto a órbita de Netuno era altamente excêntrica, suas ressonâncias de movimento médio se sobrepunham e as órbitas dos planetesimais evoluíram caoticamente, permitindo que os planetesimais se afastassem até a ressonância 1:2 de Netuno para formar um cinturão dinamicamente frio de objetos de baixa inclinação. Mais tarde, depois que sua excentricidade diminuiu, a órbita de Netuno se expandiu em direção à sua posição atual. Muitos planetesimais foram capturados e permanecem em ressonâncias durante esta migração, outros evoluíram para órbitas de maior inclinação e menor excentricidade e escaparam das ressonâncias para órbitas estáveis. Muito mais planetesimais foram espalhados para dentro, com pequenas frações sendo capturadas como troianos de Júpiter, como satélites irregulares orbitando os planetas gigantes e como asteroides do cinturão externo. O restante foi espalhado novamente por Júpiter e, na maioria dos casos, ejetado do Sistema Solar, reduzindo a população primordial do cinturão de Kuiper em 99% ou mais.
A versão original do modelo atualmente mais popular, o "modelo de Nice", reproduz muitas características do cinturão de Kuiper, como as populações "fria" e "quente", objetos ressonantes e um disco disperso, mas ainda não leva em conta algumas das características de suas distribuições. O modelo prevê uma excentricidade média mais alta em órbitas KBO clássicas do que a observada (0,10 a 0,13 versus 0,07) e sua distribuição de inclinação prevista contém muito poucos objetos de alta inclinação. Além disso, a frequência de objetos binários no cinturão frio, muitos dos quais distantes e pouco ligados, também representa um problema para o modelo. Prevê-se que estes tenham sido separados durante encontros com Netuno, levando alguns a propor que o disco frio se formou em sua localização atual, representando a única população verdadeiramente local de corpos menores do Sistema Solar.
Uma modificação recente do modelo de Nice faz com que o Sistema Solar comece com cinco planetas gigantes, incluindo um gigante gelado adicional, em uma cadeia de ressonâncias de movimento médio. Cerca de 400 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, a cadeia de ressonância é quebrada. Em vez de serem espalhados no disco, os gigantes gelados primeiro migram para fora em várias UA. Essa migração divergente acaba levando a um cruzamento de ressonância, desestabilizando as órbitas dos planetas. O gigante gelado extra encontra Saturno e é espalhado para dentro em uma órbita de cruzamento de Júpiter e após uma série de encontros é ejetado do Sistema Solar. Os planetas restantes continuam sua migração até que o disco planetesimal esteja quase esgotado, com pequenas frações restantes em vários locais.
Como no modelo original de Nice, os objetos são capturados em ressonância com Netuno durante sua migração externa. Alguns permanecem nas ressonâncias, outros evoluem para órbitas de maior inclinação e menor excentricidade e são lançados em órbitas estáveis formando o cinturão clássico dinamicamente quente. A distribuição da inclinação do cinturão quente pode ser reproduzida se Netuno migrar de 24 UA para 30 UA em uma escala de tempo de 30 milhões de anos. Quando Netuno migra para 28 UA, ele tem um encontro gravitacional com o gigante gelado extra. Objetos capturados do cinturão frio na ressonância de movimento médio 1:2 com Netuno são deixados para trás como uma concentração local em 44 UA quando este encontro faz com que o semieixo maior de Netuno salte para fora. Os objetos depositados no cinturão frio incluem alguns binários 'azuis' frouxamente ligados, originários de uma localização mais próxima do que a atual do cinturão frio. Se a excentricidade de Netuno permanecer pequena durante esse encontro, a evolução caótica das órbitas do modelo original de Nice é evitada e um cinturão frio primordial é preservado. Nas fases posteriores da migração de Netuno, uma varredura lenta de ressonâncias de movimento médio remove os objetos de maior excentricidade do cinturão frio, truncando sua distribuição de excentricidade.

## Composição
Estando distante do Sol e dos planetas principais, acredita-se que os objetos do cinturão de Kuiper não sejam afetados pelos processos que moldaram e alteraram outros objetos do Sistema Solar; assim, determinar sua composição forneceria informações substanciais sobre a constituição do Sistema Solar mais antigo. Devido ao seu pequeno tamanho e distância extrema da Terra, a composição química dos KBOs é muito difícil de determinar. O principal método pelo qual os astrônomos determinam a composição de um objeto celeste é a espectroscopia. Quando a luz de um objeto é dividida em suas cores componentes, uma imagem semelhante a um arco-íris é formada. Esta imagem é chamada de espectro. Diferentes substâncias absorvem luz em diferentes comprimentos de onda e, quando o espectro de um objeto específico é desvendado, linhas escuras (chamadas de linhas de absorção) aparecem onde as substâncias dentro dele absorveram aquele comprimento de onda específico da luz. Cada elemento ou composto tem sua própria assinatura espectroscópica única e, ao ler a "impressão digital" espectral completa de um objeto, os astrônomos podem determinar sua composição.
A análise indica que os objetos do cinturão de Kuiper são compostos de uma mistura de rocha e uma variedade de gelos, como água, metano e amônia. A temperatura do cinturão é de apenas cerca de 50 K, de modo que muitos compostos que seriam gasosos mais próximos do Sol permanecem sólidos. As densidades e frações rocha-gelo são conhecidas apenas para um pequeno número de objetos para os quais os diâmetros e as massas foram determinados. O diâmetro pode ser determinado por imagens com um telescópio de alta resolução, como o Telescópio Espacial Hubble, pelo tempo de uma ocultação quando um objeto passa na frente de uma estrela ou, mais comumente, usando o albedo de um objeto calculado a partir de sua emissões infravermelhas. As massas são determinadas usando os semieixo maiores e períodos de satélites, que são conhecidos apenas para alguns objetos binários. As densidades variam de menos de 0,4 a 2,6 g/cm3. Acredita-se que os objetos menos densos sejam em grande parte compostos de gelo e tenham uma porosidade significativa. Os objetos mais densos provavelmente são compostos de rocha com uma fina crosta de gelo. Há uma tendência de baixas densidades para objetos pequenos e altas densidades para objetos maiores. Uma explicação possível para essa tendência é que o gelo foi perdido das camadas superficiais quando objetos diferenciados colidiram para formar os objetos maiores.
Inicialmente, a análise detalhada dos KBOs era impossível e, portanto, os astrônomos só conseguiram determinar os fatos mais básicos sobre sua composição, principalmente sua cor. Esses primeiros dados mostraram uma ampla gama de cores entre os KBOs, variando do cinza neutro ao vermelho escuro. Isso sugeriu que suas superfícies eram compostas por uma ampla gama de compostos, de gelos sujos a hidrocarbonetos. Essa diversidade foi surpreendente, pois os astrônomos esperavam que os KBOs fossem uniformemente escuros, tendo perdido a maior parte dos gelos voláteis de suas superfícies pelos efeitos dos raios cósmicos.(p118) Várias soluções foram sugeridas para esta discrepância, incluindo recapeamento por impactos ou desgaseificação. A análise espectral de David C. Jewitt e Jane Luu dos objetos conhecidos do cinturão de Kuiper em 2001 descobriu que a variação na cor era muito extrema para ser facilmente explicada por impactos aleatórios. Acredita-se que a radiação do Sol alterou quimicamente o metano na superfície dos KBOs, produzindo produtos como tolinas. Makemake demonstrou possuir vários hidrocarbonetos derivados do processamento de radiação do metano, incluindo etano, etileno e acetileno.
Embora até o momento a maioria dos KBOs ainda pareçam sem características espectrais devido à sua fraqueza, houve vários sucessos na determinação de sua composição. Em 1996, Robert H. Brown et al. adquiriu dados espectroscópicos no KBO 1993 SC, que revelaram que a composição de sua superfície é marcadamente semelhante à de Plutão, bem como à lua de Netuno, Tritão, com grandes quantidades de gelo de metano. Para os objetos menores, apenas as cores e, em alguns casos, os albedos foram determinados. Esses objetos se enquadram em duas classes: cinza com albedos baixos ou muito vermelhos com albedos altos. Supõe-se que a diferença de cores e albedos se deva à retenção ou perda de sulfeto de hidrogênio (H2S) na superfície desses objetos, com as superfícies daqueles que se formaram longe o suficiente do Sol para reter o H2S sendo avermelhadas devido à irradiação.
Os maiores KBOs, como Plutão e Quaoar, possuem superfícies ricas em compostos voláteis como metano, nitrogênio e monóxido de carbono; a presença dessas moléculas provavelmente se deve à sua pressão de vapor moderada na faixa de temperatura de 30 a 50 K do cinturão de Kuiper. Isso permite que eles ocasionalmente fervam suas superfícies e depois caiam novamente como neve, enquanto os compostos com pontos de ebulição mais altos permaneceriam sólidos. A abundância relativa desses três compostos nos maiores KBOs está diretamente relacionada à gravidade de superfície e à temperatura ambiente, que determina quais eles podem reter. O gelo de água foi detectado em vários KBOs, incluindo membros da família Haumea, como 1996 TO66, objetos de tamanho médio, como 38628 Huya e 20000 Varuna, e também em alguns objetos menores. A presença de gelo cristalino em objetos grandes e médios, incluindo 50000 Quaoar, onde também foi detectado hidrato de amônia, pode indicar atividade tectônica passada auxiliada pela redução do ponto de fusão devido à presença de amônia.

## Distribuição de massa e tamanho
Apesar de sua vasta extensão, a massa coletiva do cinturão de Kuiper é relativamente baixa. A massa total da população dinamicamente quente é estimada em 1% da massa da Terra. Estima-se que a população dinamicamente fria seja muito menor, com apenas 0,03% da massa da Terra. Enquanto a população dinamicamente quente é considerada o remanescente de uma população muito maior que se formou mais perto do Sol e se espalhou durante a migração dos planetas gigantes, em contraste, acredita-se que a população dinamicamente fria tenha se formado em sua localização atual. A estimativa mais recente (2018) coloca a massa total do cinturão de Kuiper em  (1,97±0,30)×10−2a massa da Terra com base na influência que exerce sobre o movimento dos planetas.
A pequena massa total da população dinamicamente fria apresenta alguns problemas para os modelos de formação do Sistema Solar porque uma massa considerável é necessária para o acréscimo de KBOs maiores que 100 km de diâmetro. Se o cinturão de Kuiper clássico e frio sempre tivesse sua baixa densidade atual, esses grandes objetos simplesmente não poderiam ter se formado pela colisão e fusão de planetesimais menores. Além disso, a excentricidade e a inclinação das órbitas atuais tornam os encontros bastante "violentos", resultando em destruição em vez de acréscimo. A remoção de uma grande fração da massa da população dinamicamente fria é considerada improvável. A influência atual de Netuno é muito fraca para explicar uma "aspiração" tão massiva, e a extensão da perda de massa por moagem colisional é limitada pela presença de binários frouxamente ligados no disco frio, que provavelmente serão interrompidos em colisões. Em vez de se formar a partir de colisões de planetesimais menores, o objeto maior pode ter se formado diretamente do colapso de nuvens de seixos.
As distribuições de tamanho dos objetos do cinturão de Kuiper seguem uma série de leis de potência. Uma lei de potência descreve a relação entre N(D) (o número de objetos de diâmetro maior que D) e D, e é chamada de inclinação de brilho.
O número de objetos é inversamente proporcional a alguma potência do diâmetro D:
{\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\propto D^{-q}}, que produz (assumindo que q não é 1): {\displaystyle N\propto D^{1-q}+{\text{uma constante}}}.
(A constante pode ser diferente de zero apenas se a lei de potência não se aplicar a valores altos de D.)
As primeiras estimativas baseadas em medições da distribuição de magnitude aparente encontraram um valor de q = 4 ± 0,5, o que implicava que existem 8 (=23) vezes mais objetos na faixa de 100 a 200 km do que na faixa de 200 a 400 km de alcance.
Pesquisas recentes revelaram que as distribuições de tamanho dos objetos clássicos quentes e frios têm diferentes inclinações. A inclinação para os objetos quentes é q = 5,3 em grandes diâmetros e q = 2,0 em pequenos diâmetros com a mudança na inclinação em 110 km. A inclinação para os objetos frios é q = 8,2 em grandes diâmetros e q = 2,9 em pequenos diâmetros com uma mudança na inclinação em 140 km. As distribuições de tamanho dos objetos de dispersão, os plutinos e os troianos de Netuno têm inclinações semelhantes às outras populações dinamicamente quentes, mas podem ter um divot, uma diminuição acentuada no número de objetos abaixo de um tamanho específico. Supõe-se que esse divot seja devido à evolução colisional da população ou à formação da população sem objetos abaixo desse tamanho, com os objetos menores sendo fragmentos dos objetos originais.
Os menores objetos conhecidos do cinturão de Kuiper com raios abaixo de 1 km só foram detectados por ocultações estelares, pois são muito fracos (magnitude 35) para serem vistos diretamente por telescópios como o Telescópio Espacial Hubble. Os primeiros relatos dessas ocultações foram de Schlichting et al. em dezembro de 2009, que anunciou a descoberta de um pequeno objeto do cinturão de Kuiper com raio sub-quilômetro na fotometria arquivística do Hubble de março de 2007. Com um raio estimado de 520±60 m ou um diâmetro de 1040±120 m, o objeto foi detectado pelo sistema de rastreamento de estrelas do Hubble quando ocultou brevemente uma estrela por 0,3 segundo. Em um estudo subsequente publicado em dezembro de 2012, Schlichting et al. realizou uma análise mais completa da fotometria arquivística do Hubble e relatou outro evento de ocultação por um objeto do cinturão de Kuiper de tamanho sub-quilômetro, estimado em 530±70 m de raio ou 1060±140 m de diâmetro. A partir dos eventos de ocultação detectados em 2009 e 2012, Schlichting et al. determinou a inclinação da distribuição do tamanho do objeto do cinturão de Kuiper como q = 3,6 ± 0,2 ou q = 3,8 ± 0,2, com as suposições de uma única lei de potência e uma distribuição de latitude eclíptica uniforme. Seu resultado implica um forte déficit de objetos do cinturão de Kuiper de tamanho sub-quilômetro em comparação com extrapolações da população de objetos maiores do cinturão de Kuiper com diâmetros acima de 90 km.

## Objetos espalhados
O disco disperso é uma região escassamente povoada, sobrepondo-se ao cinturão de Kuiper, mas estendendo-se além de 100 UA. Objetos de disco dispersos (SDOs) têm órbitas muito elípticas, muitas vezes também muito inclinadas para a eclíptica. A maioria dos modelos de formação do Sistema Solar mostra KBOs e SDOs se formando primeiro em um cinturão primordial, com interações gravitacionais posteriores, particularmente com Netuno, enviando os objetos para fora, alguns em órbitas estáveis (os KBOs) e alguns em órbitas instáveis, o disco disperso. Devido à sua natureza instável, suspeita-se que o disco disperso seja o ponto de origem de muitos dos cometas de curto período do Sistema Solar. Suas órbitas dinâmicas ocasionalmente os forçam a entrar no Sistema Solar interno, primeiro tornando-se centauros e depois cometas de curto período.
De acordo com o Minor Planet Center, que cataloga oficialmente todos os objetos transnetunianos, um KBO é qualquer objeto que orbita exclusivamente dentro da região definida do cinturão de Kuiper, independentemente de origem ou composição. Objetos encontrados fora do cinturão são classificados como objetos dispersos. Em alguns círculos científicos, o termo "objeto do cinturão de Kuiper" tornou-se sinônimo de qualquer planeta gelado menor nativo do Sistema Solar externo que se supõe ter feito parte dessa classe inicial, mesmo que sua órbita durante a maior parte da história do Sistema Solar tenha estado além do cinturão de Kuiper (por exemplo, na região do disco disperso). Eles frequentemente descrevem objetos de disco dispersos como "objetos dispersos do cinturão de Kuiper". Éris, que é conhecido por ser mais massivo que Plutão, é frequentemente referido como um KBO, mas é tecnicamente um SDO. Um consenso entre os astrônomos quanto à definição precisa do cinturão de Kuiper ainda não foi alcançado, e esta questão permanece sem solução.
Os centauros, que normalmente não são considerados parte do cinturão de Kuiper, também são considerados objetos dispersos, com a única diferença de que foram espalhados para dentro, e não para fora. O Minor Planet Center agrupa os centauros e os SDOs juntos como objetos dispersos.

### Tritão
Durante seu período de migração, acredita-se que Netuno tenha capturado um grande KBO, Tritão, que é a única grande lua no Sistema Solar com uma órbita retrógrada (orbita oposta à rotação de Netuno). Isso sugere que, ao contrário das grandes luas de Júpiter, Saturno e Urano, que se acredita terem se aglutinado a partir de discos giratórios de material em torno de seus jovens planetas hospedeiros, Tritão era um corpo totalmente formado que foi capturado do espaço circundante. A captura gravitacional de um objeto não é fácil: requer algum mecanismo para desacelerar o objeto o suficiente para ser capturado pela gravidade do objeto maior. Uma possível explicação é que Tritão fazia parte de um binário quando encontrou Netuno. (Muitos KBOs são membros de binários. Veja abaixo.) A ejeção do outro membro do binário por Netuno poderia então explicar a captura de Tritão. Tritão é apenas 14% maior que Plutão, e a análise espectral de ambos os mundos mostra que suas superfícies são amplamente compostas de materiais semelhantes, como metano e monóxido de carbono. Tudo isso aponta para a conclusão de que Tritão já foi um KBO que foi capturado por Netuno durante sua migração externa.

## Maiores KBOs
Desde 2000, vários KBOs com diâmetros entre 500 e 1.500 km, mais da metade do diâmetro de Plutão, foram descobertos. 50000 Quaoar, um KBO clássico descoberto em 2002, tem mais de 1 200 km de diâmetro. Makemake e Haumea, ambos anunciados em 29 de julho de 2005, são ainda maiores. Outros objetos, como 28978 Ixion (descoberto em 2001) e 20000 Varuna (descoberto em 2000), medem aproximadamente 600 a 700 km de diâmetro.

### Plutão
A descoberta desses grandes KBOs em órbitas semelhantes à de Plutão levou muitos a concluir que, além de seu tamanho relativo, Plutão não era particularmente diferente de outros membros do cinturão de Kuiper. Esses objetos não são apenas semelhantes a Plutão em tamanho, mas muitos também têm satélites e são de composição semelhante (metano e monóxido de carbono foram encontrados em Plutão e nos maiores KBOs). Assim, assim como Ceres era considerado um planeta antes da descoberta de seus companheiros asteroides, alguns começaram a sugerir que Plutão também poderia ser reclassificado.
A questão foi trazida à tona pela descoberta de Éris, um objeto no disco disperso muito além do cinturão de Kuiper, que agora é conhecido por ser 27% mais massivo que Plutão. (Éris foi originalmente pensado para ser maior do que Plutão em volume, mas a missão New Horizons descobriu que não era esse o caso). Em resposta, a União Astronômica Internacional (IAU) foi forçada a definir o que é um planeta pela primeira vez e, ao fazê-lo, incluiu em sua definição que um planeta deve ter "limpado a vizinhança em torno de sua órbita". Como Plutão compartilha sua órbita com muitos outros objetos consideráveis, considerou-se que não havia limpado sua órbita e, portanto, foi reclassificado de planeta para planeta anão, tornando-o membro do cinturão de Kuiper.
Embora Plutão seja atualmente o maior KBO conhecido, há pelo menos um objeto maior conhecido atualmente fora do cinturão de Kuiper que provavelmente se originou nele: a lua de Netuno, Tritão (que, como explicado acima, é provavelmente um KBO capturado).
Não está claro quantos KBOs são grandes o suficiente para serem planetas anões. A consideração das densidades surpreendentemente baixas de muitos candidatos a planetas anões sugere que poucos o são. Orcus, Plutão, Haumea, Quaoar e Makemake são aceitos pela maioria dos astrônomos; alguns propuseram outros órgãos, como Salacia, Máni, Aya e Ixion.

### Satélites
Os seis maiores TNOs (Éris, Plutão, Gonggong, Makemake, Haumea e Quaoar) são todos conhecidos por terem satélites, e dois deles têm mais de um. Uma porcentagem maior dos KBOs maiores têm satélites do que os objetos menores no cinturão de Kuiper, sugerindo que um mecanismo de formação diferente foi responsável. Há também um grande número de binários (dois objetos próximos o suficiente em massa para orbitar "um ao outro") no cinturão de Kuiper. O exemplo mais notável é o binário Plutão-Caronte, mas estima-se que cerca de 11% dos KBOs existam em binários.

## Exploração
Em 19 de janeiro de 2006, foi lançada a primeira sonda espacial a explorar o cinturão de Kuiper, a New Horizons, que sobrevoou Plutão em 14 de julho de 2015. Além do sobrevoo de Plutão, o objetivo da missão era localizar e investigar outros objetos mais distantes no cinturão de Kuiper.
Em 15 de outubro de 2014, foi revelado que o Telescópio Espacial Hubble havia descoberto três alvos potenciais, provisoriamente designados PT1 ("alvo potencial 1"), PT2 e PT3 pela equipe da New Horizons. Os diâmetros dos objetos foram estimados na faixa de 30 a 55 km; muito pequeno para ser visto por telescópios terrestres, em distância do Sol de 43 a 44 UA, o que colocaria os encontros no período de 2018 a 2019. As probabilidades iniciais estimadas de que esses objetos eram alcançáveis dentro do orçamento de combustível da New Horizons eram de 100%, 7% e 97%, respectivamente. Todos eram membros do cinturão de Kuiper clássico "frio" (baixa inclinação, baixa excentricidade) e, portanto, muito diferentes de Plutão. PT1 (dada a designação temporária "1110113Y" no site do HST), o objeto com localização mais favorável, tinha magnitude 26.8, 30 a 45 km de diâmetro e foi encontrado em janeiro de 2019. Uma vez que informações orbitais suficientes foram fornecidas, o Minor Planet Center deu designações oficiais para os três alvos KBOs: 2014 MU69 (PT1), 2014 OS393 (PT2) e 2014 PN70 (PT3). No outono de 2014, um possível quarto alvo, 2014 MT69, havia sido eliminado por observações de acompanhamento. O PT2 estava fora da corrida antes do sobrevoo de Plutão.
Em 26 de agosto de 2015, o primeiro alvo, 2014 MU69 (apelidado de "Ultima Thule" e posteriormente nomeado 486958 Arrokoth), foi escolhido. O ajuste de curso ocorreu no final de outubro e início de novembro de 2015, levando a um sobrevoo em janeiro de 2019. Em 1 de julho de 2016, a NASA aprovou financiamento adicional para a New Horizons visitar o objeto.
Em 2 de dezembro de 2015, a New Horizons detectou o que era então chamado de 1994 JR1 (mais tarde chamado de 15810 Arawn) a 270 milhões de km de distância.
Em 1 de janeiro de 2019, a New Horizons voou com sucesso por Arrokoth, retornando dados mostrando que Arrokoth era um binário de contato de 32 km de comprimento por 16 km de largura. O instrumento Ralph a bordo da New Horizons confirmou a cor vermelha de Arrokoth. Os dados de sobrevoo continuarão a ser baixados nos próximos 20 meses.
Nenhuma missão de acompanhamento para a New Horizons está planejada, embora pelo menos dois conceitos para missões que retornariam à órbita ou pousariam em Plutão tenham sido estudados. Além de Plutão, existem muitos grandes KBOs que não podem ser visitados com a New Horizons, como os planetas anões Makemake e Haumea. Novas missões seriam encarregadas de explorar e estudar esses objetos em detalhes. A Thales Alenia Space estudou a logística de uma missão orbital para Haumea, um alvo científico de alta prioridade devido ao seu status de corpo pai de uma família colisional que inclui vários outros TNOs, bem como o anel de Haumea e duas luas. O principal autor, Joel Poncy, defendeu uma nova tecnologia que permitiria que as sondas espaciais alcançassem e orbitassem dos KBOs em 10 a 20 anos ou menos. O investigador principal da New Horizons, Alan Stern, sugeriu informalmente missões que passariam pelos planetas Urano ou Netuno antes de visitar novos alvos KBO, avançando assim na exploração do cinturão de Kuiper enquanto também visitava esses planetas gigantes de gelo pela primeira vez desde os sobrevoos da Voyager 2 na década de 1980.

### Estudos de projeto e missões conceituais
50000 Quaoar foi considerado um alvo de sobrevoo para uma sonda encarregada de explorar o meio interestelar, já que atualmente está perto do nariz heliosférico; Pontus Brandt, Applied Physics Laboratory da Universidade Johns Hopkins, e seus colegas estudaram uma sonda que passaria por Quaoar na década de 2030 antes de continuar para o meio interestelar através do nariz heliosférico. Entre seus interesses em Quaoar estão o provável desaparecimento da atmosfera de metano e o criovulcanismo. A missão estudada por Brandt e seus colegas seria lançada usando SLS e atingiria 30 km/s usando um sobrevoo de Júpiter. Alternativamente, para uma missão orbital, um estudo publicado em 2012 concluiu que Ixion e Huya estão entre os alvos mais viáveis. Por exemplo, os autores calcularam que uma missão orbital poderia chegar a Ixion após 17 anos de viagem, se lançada em 2039.
No final da década de 2010, um estudo de projeto de Glen Costigan e colegas discutiu a captura orbital e cenários de múltiplos alvos para objetos do cinturão de Kuiper. Alguns objetos do cinturão de Kuiper estudados naquele artigo em particular incluíam 2002 UX25, 1998 WW31 e 47171 Lempo. Outro estudo de projeto de Ryan McGranaghan e colegas em 2011 explorou um levantamento de sondas espaciais dos grandes objetos transnetunianos Quaoar, Sedna, Makemake, Haumea e Éris.
As missões interestelares avaliaram a inclusão de um sobrevoo de objetos do cinturão de Kuiper como parte de sua missão.

## Cinturões de Kuiper extrassolares
Em 2006, os astrônomos haviam resolvido discos de poeira que se pensava serem estruturas semelhantes ao cinturão de Kuiper em torno de nove estrelas além do Sol. Eles parecem se enquadrar em duas categorias: cinturões largos, com raios de mais de 50 UA, e cinturões estreitos (provavelmente como o do Sistema Solar) com raios entre 20 e 30 UA e limites relativamente nítidos. Além disso, 15 a 20% das estrelas do tipo solar têm um excesso de infravermelho observado que é sugestivo de estruturas massivas semelhantes ao cinturão de Kuiper. A maioria dos discos de detritos conhecidos em torno de outras estrelas são relativamente jovens, mas as duas imagens à direita, tiradas pelo Telescópio Espacial Hubble em janeiro de 2006, têm idade suficiente (cerca de 300 milhões de anos) para se estabelecerem em configurações estáveis. A imagem da esquerda é uma "visão superior" de um cinturão largo, e a imagem da direita é uma "visão de borda" de um cinturão estreito. Simulações de poeira no cinturão de Kuiper sugerem que, quando era mais jovem, pode ter se parecido com os anéis estreitos vistos em torno de estrelas mais jovens.

title: Cinturão de Kuiper

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[[Imagem:Kuiper belt plot objects of outer solar system.png|upright=1.3|thumb|Objetos conhecidos no cinturão de Kuiper além da [[órbita]] de [[Netuno (planeta)|Netuno]]. (Escala em [[Unidade astronômica|UA]]; [[Época (astronomia)|época]] em janeiro de 2015).
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''As distâncias, mas não os tamanhos, estão em escala. O disco amarelo tem aproximadamente o tamanho da [[órbita]] de [[Marte (planeta)|Marte]].
Fonte: [[Minor Planet Center]], {{URL|http://www.cfeps.net/}} e outros''

]]
O {{PBPE|Cinturão de Kuiper|Cintura de Kuiper}}, também chamado de '''Cinturão/Cintura de Edgeworth''' ou '''Cinturão/Cintura de Edgeworth-Kuiper''', é um [[disco circunstelar]] no [[Sistema Solar]] exterior, que se estende desde a [[órbita]] de [[Netuno (planeta)|Netuno]] a 30 [[unidades astronômicas]] (UA) até aproximadamente 50 UA do [[Sol]].<ref>{{Cite dictionary |url=http://www.lexico.com/definition/Kuiper+belt |archive-url=https://web.archive.org/web/20211126211845/https://www.lexico.com/definition/kuiper_belt?s=t |url-status=dead |archive-date=2021-11-26 |title=Kuiper belt |dictionary=[[Lexico]] UK English Dictionary |publisher=[[Oxford University Press]]}}</ref><ref>{{citar periódico |primeiro1=Alan |último1=Stern |título=Collisional erosion in the primordial Edgeworth-Kuiper belt and the generation of the 30–50 AU Kuiper gap |periódico=The Astrophysical Journal |volume=490 |número=2 |páginas=879–882 |data=1997 |doi=10.1086/304912 |último2=Colwell |primeiro2=Joshua E. |bibcode=1997ApJ...490..879S|doi-access=free }}</ref> É semelhante ao [[cinturão de asteroides]], mas é muito maior, 20 vezes mais largo e 20-200 vezes mais [[Massa|massivo]].<ref name="beyond">{{citar livro|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2006/DJ06.pdf|título=The Solar System beyond the Planets|primeiro1=Audrey|primeiro2=David|publicado=University of Hawaii|ano=2006|bibcode=2006ssu..book..267D|acessodata=9 de março de 2007|arquivourl=https://web.archive.org/web/20070925203400/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf|arquivodata=25 de setembro de 2007|último1=Delsanti|último2=Jewitt|name-list-style=|departamento=Institute for Astronomy}}</ref><ref>{{citar periódico |autorlink1=Georgij A. Krasinsky |primeiro1=G. A. |último1=Krasinsky |último2=Pitjeva |primeiro2=E. V. |bibcode=2002Icar..158...98K |título=Hidden Mass in the Asteroid Belt |periódico=Icarus |volume=158 |número=1 |páginas=98–105 |data=julho de 2002 |doi=10.1006/icar.2002.6837 |autorlink2=Elena V. Pitjeva |último3=Vasilyev |primeiro3=M.V. |último4=Yagudina |primeiro4=E.I.}}</ref> Como o cinturão de asteroides, consiste principalmente de [[Corpo menor do Sistema Solar|corpos menores]] ou remanescentes de quando o [[Formação e evolução do Sistema Solar|Sistema Solar se formou]]. Enquanto muitos [[asteroides]] são compostos principalmente de [[rocha]] e [[metal]], a maioria dos objetos do cinturão de Kuiper são compostos principalmente de [[Materiais voláteis|voláteis]] congelados (denominados "gelos"), como [[metano]], [[amônia]] e [[água]]. O cinturão de Kuiper abriga a maioria dos objetos que os astrônomos geralmente aceitam como [[planetas anões]]: [[90482 Orco|Orcus]], [[Plutão]],<ref name="pluto_dwarf">{{citar web |último1=Christensen |primeiro1=Lars Lindberg |título=IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes |url=https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0603/ |publicado=IAU |acessodata=25 de maio de 2021}}</ref> [[Haumea]],<ref name="Dwarf_5">{{citar web |último1=Christensen |primeiro1=Lars Lindberg |título=IAU names fifth dwarf planet Haumea |url=https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0807/ |publicado=IAU |acessodata=25 de maio de 2021}}</ref> [[50000 Quaoar|Quaoar]] e [[Makemake]].<ref name="Dwarf_4">{{citar web |último1=Christensen |primeiro1=Lars Lindberg |título=Fourth dwarf planet named Makemake |url=https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0806/ |publicado=IAU |acessodata=25 de maio de 2021}}</ref> Algumas das [[Satélite natural|luas]] do Sistema Solar, como [[Tritão (satélite)|Tritão]] de Netuno e [[Febe (satélite)|Febe]] de [[Saturno (planeta)|Saturno]], podem ter se originado na região.<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>{{citar periódico |título=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter |autor1=Craig B. Agnor |autor2=Douglas P. Hamilton |periódico=Nature |volume=441 |número=7090 |páginas=192–4 |url=http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf |data=2006 |acessodata=20 de junho de 2006 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070621182809/http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf |arquivodata=21 de junho de 2007 |urlmorta=sim |bibcode=2006Natur.441..192A |doi=10.1038/nature04792 |pmid=16688170|s2cid=4420518 }}</ref>

O cinturão de Kuiper recebeu o nome do astrônomo holandês [[Gerard Kuiper]], embora ele não tenha previsto sua existência. Em 1992, o [[planeta menor]] [[15760 Albion|(15760) Albion]] foi descoberto, o primeiro objeto do cinturão de Kuiper (KBO) desde Plutão (em 1930) e [[Caronte (satélite)|Caronte]] (em 1978).<ref name=qbee/> Desde a sua descoberta, o número de KBOs conhecidos aumentou para milhares, e acredita-se que existam mais de 100 000 KBOs com mais de 100 km de [[diâmetro]].<ref>{{citar web |url=http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012 |título=The PI's Perspective |arquivourl=https://web.archive.org/web/20141113225430/http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012 |arquivodata=13 de novembro de 2014 |website=New Horizons |data=24 de agosto de 2012}}</ref> O cinturão de Kuiper foi inicialmente pensado para ser o principal repositório de [[cometas periódicos]], aqueles com órbitas com duração inferior a 200 anos. Estudos desde meados da década de 1990 mostraram que o cinturão é dinamicamente estável e que o verdadeiro local de origem dos cometas é o [[disco disperso]], uma zona dinamicamente ativa criada pelo movimento externo de Netuno há 4,5 bilhões de anos;<ref name="book">{{citar livro |título=Encyclopedia of the Solar System |capítulo=Comet Populations and Cometary Dynamics |primeiro1=Harold F. |último1=Levison |primeiro2=Luke |último2=Donnes |publicado=Academic Press |data=2007 |editor=Lucy Ann Adams McFadden |editor2=Paul Robert Weissman |editor3=Torrence V. Johnson |edição=2nd |local=Amsterdam; Boston |isbn=978-0-12-088589-3 |páginas=[https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 575–588] |capítulourl=https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 }}</ref> objetos de disco disperso como como [[Éris (planeta anão)|Éris]] têm órbitas extremamente [[Excentricidade orbital|excêntricas]] que as levam até 100 UA do Sol.{{efn|A literatura é inconsistente no uso dos termos ''[[disco disperso]]'' e ''cinturão de Kuiper''. Para alguns, são populações distintas; para outros, o disco disperso faz parte do cinturão de Kuiper. Os autores podem até alternar entre esses dois usos em uma publicação.<ref>Weissman and Johnson, 2007, ''Encyclopedia of the solar system'', footnote p. 584</ref> Como o [[Minor Planet Center]] da [[União Astronômica Internacional]], o órgão responsável por catalogar [[planetas menores]] no [[Sistema Solar]], faz a distinção,<ref>{{citar web |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html |título=List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects |publicado=Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |data=3 de janeiro de 2011 |autor=IAU: Minor Planet Center |acessodata=3 de janeiro de 2011}}</ref> a escolha editorial para artigos da [[Wikipédia]] sobre a região transnetuniana é fazer essa distinção também. Na Wikipédia, [[Éris (planeta anão)|Éris]], o objeto transnetuniano mais massivo conhecido, não faz parte do cinturão de Kuiper e isso faz de [[Plutão]] o objeto mais massivo do cinturão de Kuiper.|name=PlutoSize}}

O cinturão de Kuiper é distinto da [[Teoria científica|hipotética]] [[nuvem de Oort]], que se acredita ser mil vezes mais distante e principalmente esférica. Os objetos dentro do cinturão de Kuiper, juntamente com os membros do disco disperso e quaisquer objetos potenciais da [[nuvem de Hills]] ou da nuvem de Oort, são coletivamente chamados de [[objetos transnetunianos]] (TNOs).<ref>{{citar web |título=Description of the System of Asteroids as of May 20, 2004 |autor=Gérard FAURE |url=http://www.astrosurf.com/aude/map/us/AstFamilies2004-05-20.htm |data=2004 |acessodata=1 de junho de 2007 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070529003558/http://www.astrosurf.com/aude/map/us/AstFamilies2004-05-20.htm |arquivodata=29 de maio de 2007 |urlmorta=sim}}</ref> Plutão é o maior e mais massivo membro do cinturão de Kuiper e o maior e o segundo mais massivo TNO conhecido, superado apenas por Éris no disco disperso.{{efn|name=PlutoSize}} Originalmente considerado um [[planeta]], o status de Plutão como parte do cinturão de Kuiper fez com que fosse reclassificado como um [[planeta anão]] em 2006. É composicionalmente semelhante a muitos outros objetos do cinturão de Kuiper, e seu [[período orbital]] é característico de uma classe de KBOs, conhecidos como "[[plutino]]s", que compartilham a mesma [[Ressonância orbital|ressonância]] 2:3 com Netuno.

O cinturão de Kuiper e Netuno podem ser tratados como um marcador da extensão do Sistema Solar, alternativas sendo a [[heliopausa]] e a distância na qual a influência gravitacional do Sol é igualada pela de outras estrelas (estimada entre 50 000 UA e 125 000 UA).<ref>{{citar web |url=https://svs.gsfc.nasa.gov/12639 |título=Where is the Edge of the Solar System? |data=5 de setembro de 2017 |website=Goddard Media Studios |publicado=NASA's Goddard Space Flight Center |acessodata=2019-09-22}}</ref>

== História ==
[[Imagem:Pluto-Charon-v2-10-1-15.jpg|thumb|[[Plutão]] e [[Caronte (satélite)|Caronte]]]]
Após a descoberta de [[Plutão]] em 1930, muitos especularam que talvez não estivesse sozinho. A região agora chamada de cinturão de Kuiper foi hipotetizada de várias formas por décadas. Foi somente em 1992 que a primeira evidência direta de sua existência foi encontrada. O número e variedade de especulações anteriores sobre a natureza do cinturão de Kuiper levaram a uma incerteza contínua sobre quem merece crédito por propô-lo primeiro.<ref name=Randall_2015>{{citar livro |título=Dark Matter and the Dinosaurs |publicado=Ecco/HarperCollins Publishers |local=New York |primeiro=Lisa |último=Randall |data=2015 |isbn=978-0-06-232847-2 |títulolink=Dark Matter and the Dinosaurs}}</ref>{{rp|page=106}}

=== Hipóteses ===
O primeiro astrônomo a sugerir a existência de uma população transnetuniana foi [[Frederick C. Leonard]]. Logo após a descoberta de [[Plutão]] por [[Clyde Tombaugh]] em 1930, Leonard ponderou se "não era provável que em Plutão tenha surgido o ''primeiro'' de uma ''série'' de corpos ultranetunianos, cujos membros restantes ainda aguardam descoberta, mas que estão destinados eventualmente ser detectado".<ref>{{citar web |título=What is improper about the term "Kuiper belt"? (or, Why name a thing after a man who didn't believe its existence?) |url=http://www.icq.eps.harvard.edu/kb.html |publicado=International Comet Quarterly |acessodata=24 de outubro de 2010}}</ref> Nesse mesmo ano, o astrônomo [[Armin Otto Leuschner]] sugeriu que Plutão "pode ser um dos muitos objetos planetários de longo período ainda a serem descobertos".<ref name=lauch>{{citar livro |primeiro1=John K. |último1=Davies |primeiro2=J. |último2=McFarland |primeiro3=Mark E. |último3=Bailey |primeiro4=Brian G. |último4=Marsden |primeiro5=W. I. |último5=Ip |título=The Solar System Beyond Neptune |editor=M. Antonietta Baracci |editor2=Hermann Boenhardt |editor3=Dale Cruikchank |editor4=Alessandro Morbidelli |páginas=11–23 |publicado=University of Arizona Press |capítulourl=http://www.arm.ac.uk/preprints/2008/522.pdf |data=2008 |capítulo=The Early Development of Ideas Concerning the Transneptunian Region |acessodata=5 de novembro de 2014 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20150220182134/http://www.arm.ac.uk/preprints/2008/522.pdf |arquivodata=20 de fevereiro de 2015 |urlmorta=sim  }}</ref>

[[Imagem:Gerard Kuiper 1964b.jpg|thumb|upright|O astrônomo [[Gerard Kuiper]], que deu nome ao cinturão de Kuiper]]

Em 1943, no ''[[Journal of the British Astronomical Association]]'', [[Kenneth Edgeworth]] levantou a hipótese de que, na região além de [[Netuno (planeta)|Netuno]], o material dentro da [[nebulosa solar]] [[Nuclídeo primordial#Elementos primordiais|primordial]] era muito espaçado para se condensar em [[planeta]]s e, portanto, condensado em uma miríade de corpos menores. A partir disso, ele concluiu que "a região externa do Sistema Solar, além das órbitas dos planetas, é ocupada por um número muito grande de corpos comparativamente pequenos"<ref name=Davies_2001>{{citar livro |título=Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system |primeiro=John K. |último=Davies |publicado=Cambridge University Press |data=2001 }}</ref>{{rp|page=xii}} e que, de tempos em tempos, um deles "vagueia de sua própria esfera e aparece como um visitante ocasional do Sistema Solar interior",<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=2}} tornando-se um [[cometa]].

Em 1951, em um artigo em ''Astrophysics: A Topical Symposium'', [[Gerard Kuiper]] especulou sobre um disco semelhante ter se formado no início da evolução do Sistema Solar, mas ele não achava que tal cinturão ainda existisse hoje. Kuiper estava operando com base na suposição, comum em sua época, de que Plutão era do tamanho da [[Terra]] e, portanto, havia espalhado esses corpos em direção à [[nuvem de Oort]] ou para fora do [[Sistema Solar]]. Se a hipótese de Kuiper estivesse correta, não haveria um cinturão de Kuiper hoje.<ref name="Jewitt">{{citar web |título=WHY "KUIPER" BELT? |autor=David Jewitt |publicado=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html |acessodata=14 de junho de 2007}}</ref>

A hipótese assumiu muitas outras formas nas décadas seguintes. Em 1962, o físico [[Alastair G. W. Cameron]] postulou a existência de "uma enorme massa de material pequeno na periferia do Sistema Solar".<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=14}} Em 1964, [[Fred L. Whipple]], que popularizou a famosa hipótese da "[[Núcleo cometário|bola de neve suja]]" para a estrutura cometária, pensou que um "cinturão de cometas" poderia ser grande o suficiente para causar as supostas discrepâncias na [[órbita]] de [[Urano (planeta)|Urano]] que desencadearam a busca pelo [[Planeta X]], ou , no mínimo, massivo o suficiente para afetar as órbitas de cometas conhecidos.<ref>{{citar periódico |periódico=Proceedings of the National Academy of Sciences |volume=51 |número=5 |páginas=771–774 |url=http://www.pnas.org/cgi/reprint/51/5/711.pdf |data=1964 |bibcode=1964PNAS...51..771R |doi=10.1073/pnas.51.5.771 |título=Decomposition of Vector Measures |último1=Rao |primeiro1=M. M.|pmid=16591174 |pmc=300359 |doi-access=free }}</ref> A observação descartou esta hipótese.<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=14}}

Em 1977, [[Charles T. Kowal]] descobriu [[2060 Chiron]], um planetoide gelado com uma órbita entre [[Saturno (planeta)|Saturno]] e [[Urano (planeta)|Urano]]. Ele usou um comparador de piscar, o mesmo dispositivo que permitiu a Clyde Tombaugh descobrir Plutão quase 50 anos antes.<ref>{{citar periódico |título=The discovery and orbit of /2060/ Chiron |autor=CT Kowal |autor2=W Liller |autor3=BG Marsden |local=Hale Observatories, Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics |data=1977 |bibcode=1979IAUS...81..245K |volume=81 |página=245 |periódico=In: Dynamics of the Solar System; Proceedings of the Symposium}}</ref> Em 1992, outro objeto, [[5145 Pholus]], foi descoberto em uma órbita similar.<ref>{{citar periódico |título=1992 AD |autor=JV Scotti |autor2=DL Rabinowitz |autor3=CS Shoemaker |autor4=EM Shoemaker |autor5=DH Levy |autor6=TM King |autor7=EF Helin |autor8=J Alu |autor9=K Lawrence|autor10=RH McNaught |autor11=L Frederick |autor12=D Tholen |autor13=BEA Mueller |bibcode=1992IAUC.5434....1S |data=1992 |volume=5434 |página=1 |periódico=IAU Circ.}}</ref> Hoje, sabe-se que toda uma população de corpos semelhantes a cometas, chamados de [[Centauro (astronomia)|centauros]], existe na região entre [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e [[Netuno (planeta)|Netuno]]. As órbitas dos centauros são instáveis e têm uma vida dinâmica de alguns milhões de anos.<ref name="Horner2004a">{{citar periódico |último1=Horner |primeiro1=J. |último2=Evans |primeiro2=N. W. |último3=Bailey |primeiro3=Mark E. |título=Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics |data=2004 |volume=354 |páginas=798–810 |periódico=MNRAS |arxiv=astro-ph/0407400 |bibcode=2004MNRAS.354..798H |doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x |número=3|s2cid=16002759 }}</ref> Desde a descoberta de 2060 Chiron em 1977, os astrônomos especulam que os centauros, portanto, devem ser frequentemente reabastecidos por algum reservatório externo.<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=38}}

Mais evidências da existência do cinturão de Kuiper surgiram posteriormente do estudo de cometas. Já se sabe há algum tempo que os cometas têm uma vida útil finita. À medida que se aproximam do [[Sol]], seu calor faz com que suas superfícies [[Volatilidade|voláteis]] se sublimem no espaço, dispersando-as gradualmente. Para que os cometas continuem visíveis ao longo da idade do Sistema Solar, eles devem ser reabastecidos com frequência.<ref name="matter">{{citar periódico |autor=David Jewitt |título=From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter |periódico=[[The Astronomical Journal]] |volume=123 |número=2 |páginas=1039–1049 |data=2002 |doi=10.1086/338692 |bibcode=2002AJ....123.1039J |s2cid=122240711 |url=https://semanticscholar.org/paper/9b634b7bf2b08f6bafae8bbe61fec60d36de6346}}</ref> Uma proposta para tal área de reabastecimento é a nuvem de Oort, possivelmente um enxame esférico de cometas que se estende além de 50 000 UA do Sol, inicialmente sugerido pelo astrônomo holandês [[Jan Oort]] em 1950.<ref>{{citar periódico |bibcode=1950BAN....11...91O |título=The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin |último1=Oort |primeiro1=J. H. |volume=11 |data=1950 |página=91 |periódico=Bull. Astron. Inst. Neth.}}</ref> Acredita-se que a nuvem de Oort seja o ponto de origem dos [[Cometa#Longo período|cometas de longo período]], que são aqueles, como [[Hale-Bopp]], com órbitas que duram milhares de anos.<ref name=Randall_2015/>{{rp|page=105}}

Existe outra população de cometas, conhecida como cometas de [[Cometa#Curto período|curto período]] ou [[Lista de cometas periódicos|periódicos]], que consiste naqueles cometas que, como o [[cometa Halley]], têm períodos orbitais de menos de 200 anos. Na década de 1970, a taxa em que os cometas de curto período estavam sendo descobertos estava se tornando cada vez mais inconsistente com o fato de terem surgido apenas da nuvem de Oort.<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=39}} Para um objeto da nuvem de Oort se tornar um cometa de curto período, primeiro ele teria que ser [[Captura de asteróide|capturado]] pelos [[planetas gigantes]]. Em um artigo publicado no ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'' em 1980, o astrônomo uruguaio [[Julio Ángel Fernández]] afirmou que para cada cometa de curto período a ser enviado ao Sistema Solar interior a partir da nuvem de Oort, 600 teriam que ser ejetados no [[Espaço sideral#Espaço interestelar|espaço interestelar]]. Ele especulou que um cinturão de cometas entre 35 e 50 UA seria necessário para explicar o número observado de cometas.<ref>{{citar periódico |título=On the existence of a comet belt beyond Neptune |autor=J.A. Fernández |bibcode=1980MNRAS.192..481F |data=1980 |volume=192 |número=3 |páginas=481–491 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |doi=10.1093/mnras/192.3.481 |doi-access=free}}</ref> Dando sequência ao trabalho de Fernández, em 1988 a equipe canadense de Martin Duncan, Tom Quinn e [[Scott Tremaine]] realizou uma série de simulações de computador para determinar se todos os cometas observados poderiam ter chegado da nuvem de Oort. Eles descobriram que a nuvem de Oort não poderia explicar todos os cometas de curto período, particularmente porque os cometas de curto período estão agrupados perto do plano do Sistema Solar, enquanto os cometas da nuvem de Oort tendem a chegar de qualquer ponto do céu. Com um "cinturão", como o descreveu Fernández, somado às formulações, as simulações correspondiam às observações.<ref>{{citar periódico |título=The origin of short-period comets |data=1988 |periódico=Astrophysical Journal |autor=M. Duncan |páginas=L69 |bibcode=1988ApJ...328L..69D |doi=10.1086/185162 |volume=328 |autor2=T. Quinn |autor3=S. Tremaine |name-list-style=}}</ref> Alegadamente porque as palavras "Kuiper" e "cinturão de cometas" apareceram na frase de abertura do artigo de Fernández, Tremaine chamou essa região hipotética de "cinturão de Kuiper".<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=191}}

=== Descoberta ===
[[Imagem:Maunatele.jpg|thumb|upright=1.25|A matriz de telescópios no topo de [[Mauna Kea]], com a qual o cinturão de Kuiper foi descoberto]]
Em 1987, o astrônomo [[David C. Jewitt]], então no [[Instituto de Tecnologia de Massachusetts|MIT]], ficou cada vez mais intrigado com "o aparente vazio do Sistema Solar exterior".<ref name="qbee">{{citar periódico |doi=10.1038/362730a0 |título=Discovery of the candidate Kuiper belt object 1992 QB1 |data=1993 |último1=Jewitt |primeiro1=David |último2=Luu |primeiro2=Jane |periódico=Nature |volume=362 |número=6422 |páginas=730–732 |bibcode=1993Natur.362..730J|s2cid=4359389 }}</ref> Ele encorajou a então estudante de pós-graduação [[Jane Luu]] a ajudá-lo em seu esforço para localizar outro objeto além da [[órbita]] de [[Plutão]], porque, como ele disse a ela, "se não o fizermos, ninguém o fará".<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=50}} Usando telescópios no [[Observatório Nacional de Kitt Peak]], no [[Arizona]], nos [[Estados Unidos]] e no [[Observatório Interamericano de Cerro Tololo]], no [[Chile]], Jewitt e Luu conduziram sua busca da mesma maneira que Clyde Tombaugh e Charles Kowal fizeram, com um [[comparador de piscar]].<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=50}} Inicialmente, o exame de cada par de placas levava cerca de oito horas,<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=51}} mas o processo foi acelerado com a chegada de [[Dispositivo de carga acoplada|dispositivos eletrônicos de carga acoplada]] ou CCDs, que, embora seu campo de visão fosse mais estreito, não eram apenas mais eficientes na captação de luz (retêm 90% da luz que os atinge, em vez dos 10% alcançados pelas fotografias), mas permitem que o processo de piscar seja feito virtualmente, na tela do computador. Hoje, os CCDs formam a base para a maioria dos detectores astronômicos.<ref name=Davies_2001/>{{rp|pages=52, 54, 56}} Em 1988, Jewitt mudou-se para o Instituto de Astronomia da [[Universidade do Havaí]], nos Estados Unidos. Luu mais tarde se juntou a ele para trabalhar no telescópio de 2,24 m da Universidade do Havaí em [[Mauna Kea]].<ref name=Davies_2001/>{{rp|pages=57, 62}} Eventualmente, o campo de visão dos CCDs aumentou para 1024 por 1024 pixels, o que permitiu que as buscas fossem realizadas muito mais rapidamente.<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=65}} Finalmente, após cinco anos de busca, Jewitt e Luu anunciaram em 30 de agosto de 1992 a "Descoberta do objeto candidato ao cinturão de Kuiper [[15760 Albion|1992 QB1]]".<ref name=qbee/> Este objeto mais tarde seria nomeado 15760 Albion. Seis meses depois, eles descobriram um segundo objeto na região, [[(181708) 1993 FW]].<ref>{{citar periódico |título=1993 FW |autor1=Marsden, B.S. |local=Minor Planet Center |bibcode=1993IAUC.5730....1L |data=1993 |autor2=Jewitt, D. |autor3=Marsden, B.G. |volume=5730 |página=1 |periódico=IAU Circ.}}</ref> Em 2018, mais de 2 000 objetos do cinturão de Kuiper foram descobertos.<ref name="Dyches">{{citar web |url=https://solarsystem.nasa.gov/news/792/10-things-to-know-about-the-kuiper-belt |título=10 Things to Know About the Kuiper Belt |último=Dyches |primeiro=Preston |website=NASA Solar System Exploration |acessodata=2019-12-01}}</ref>

Mais de mil corpos foram encontrados em um cinturão nos vinte anos (1992-2012), depois de encontrar {{mp|1992 QB|1}} (nomeado em 2018, 15760 Albion), mostrando um vasto cinturão de corpos além de Plutão e Albion.<ref name=":2">{{citar web |url=https://www.astrobio.net/also-in-news/the-kuiper-belt-at-20/ |título=The Kuiper Belt at 20 |data=2012-09-01 |website=Astrobiology Magazine |acessodata=2019-12-01}}</ref> Na década de 2010, a extensão total e a natureza dos corpos do cinturão de Kuiper são amplamente desconhecidas.<ref name=":2"/> Finalmente, no final da década de 2010, dois KBOs voaram de perto por uma solda espacial não tripulada, fornecendo observações muito mais próximas do sistema plutoniano e de outro KBO.<ref>{{citar web |url=https://www.science.org/content/article/surviving-encounter-beyond-pluto-nasa-probe-begins-relaying-view-kuiper-belt-object |título=Surviving encounter beyond Pluto, NASA probe begins relaying view of Kuiper belt object |último=Voosen |primeiro=Paul |data=2019-01-01 |website=Science |publicado=AAAS |acessodata=2019-12-01}}</ref>

Estudos realizados desde que a região transnetuniana foi mapeada pela primeira vez mostraram que a região agora chamada de cinturão de Kuiper não é o ponto de origem dos [[cometa]]s de curto período, mas que eles derivam de uma população ligada chamada [[disco disperso]]. O disco disperso foi criado quando [[Netuno (planeta)|Netuno]] [[Modelo de Nice|migrou para]] o proto-cinturão de Kuiper, que na época estava muito mais próximo do [[Sol]], e deixou em seu rastro uma população de objetos dinamicamente estáveis que nunca poderiam ser afetados por sua órbita (o cinturão de Kuiper propriamente dito) e uma população cujos [[Apside|periélios]] estão próximos o suficiente para que Netuno ainda possa perturbá-los enquanto viaja ao redor do Sol (o disco disperso). Como o disco disperso é dinamicamente ativo e o cinturão de Kuiper é relativamente estável dinamicamente, o disco disperso é agora visto como o ponto de origem mais provável para cometas periódicos.<ref name=book/>

=== Nome ===
Os astrônomos às vezes usam o nome alternativo Cinturão de Edgeworth-Kuiper para creditar [[Kenneth Edgeworth]], e KBOs são ocasionalmente referidos como EKOs. [[Brian G. Marsden]] afirma que nenhum dos dois merece crédito verdadeiro: "Nem Edgeworth nem Kuiper escreveram sobre nada remotamente parecido com o que estamos vendo agora, mas [[Fred L. Whipple]] escreveu".<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=199}} Comentários de [[David C. Jewitt]]: "Se alguma coisa ... Julio Ángel Fernández quase merece o crédito por prever o Cinturão de Kuiper."<ref name=Jewitt />

Os KBOs às vezes são chamados de "kuiperoides", um nome sugerido por [[Clyde Tombaugh]].<ref>Clyde Tombaugh, "The Last Word", Letters to the Editor, ''Sky & Telescope'', December 1994, p. 8</ref> O termo "[[objeto transnetuniano]]" (TNO) é recomendado para objetos no cinturão por vários grupos científicos porque o termo é menos controverso do que todos os outros, não é um sinônimo exato, pois os TNOs incluem todos os objetos que orbitam o [[Sol]] além do [[órbita]] de [[Netuno (planeta)|Netuno]], não apenas aqueles no cinturão de Kuiper.<ref>{{citar web|url=http://www.icq.eps.harvard.edu/kb.html|título=What is improper about the term "Kuiper belt"?|website=International Comet Quarterly|acessodata=19 de dezembro de 2021}}</ref>

== Estrutura ==
Em sua extensão máxima (mas excluindo o [[disco disperso]]), incluindo suas regiões periféricas, o cinturão de Kuiper se estende de aproximadamente 30 a 55 UA. O corpo principal do cinturão é geralmente aceito para se estender da ressonância de movimento médio 2:3 ([[#Ressonâncias|veja abaixo]]) em 39,5 UA até a ressonância 1:2 em aproximadamente 48 UA.<ref>{{citar periódico |autor1=M. C. de Sanctis |autor2=M. T. Capria |autor3=A. Coradini |ano=2001 |título=Thermal Evolution and Differentiation of Edgeworth-Kuiper Belt Objects |periódico=The Astronomical Journal |volume=121 |número=5 |páginas=2792–2799 |bibcode=2001AJ....121.2792D |doi=10.1086/320385|doi-access=free }}</ref> O cinturão de Kuiper é bastante espesso, com a concentração principal estendendo-se até dez graus fora do [[Eclíptica|plano da eclíptica]] e uma distribuição mais difusa de objetos estendendo-se várias vezes mais longe. No geral, ele se assemelha mais a um [[Toro (topologia)|toro]] ou rosquinha do que a um cinturão.<ref>{{citar web |título=Discovering the Edge of the Solar System |website=American Scientists.org |url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/25723/page/2;jsessionid=aaa5LVF0 |ano=2003 |acessodata=23 de junho de 2007 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20090315010603/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/25723/page/2%3Bjsessionid%3Daaa5LVF0 |arquivodata=15 de março de 2009 |urlmorta=sim }}</ref> Sua posição média é inclinada em relação à eclíptica em 1,86 graus.<ref>{{citar periódico |autor1=Michael E. Brown |autor2=Margaret Pan |título=The Plane of the Kuiper Belt |periódico=[[The Astronomical Journal]] |volume=127 |número=4 |páginas=2418–2423 |data=2004 |doi=10.1086/382515 |bibcode=2004AJ....127.2418B|s2cid=10263724 |url=http://pdfs.semanticscholar.org/4fc0/a6282a93a0ccedd858586ac95857528cf26b.pdf |arquivourl=https://web.archive.org/web/20200412143632/http://pdfs.semanticscholar.org/4fc0/a6282a93a0ccedd858586ac95857528cf26b.pdf |urlmorta=sim |arquivodata=2020-04-12 }}</ref>

A presença de [[Netuno (planeta)|Netuno]] tem um efeito profundo na estrutura do cinturão de Kuiper devido às [[ressonâncias orbitais]]. Em uma escala de tempo comparável à idade do [[Sistema Solar]], a gravidade de Netuno desestabiliza as órbitas de quaisquer objetos que estejam em certas regiões e os envia para o Sistema Solar interno ou para o disco disperso ou espaço interestelar. Isso faz com que o cinturão de Kuiper tenha lacunas pronunciadas em seu layout atual, semelhantes às [[lacunas de Kirkwood]] no [[cinturão de asteroides]]. Na região entre 40 e 42 UA, por exemplo, nenhum objeto pode manter uma órbita estável durante tais tempos, e qualquer objeto observado nessa região deve ter migrado para lá há relativamente pouco tempo.<ref>{{citar periódico |título=Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts |periódico=Icarus |volume=141 |número=2 |páginas=367 |primeiro1=Jean-Marc |último1=Petit |primeiro2=Alessandro |último2=Morbidelli |primeiro3=Giovanni B. |último3=Valsecchi |url=http://www.obs-nice.fr/morby/papers/6166a.pdf |data=1998 |acessodata=23 de junho de 2007 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070809103014/http://www.obs-nice.fr/morby/papers/6166a.pdf |arquivodata=9 de agosto de 2007 |urlmorta=sim |bibcode=1999Icar..141..367P |doi=10.1006/icar.1999.6166 }}</ref>

[[Imagem:KBO diagram eccentricity.png|upright=1.75|thumb|As várias classes dinâmicas de [[objetos transnetunianos]]]]

=== Cinturão clássico ===
{{artigo principal|Objeto clássico do cinturão de Kuiper}}
Entre as ressonâncias 2:3 e 1:2 com [[Netuno (planeta)|Netuno]], em aproximadamente 42 a 48 UA, as interações gravitacionais com Netuno ocorrem em uma escala de tempo estendida, e os objetos podem existir com suas órbitas essencialmente inalteradas. Essa região é conhecida como cinturão de Kuiper clássico, e seus membros compreendem aproximadamente dois terços dos KBOs observados até o momento.<ref>{{citar web |último1=Lunine |primeiro1=Jonathan I. |data=2003 |título=The Kuiper Belt |url=http://www.gsmt.noao.edu/gsmt_swg/SWG_Apr03/The_Kuiper_Belt.pdf |acessodata=23 de junho de 2007}}</ref><ref>{{citar web |último1=Jewitt |primeiro1=D. |data=fevereiro de 2000 |título=Classical Kuiper Belt Objects (CKBOs) |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-classical.html |acessodata=23 de junho de 2007 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070609094740/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/kb-classical.html |arquivodata=9 de junho de 2007}}</ref> Como o primeiro KBO moderno descoberto ([[15760 Albion|Albion]], mas há muito chamado (15760) 1992 QB1) é considerado o protótipo desse grupo, os KBOs clássicos são frequentemente chamados de [[cubewano]]s ("Q-B-1-os").<ref>{{citar livro |último1=Murdin |primeiro1=P. |título=The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics |data=2000 |isbn=978-0-333-75088-9 |doi=10.1888/0333750888/5403 |bibcode=2000eaa..bookE5403. |artigo=Cubewano}}</ref><ref>{{citar periódico |último1=Elliot |primeiro1=J. L. |numero-autores=etal |data=2005 |título=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 |periódico=[[The Astronomical Journal]] |volume=129 |número=2 |páginas=1117–1162 |bibcode=2005AJ....129.1117E |doi=10.1086/427395|doi-access=free }}</ref> As [[Convenções de nomenclatura astronômica#planetas menores|diretrizes]] estabelecidas pela [[União Astronômica Internacional]] exigem que os KBOs clássicos recebam nomes de seres mitológicos associados à criação.<ref name="clas">{{citar web |título=Naming of Astronomical Objects: Minor Planets |url=http://www.iau.org/public_press/themes/naming/#minorplanets |publicado=[[International Astronomical Union]] |acessodata=17 de novembro de 2008}}</ref>

O cinturão de Kuiper clássico parece ser um composto de duas populações separadas. A primeira, conhecida como população "dinamicamente fria", tem órbitas muito parecidas com os planetas; quase circulares, com uma [[excentricidade orbital]] inferior a 0,1 e com inclinações relativamente baixas de até cerca de 10° (elas ficam próximas ao plano do [[Sistema Solar]] e não em um ângulo). A população fria também contém uma concentração de objetos, referidos como kernel, com [[semieixo maiores]] em 44 a 44,5 UA.<ref name="Petit 2011">{{citar periódico |último1=Petit |primeiro1=J.-M. |último2=Gladman |primeiro2=B. |último3=Kavelaars |primeiro3=J.J. |último4=Jones |primeiro4=R.L. |último5=Parker |primeiro5=J. |título=Reality and origin of the Kernel of the classical Kuiper Belt |periódico=EPSC-DPS Joint Meeting |data=2011 |número=2–7 October 2011 |url=http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC-DPS2011/EPSC-DPS2011-722.pdf}}</ref> A segunda, a população "dinamicamente quente", tem órbitas muito mais inclinadas em relação à [[eclíptica]], em até 30°. As duas populações receberam esse nome não por causa de qualquer grande diferença de temperatura, mas por analogia com as partículas de um gás, que aumentam sua velocidade relativa à medida que são aquecidas.<ref name="Levison2003">{{citar periódico |último1=Levison |primeiro1=Harold F. |último2=Morbidelli |primeiro2=Alessandro |data=2003 |título=The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration |periódico=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=426 |número=6965 |páginas=419–421 |doi=10.1038/nature02120 |pmid=14647375 |bibcode=2003Natur.426..419L|s2cid=4395099 }}</ref> Não são apenas as duas populações em órbitas diferentes, a população fria também difere em cor e [[albedo]], sendo mais vermelha e mais brilhante, tem uma fração maior de objetos binários,<ref name="Stephen_Noll_2006">{{citar periódico |último1=Stephens |primeiro1=Denise C. |último2=Noll |primeiro2=Keith S. |título=Detection of Six Trans-Neptunian Binaries with NICMOS: A High Fraction of Binaries in the Cold Classical Disk |periódico=The Astronomical Journal |data=2006 |volume=130 |número=2 |páginas=1142–1148 |doi=10.1086/498715 |arxiv=astro-ph/0510130 |bibcode=2006AJ....131.1142S|s2cid=204935715 }}</ref> tem uma distribuição de tamanho diferente,<ref name="Fraser_etal_2014"/> e carece de objetos muito grandes.<ref name="Levison_Stern_2001">{{citar periódico |último1=Levison |primeiro1=Harold F. |último2=Stern |primeiro2=S. Alan |título=On the Size Dependence of the Inclination Distribution of the Main Kuiper Belt |periódico=The Astronomical Journal |data=2001 |volume=121 |número=3 |páginas=1730–1735 |doi=10.1086/319420 |arxiv=astro-ph/0011325 |bibcode=2001AJ....121.1730L|s2cid=14671420 }}</ref> A massa da população dinamicamente fria é aproximadamente 30 vezes menor que a massa da quente.<ref name="Fraser_etal_2014"/> A diferença de cores pode ser um reflexo de diferentes composições, o que sugere que elas se formaram em diferentes regiões. Supõe-se que a população quente tenha se formado perto da órbita original de Netuno e tenha se espalhado durante a [[Migração planetária|migração]] dos [[planetas gigantes]].<ref name=beyond/><ref name="Morbidelli2005">{{citar arXiv|último1=Morbidelli |primeiro1=Alessandro|data=2005|título=Origin and Dynamical Evolution of Comets and their Reservoirs|eprint=astro-ph/0512256}}</ref> A população fria, por outro lado, foi proposta como tendo se formado mais ou menos em sua posição atual porque é improvável que os binários soltos sobrevivam aos encontros com Netuno.<ref name="Parker_etal_2011a"/> Embora o [[modelo de Nice]] pareça ser capaz de explicar pelo menos parcialmente uma diferença de composição, também foi sugerido que a diferença de cor pode refletir diferenças na evolução da superfície.<ref name="Levison2008"/>

=== Ressonâncias ===
[[Imagem:KBOs and resonances.png|thumb|upright=1.75|Distribuição de [[cubewano]]s (azul), [[objetos transnetunianos ressonantes]] (vermelho), [[sednoide]]s (amarelo) e [[Disco disperso|objetos dispersos]] (cinza)]]
[[Imagem:TheKuiperBelt classes-en.svg|thumb|Classificação de [[órbita]] (esquema de [[semieixo maiores]])]]
{{artigo principal|Objeto transnetuniano ressonante}}
Quando o [[período orbital]] de um objeto é uma proporção exata de [[Netuno (planeta)|Netuno]] (uma situação chamada [[Ressonância orbital|ressonância de movimento médio]]), ele pode ficar travado em um movimento sincronizado com Netuno e evitar ser perturbado se seus alinhamentos relativos forem apropriados. Se, por exemplo, um objeto orbita o [[Sol]] duas vezes para cada três órbitas de Netuno, e se atinge o periélio com Netuno a um quarto de órbita dele, sempre que retornar ao periélio, Netuno estará sempre na mesma posição relativa como começou, porque terá completado {{frac|1|1|2}} órbitas ao mesmo tempo. Isso é conhecido como ressonância 2:3 (ou 3:2) e corresponde a um [[semieixo maior]] característico de cerca de 39,4 UA. Esta ressonância 2:3 é preenchida por cerca de 200 objetos conhecidos,<ref>{{citar web |título=List Of Transneptunian Objects |publicado=Minor Planet Center |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html |acessodata=23 de junho de 2007}}</ref> incluindo [[Plutão]] e [[Satélites de Plutão|suas luas]]. Em reconhecimento a isso, os membros dessa família são conhecidos como [[plutino]]s. Muitos plutinos, incluindo Plutão, têm órbitas que cruzam a de Netuno, embora sua ressonância signifique que eles nunca podem colidir. Os plutinos têm altas [[excentricidades orbitais]], sugerindo que eles não são nativos de suas posições atuais, mas foram jogados ao acaso em suas órbitas pela migração de Netuno.<ref name="trojan">{{citar periódico |autor=Chiang |título=Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances |periódico=[[The Astronomical Journal]] |volume=126 |número=1 |páginas=430–443 |data=2003 |doi=10.1086/375207 |último2=Jordan |primeiro2=A. B. |último3=Millis |primeiro3=R. L. |último4=Buie |primeiro4=M. W. |último5=Wasserman |primeiro5=L. H. |último6=Elliot |primeiro6=J. L. |último7=Kern |primeiro7=S. D. |último8=Trilling |primeiro8=D. E. |último9=Meech |primeiro9=K. J. |bibcode=2003AJ....126..430C |arxiv=astro-ph/0301458 |s2cid=54079935 |numero-autores=6}}</ref> As diretrizes da [[União Astronômica Internacional]] determinam que todos os plutinos devem, como Plutão, receber nomes de divindades do submundo.<ref name=clas/> A ressonância 1:2 (cujos objetos completam meia órbita para cada um de Netuno) corresponde a semieixo maiores de ~47.7 UA e é pouco povoada.<ref>{{citar web |título=Trans-Neptunian Objects |autor=Wm. Robert Johnston |url=http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html |data=2007 |acessodata=23 de junho de 2007}}</ref> Seus residentes às vezes são chamados de [[twotino]]s. Outras ressonâncias também existem em 3:4, 3:5, 4:7 e 2:5.<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=104}} Netuno tem vários [[Troiano de Netuno|objetos troianos]], que ocupam seus [[pontos lagrangeanos]], regiões gravitacionalmente estáveis que o conduzem e seguem em sua órbita. Os troianos de Netuno estão em ressonância de movimento médio de 1:1 com Netuno e geralmente têm órbitas muito estáveis.

Além disso, há uma relativa ausência de objetos com semieixo maiores abaixo de 39 UA que aparentemente não pode ser explicada pelas ressonâncias presentes. A hipótese atualmente aceita para a causa disso é que, à medida que Netuno migrou para fora, ressonâncias orbitais instáveis moveram-se gradualmente por essa região e, portanto, quaisquer objetos dentro dela foram varridos ou ejetados gravitacionalmente dela.<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=107}}

=== Penhasco de Kuiper ===
[[Imagem:Hot and cold KBO.svg|thumb|upright=1.5|Histograma dos [[semieixo maiores]] dos objetos do cinturão de Kuiper com inclinações acima e abaixo de 5 graus. Os picos dos [[plutino]]s e do 'kernel' são visíveis em 39 a 40 UA e 44 UA]]
A [[Twotino|ressonância 1:2]] em 47.8 UA parece ser uma borda além da qual poucos objetos são conhecidos. Não está claro se é realmente a borda externa do cinturão clássico ou apenas o começo de uma ampla lacuna. Objetos foram detectados na ressonância 2:5 em aproximadamente 55 UA, bem fora do cinturão clássico; as previsões de um grande número de corpos em órbitas clássicas entre essas ressonâncias não foram verificadas por observação.<ref name=trojan/>

Com base em estimativas da massa primordial necessária para formar [[Urano (planeta)|Urano]] e [[Netuno (planeta)|Netuno]], bem como corpos tão grandes quanto [[Plutão]] (ver [[#Distribuição de massa e tamanho|''§ Distribuição de massa e tamanho'']]), modelos anteriores do cinturão de Kuiper sugeriram que o número de objetos grandes aumentaria em um fator de dois além de 50 UA,<ref name="Brown 1999">{{citar periódico |url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/kbodeep.pdf |título=Keck pencil-beam survey for faint Kuiper belt objects |data=1999 |acessodata=1 de julho de 2007 |periódico=The Astronomical Journal |número=3 |autor=E.I. Chiang |páginas=1411 |arxiv=astro-ph/9905292 |bibcode=1999AJ....118.1411C |doi=10.1086/301005 |volume=118 |autor2=M.E. Brown |name-list-style= |s2cid=8915427}}</ref> então essa queda drástica repentina, conhecida como penhasco de Kuiper, foi inesperada e até o momento sua causa é desconhecida. Bernstein, Trilling, ''et al.'' (2003) encontraram evidências de que o rápido declínio em objetos de 100 km ou mais de raio além de 50 UA é real, e não devido ao viés observacional. As possíveis explicações incluem que o material a essa distância era muito escasso ou muito disperso para se acumular em objetos grandes, ou que processos subsequentes removeram ou destruíram aqueles que o fizeram.<ref name="Bernstein et al. 2004"/> Patryk Lykawka, da [[Universidade de Kobe]], afirmou que a atração gravitacional de um [[Planetas além de Netuno|grande objeto planetário invisível]], talvez do tamanho da [[Terra]] ou de [[Marte (planeta)|Marte]], pode ser a responsável.<ref>{{citar web |título=13 Things that do not make sense |autor=Michael Brooks |publicado=NewScientistSpace.com |url=https://www.newscientist.com/article/mg18524911-600-13-things-that-do-not-make-sense/ |data=2005 |acessodata=12 de outubro de 2018}}</ref><ref>{{citar web |título=The mystery of Planet X |data=2008 |autor=Govert Schilling |publicado=New Scientist |url=https://www.newscientist.com/article/mg19726381.600-the-mystery-of-planet-x.html |acessodata=8 de fevereiro de 2008}}</ref>

== Origem ==
[[Imagem:Lhborbits.png|thumb|upright=1.8|Simulação mostrando planetas externos e o cinturão de Kuiper: (a) antes da ressonância [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]/[[Saturno (planeta)|Saturno]] 1:2, (b) espalhamento de objetos do cinturão de Kuiper no [[Sistema Solar]] após o deslocamento orbital de [[Netuno (planeta)|Netuno]], (c) após a ejeção dos corpos do cinturão de Kuiper por Júpiter]]
[[Imagem:Outersolarsystem objectpositions labels comp.png|thumb|Cinturão de Kuiper (verde), nos arredores do [[Sistema Solar]]]]
As origens precisas do cinturão de Kuiper e sua estrutura complexa ainda não são claras, e os astrônomos aguardam a conclusão de vários telescópios de pesquisa de campo amplo, como o [[Pan-STARRS]] e o futuro [[Observatório Vera C. Rubin|LSST]], que devem revelar muitos KBOs atualmente desconhecidos.<ref name=beyond/> Essas pesquisas fornecerão dados que ajudarão a determinar as respostas a essas perguntas. O Pan-STARRS 1 concluiu sua missão científica primária em 2014, e os dados completos das pesquisas Pan-STARRS 1 foram publicados em 2019, ajudando a revelar muitos outros KBOs.<ref>{{Citation|url=https://arxiv.org/abs/1612.05560 |título=The Pan-STARRS1 Surveys|primeiro1=K. C.|último1=Chambers|numero-autores=etal|arxiv=1612.05560|data=29 de janeiro de 2019|acessodata=21 de outubro de 2022}}</ref><ref>{{citar periódico|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/abb82d|título=The Pan-STARRS1 Database and Data Products|primeiro1=H. A.|último1=Flewelling|numero-autores=etal|data=20 de outubro de 2020|periódico=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=251|número=1|acessodata=21 de outubro de 2022}}</ref><ref>{{Citation|url=https://pweb.cfa.harvard.edu/news/pan-starrs-releases-largest-digital-sky-survey-world|título=Pan-STARRS Releases Largest Digital Sky Survey to the World|data=19 de dezembro de 2016|publicado=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|acessodata=21 de outubro de 2022}}</ref>

Acredita-se que o cinturão de Kuiper consista de [[planetesimais]], fragmentos do [[disco protoplanetário]] original ao redor do [[Sol]] que não conseguiram se fundir totalmente em [[planeta]]s e, em vez disso, se formaram em corpos menores, o maior com menos de 3 000 quilômetros de diâmetro. Estudos das contagens de crateras em [[Plutão]] e [[Caronte (satélite)|Caronte]] revelaram uma escassez de pequenas crateras sugerindo que tais objetos se formaram diretamente como objetos consideráveis na faixa de dezenas de quilômetros de diâmetro, em vez de serem acrescidos de corpos muito menores, com escala de aproximadamente quilômetros.<ref>{{citar web |url=http://www.astronomy.com/news/year-of-pluto/2015/11/pluto-may-have-ammonia-fueled-ice-volcanoes |título=Pluto may have ammonia-fueled ice volcanoes |data=9 de novembro de 2015 |publicado=Astronomy Magazine |urlmorta=não |arquivourl=https://web.archive.org/web/20160304191045/http://www.astronomy.com/news/year-of-pluto/2015/11/pluto-may-have-ammonia-fueled-ice-volcanoes |arquivodata=4 de março de 2016}}</ref> Mecanismos hipotéticos para a formação desses corpos maiores incluem o colapso gravitacional de nuvens de seixos concentrados entre redemoinhos em um disco protoplanetário turbulento<ref name="Parker_etal_2011a">{{citar periódico |último1=Parker |primeiro1=Alex H. |último2=Kavelaars |primeiro2=J.J. |último3=Petit |primeiro3=Jean-Marc |último4=Jones |primeiro4=Lynne |último5=Gladman |primeiro5=Brett |último6=Parker |primeiro6=Joel |título=Characterization of Seven Ultra-wide Trans-Neptunian Binaries |periódico=The Astrophysical Journal |data=2011 |volume=743 |número=1 |páginas=159 |doi=10.1088/0004-6256/141/5/159 |arxiv=1108.2505 |bibcode=2011AJ....141..159N|s2cid=54187134 }}</ref><ref name="Cuzzi_etal_2010">{{citar periódico |último1=Cuzzi |primeiro1=Jeffrey N. |último2=Hogan |primeiro2=Robert C. |último3=Bottke |primeiro3=William F. |título=Towards initial mass functions for asteroids and Kuiper Belt Objects |periódico=Icarus |data=2010 |volume=208 |número=2 |páginas=518–538 |doi=10.1016/j.icarus.2010.03.005 |arxiv=1004.0270 |bibcode=2010Icar..208..518C|s2cid=31124076 }}</ref> ou em [[instabilidade de fluxo|instabilidades de fluxo]].<ref name=Johansen_Jacquet_2015>{{citar livro |último1=Johansen |primeiro1=A. |último2=Jacquet |primeiro2=E. |último3=Cuzzi |primeiro3=J. N. |último4=Morbidelli |primeiro4=A. |último5=Gounelle |primeiro5=M. |data=2015 |capítulo=New Paradigms For Asteroid Formation |editor-sobrenome1=Michel |editor-nome1=P. |editor-sobrenome2=DeMeo |editor-nome2=F. |editor-sobrenome3=Bottke |editor-nome3=W. |título=Asteroids IV |páginas=471 |publicado=University of Arizona Press |series=Space Science Series |arxiv=1505.02941 |bibcode=2015aste.book..471J |doi=10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025 |isbn=978-0-8165-3213-1|s2cid=118709894 }}</ref> Essas nuvens em colapso podem se fragmentar, formando binários.<ref name="Nesvorny_etal_2010a">{{citar periódico |último1=Nesvorný |primeiro1=David |último2=Youdin |primeiro2=Andrew N. |último3=Richardson |primeiro3=Derek C. |título=Formation of Kuiper Belt Binaries by Gravitational Collapse |periódico=The Astronomical Journal |data=2010 |volume=140 |número=3 |páginas=785–793 |doi=10.1088/0004-6256/140/3/785 |arxiv=1007.1465 |bibcode=2010AJ....140..785N|s2cid=118451279 }}</ref>

[[Modelo de Nice|Simulações de computador]] modernos mostram que o cinturão de Kuiper foi fortemente influenciado por [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e [[Netuno (planeta)|Netuno]], e também sugerem que nem [[Urano (planeta)|Urano]] nem Netuno poderiam ter se formado em suas posições atuais, porque existia muito pouca matéria primordial naquela faixa para produzir objetos de massa tão alta. Em vez disso, estima-se que esses planetas tenham se formado mais perto de Júpiter. A dispersão de planetesimais no início da história do [[Sistema Solar]] teria levado à migração das [[órbita]]s dos [[planetas gigantes]]: [[Saturno (planeta)|Saturno]], Urano e Netuno desviaram-se para fora, enquanto Júpiter desviou-se para dentro. Eventualmente, as órbitas mudaram para o ponto onde Júpiter e Saturno atingiram uma ressonância exata de 1:2; Júpiter orbitou o Sol duas vezes para cada órbita de Saturno. As repercussões gravitacionais de tal ressonância acabaram desestabilizando as órbitas de Urano e Netuno, fazendo com que fossem espalhadas para fora em órbitas de alta excentricidade que cruzavam o disco planetesimal primordial.<ref name="Levison2008"/><ref>{{citar web |último1=Hansen |primeiro1=K. |data=7 de junho de 2005 |título=Orbital shuffle for early solar system |url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html |publicado=[[Geotimes]] |acessodata=26 de agosto de 2007}}</ref><ref name="Tsiganis05">{{citar periódico |último1=Tsiganis |primeiro1=K. |último2=Gomes |primeiro2=R. |último3=Morbidelli |primeiro3=Alessandro |último4=Levison |primeiro4=Harold F. |data=2005 |título=Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System |periódico=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=435 |número=7041 |páginas=459–461 |bibcode=2005Natur.435..459T |doi=10.1038/nature03539 |pmid=15917800|s2cid=4430973 }}</ref>

Enquanto a órbita de Netuno era altamente excêntrica, suas ressonâncias de movimento médio se sobrepunham e as órbitas dos planetesimais evoluíram caoticamente, permitindo que os planetesimais se afastassem até a ressonância 1:2 de Netuno para formar um cinturão dinamicamente frio de objetos de baixa inclinação. Mais tarde, depois que sua excentricidade diminuiu, a órbita de Netuno se expandiu em direção à sua posição atual. Muitos planetesimais foram capturados e permanecem em ressonâncias durante esta migração, outros evoluíram para órbitas de maior inclinação e menor excentricidade e escaparam das ressonâncias para órbitas estáveis.<ref>{{citar periódico |último1=Thommes |primeiro1=E.W. |último2=Duncan |primeiro2=M.J. |último3=Levison |primeiro3=Harold F. |data=2002 |título=The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn |periódico=[[The Astronomical Journal]] |volume=123 |número=5 |páginas=2862–2883 |arxiv=astro-ph/0111290 |bibcode=2002AJ....123.2862T |doi=10.1086/339975|s2cid=17510705 }}</ref> Muito mais planetesimais foram espalhados para dentro, com pequenas frações sendo capturadas como [[troianos de Júpiter]], como satélites irregulares orbitando os planetas gigantes e como [[asteroides]] do cinturão externo. O restante foi espalhado novamente por Júpiter e, na maioria dos casos, ejetado do Sistema Solar, reduzindo a população primordial do cinturão de Kuiper em 99% ou mais.<ref name="Levison2008">{{citar periódico |último1=Levison |primeiro1=Harold F. |último2=Morbidelli |primeiro2=Alessandro |último3=Van Laerhoven |primeiro3=Christa |último4=Gomes |primeiro4=R. |data=2008 |título=Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune |periódico=[[Icarus (journal)|Icarus]] |volume=196 |número=1 |páginas=258–273 |arxiv=0712.0553 |bibcode=2008Icar..196..258L |doi=10.1016/j.icarus.2007.11.035|s2cid=7035885 }}</ref>

A versão original do modelo atualmente mais popular, o "[[modelo de Nice]]", reproduz muitas características do cinturão de Kuiper, como as populações "fria" e "quente", objetos ressonantes e um [[disco disperso]], mas ainda não leva em conta algumas das características de suas distribuições. O modelo prevê uma excentricidade média mais alta em órbitas KBO clássicas do que a observada (0,10 a 0,13 versus 0,07) e sua distribuição de inclinação prevista contém muito poucos objetos de alta inclinação.<ref name="Levison2008"/> Além disso, a frequência de objetos binários no cinturão frio, muitos dos quais distantes e pouco ligados, também representa um problema para o modelo. Prevê-se que estes tenham sido separados durante encontros com Netuno,<ref name="Parker_Kavelaars_2010">{{citar periódico |último1=Parker |primeiro1=Alex H. |último2=Kavelaars |primeiro2=J.J. |ano=2010 |título=Destruction of Binary Minor Planets During Neptune Scattering |periódico=The Astrophysical Journal Letters |volume=722 |número=2 |páginas=L204–L208 |doi=10.1088/2041-8205/722/2/L204 |bibcode=2010ApJ...722L.204P |arxiv=1009.3495|s2cid=119227937 }}</ref> levando alguns a propor que o disco frio se formou em sua localização atual, representando a única população verdadeiramente local de [[corpos menores do Sistema Solar]].<ref>{{citar periódico |último1=Lovett |primeiro1=R. |data=2010 |título=Kuiper Belt may be born of collisions |periódico=[[Nature (journal)|Nature]] |doi=10.1038/news.2010.522}}</ref>

Uma [[Modelo de Nice de cinco planetas|modificação recente]] do modelo de Nice faz com que o Sistema Solar comece com cinco planetas gigantes, incluindo um [[gigante gelado]] adicional, em uma cadeia de ressonâncias de movimento médio. Cerca de 400 milhões de anos após a formação do Sistema Solar, a cadeia de ressonância é quebrada. Em vez de serem espalhados no disco, os gigantes gelados primeiro migram para fora em várias UA.<ref name="Nesvorny_Morbidelli_2012">{{citar periódico |último1=Nesvorný |primeiro1=David |último2=Morbidelli |primeiro2=Alessandro |título=Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets |periódico=The Astronomical Journal |data=2012 |volume=144 |número=4 |página=117 |arxiv=1208.2957 |doi=10.1088/0004-6256/144/4/117 |bibcode=2012AJ....144..117N|s2cid=117757768 }}</ref> Essa migração divergente acaba levando a um cruzamento de ressonância, desestabilizando as órbitas dos planetas. O gigante gelado extra encontra Saturno e é espalhado para dentro em uma órbita de cruzamento de Júpiter e após uma série de encontros é ejetado do Sistema Solar. Os planetas restantes continuam sua migração até que o disco planetesimal esteja quase esgotado, com pequenas frações restantes em vários locais.<ref name="Nesvorny_Morbidelli_2012"/>

Como no modelo original de Nice, os objetos são capturados em ressonância com Netuno durante sua migração externa. Alguns permanecem nas ressonâncias, outros evoluem para órbitas de maior inclinação e menor excentricidade e são lançados em órbitas estáveis formando o cinturão clássico dinamicamente quente. A distribuição da inclinação do cinturão quente pode ser reproduzida se Netuno migrar de 24 UA para 30 UA em uma escala de tempo de 30 milhões de anos.<ref name="Nesvorny_2015a">{{citar periódico |último1=Nesvorný |primeiro1=David |título=Evidence for slow migration of Neptune from the inclination distribution of Kuiper belt objects |periódico=The Astronomical Journal |data=2015 |volume=150 |número=3 |página=73 |doi=10.1088/0004-6256/150/3/73 |arxiv=1504.06021 |bibcode=2015AJ....150...73N|s2cid=119185190 }}</ref> Quando Netuno migra para 28 UA, ele tem um encontro gravitacional com o gigante gelado extra. Objetos capturados do cinturão frio na ressonância de movimento médio 1:2 com Netuno são deixados para trás como uma concentração local em 44 UA quando este encontro faz com que o [[semieixo maior]] de Netuno salte para fora.<ref name="Nesvorny_2015b">{{citar periódico |último1=Nesvorný |primeiro1=David |título=Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel |periódico=The Astronomical Journal |data=2015 |volume=150 |número=3 |página=68 |doi=10.1088/0004-6256/150/3/68 |arxiv=1506.06019 |bibcode=2015AJ....150...68N|s2cid=117738539 }}</ref> Os objetos depositados no cinturão frio incluem alguns binários 'azuis' frouxamente ligados, originários de uma localização mais próxima do que a atual do cinturão frio.<ref name="Fraser_etal_2017">{{citar periódico |último1=Fraser |primeiro1=Wesley |numero-autores=etal  |título=All planetesimals born near the Kuiper belt formed as binaries|periódico=Nature Astronomy |data=2017 |volume=1 |número=4 |página=0088 |doi=10.1038/s41550-017-0088 |arxiv=1705.00683 |bibcode=2017NatAs...1E..88F|s2cid=118924314 }}</ref> Se a excentricidade de Netuno permanecer pequena durante esse encontro, a evolução caótica das órbitas do modelo original de Nice é evitada e um cinturão frio primordial é preservado.<ref name="Wolff_etal_2012">{{citar periódico |último1=Wolff |primeiro1=Schuyler |último2=Dawson |primeiro2=Rebekah I. |último3=Murray-Clay |primeiro3=Ruth A. |título=Neptune on Tiptoes: Dynamical Histories that Preserve the Cold Classical Kuiper Belt |periódico=The Astrophysical Journal |data=2012 |volume=746 |número=2 |página=171 |doi=10.1088/0004-637X/746/2/171 |arxiv=1112.1954 |bibcode=2012ApJ...746..171W|s2cid=119233820 }}</ref> Nas fases posteriores da migração de Netuno, uma varredura lenta de ressonâncias de movimento médio remove os objetos de maior excentricidade do cinturão frio, truncando sua distribuição de excentricidade.<ref name="Morbidelli_etal_2014">{{citar periódico |último1=Morbidelli |primeiro1=A. |último2=Gaspar |primeiro2=H.S. |último3=Nesvorny |primeiro3=D. |ano=2014 |título=Origin of the peculiar eccentricity distribution of the inner cold Kuiper belt |periódico=Icarus |volume=232 |páginas=81–87 |doi=10.1016/j.icarus.2013.12.023 |arxiv=1312.7536 |bibcode=2014Icar..232...81M|s2cid=119185365 }}</ref>

== Composição ==
[[Imagem:2003 UB313 near-infrared spectrum.png|thumb|upright=1.35|Os espectros infravermelhos de [[Éris (planeta anão)|Éris]] e [[Plutão]], destacando suas linhas comuns de absorção de [[metano]]]]
Estando distante do [[Sol]] e dos [[planeta]]s principais, acredita-se que os objetos do cinturão de Kuiper não sejam afetados pelos processos que moldaram e alteraram outros objetos do [[Sistema Solar]]; assim, determinar sua composição forneceria informações substanciais sobre a constituição do Sistema Solar mais antigo.<ref name="Brown_2012a"/> Devido ao seu pequeno tamanho e distância extrema da [[Terra]], a composição química dos KBOs é muito difícil de determinar. O principal método pelo qual os astrônomos determinam a composição de um objeto celeste é a [[espectroscopia]]. Quando a luz de um objeto é dividida em suas cores componentes, uma imagem semelhante a um arco-íris é formada. Esta imagem é chamada de [[Espectro (física)|espectro]]. Diferentes substâncias absorvem luz em diferentes comprimentos de onda e, quando o espectro de um objeto específico é desvendado, linhas escuras (chamadas de [[Raia espectral|linhas de absorção]]) aparecem onde as substâncias dentro dele absorveram aquele comprimento de onda específico da luz. Cada [[Elemento (química)|elemento]] ou [[Composto químico|composto]] tem sua própria assinatura espectroscópica única e, ao ler a "impressão digital" espectral completa de um objeto, os astrônomos podem determinar sua composição.

A análise indica que os objetos do cinturão de Kuiper são compostos de uma mistura de [[rocha]] e uma variedade de gelos, como [[água]], [[metano]] e [[amônia]]. A temperatura do cinturão é de apenas cerca de 50 [[Kelvin|K]],<ref name="Quaoar">{{citar periódico |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf |título=Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar |data=2004 |acessodata=21 de junho de 2007 |periódico=Nature |número=7018 |autor=David C. Jewitt |páginas=731–3 |bibcode=2004Natur.432..731J |doi=10.1038/nature03111 |pmid=15592406 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070621182808/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/50000/Quaoar.pdf |arquivodata=21 de junho de 2007 |volume=432 |autor2=Jane Luu |name-list-style= |s2cid=4334385}}</ref> de modo que muitos compostos que seriam gasosos mais próximos do Sol permanecem sólidos. As densidades e frações rocha-gelo são conhecidas apenas para um pequeno número de objetos para os quais os [[diâmetro]]s e as [[massa]]s foram determinados. O diâmetro pode ser determinado por imagens com um telescópio de alta resolução, como o [[Telescópio Espacial Hubble]], pelo tempo de uma [[ocultação]] quando um objeto passa na frente de uma [[estrela]] ou, mais comumente, usando o [[albedo]] de um objeto calculado a partir de sua emissões infravermelhas. As massas são determinadas usando os [[semieixo maiores]] e períodos de satélites, que são conhecidos apenas para alguns objetos binários. As densidades variam de menos de 0,4 a 2,6 g/cm3. Acredita-se que os objetos menos densos sejam em grande parte compostos de gelo e tenham uma porosidade significativa. Os objetos mais densos provavelmente são compostos de rocha com uma fina crosta de gelo. Há uma tendência de baixas densidades para objetos pequenos e altas densidades para objetos maiores. Uma explicação possível para essa tendência é que o gelo foi perdido das camadas superficiais quando objetos diferenciados colidiram para formar os objetos maiores.<ref name="Brown_2012a">{{citar periódico |último1=Brown |primeiro1=Michael E. |título=The Compositions of Kuiper Belt Objects |periódico=Annual Review of Earth and Planetary Sciences |data=2012 |volume=40 |número=1 |páginas=467–494 |doi=10.1146/annurev-earth-042711-105352 |arxiv=1112.2764 |bibcode=2012AREPS..40..467B|s2cid=14936224 }}</ref>

[[Imagem:Artist’s impression of exiled asteroid 2004 EW95.jpg|left|thumb|Impressão artística do [[plutino]] e possível antigo [[asteróide tipo C]] {{mpl|120216|2004 EW|95}}<ref>{{citar web|título=Exiled Asteroid Discovered in Outer Reaches of Solar System – ESO telescopes find first confirmed carbon-rich asteroid in Kuiper Belt|url=https://www.eso.org/public/news/eso1814/|website=www.eso.org|acessodata=12 de maio de 2018}}</ref>]]

Inicialmente, a análise detalhada dos KBOs era impossível e, portanto, os astrônomos só conseguiram determinar os fatos mais básicos sobre sua composição, principalmente sua cor.<ref name="KBOKBO">{{citar web |título=Surfaces of Kuiper Belt Objects |autor=Dave Jewitt |publicado=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html |data=2004 |acessodata=21 de junho de 2007 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070609094911/http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/kb/kb-colors.html |arquivodata=9 de junho de 2007}}</ref> Esses primeiros dados mostraram uma ampla gama de cores entre os KBOs, variando do cinza neutro ao vermelho escuro.<ref name="color">{{citar periódico |doi=10.1086/300299 |título=Optical-Infrared Spectral Diversity in the Kuiper Belt |data=1998 |último1=Jewitt |primeiro1=David |último2=Luu |primeiro2=Jane |periódico=The Astronomical Journal |volume=115 |número=4 |páginas=1667–1670 |bibcode=1998AJ....115.1667J|s2cid=122564418 |url=http://pdfs.semanticscholar.org/1749/a1869f99bc927872bebce8fac8682feaf3e6.pdf |arquivourl=https://web.archive.org/web/20200412143631/http://pdfs.semanticscholar.org/1749/a1869f99bc927872bebce8fac8682feaf3e6.pdf |urlmorta=sim |arquivodata=2020-04-12 }}</ref> Isso sugeriu que suas superfícies eram compostas por uma ampla gama de compostos, de gelos sujos a [[hidrocarbonetos]].<ref name=color/> Essa diversidade foi surpreendente, pois os astrônomos esperavam que os KBOs fossem uniformemente escuros, tendo perdido a maior parte dos gelos voláteis de suas superfícies pelos efeitos dos [[raios cósmicos]].<ref name=Davies_2001/>{{rp|page=118}} Várias soluções foram sugeridas para esta discrepância, incluindo recapeamento por impactos ou [[desgaseificação]].<ref name=KBOKBO/> A análise espectral de [[David C. Jewitt]] e [[Jane Luu]] dos objetos conhecidos do cinturão de Kuiper em 2001 descobriu que a variação na cor era muito extrema para ser facilmente explicada por impactos aleatórios.<ref>{{citar periódico |doi=10.1086/323304 |título=Colors and Spectra of Kuiper Belt Objects |data=2001 |último1=Jewitt |primeiro1=David C. |último2=Luu |primeiro2=Jane X. |periódico=The Astronomical Journal |volume=122 |número=4 |páginas=2099–2114 |arxiv=astro-ph/0107277 |bibcode=2001AJ....122.2099J|s2cid=35561353 }}</ref> Acredita-se que a radiação do Sol alterou quimicamente o metano na superfície dos KBOs, produzindo produtos como [[tolina]]s. [[Makemake]] demonstrou possuir vários hidrocarbonetos derivados do processamento de radiação do metano, incluindo [[etano]], [[etileno]] e [[acetileno]].<ref name="Brown_2012a"/>

Embora até o momento a maioria dos KBOs ainda pareçam sem características espectrais devido à sua fraqueza, houve vários sucessos na determinação de sua composição.<ref name=Quaoar/> Em 1996, Robert H. Brown ''et al.'' adquiriu dados espectroscópicos no KBO 1993 SC, que revelaram que a composição de sua superfície é marcadamente semelhante à de [[Plutão]], bem como à lua de Netuno, [[Tritão (satélite)|Tritão]], com grandes quantidades de gelo de metano.<ref name="rbrown">{{citar periódico |doi=10.1126/science.276.5314.937 |título=Surface Composition of Kuiper Belt Object 1993SC |data=1997 |último1=Brown |primeiro1=R. H. |periódico=Science |volume=276 |número=5314 |páginas=937–9 |pmid=9163038 |último2=Cruikshank |primeiro2=DP |último3=Pendleton |primeiro3=Y |último4=Veeder |primeiro4=GJ |bibcode=1997Sci...276..937B|s2cid=45185392 |url=https://semanticscholar.org/paper/2d0729c37f1c4c3569d779a74f61e56fcf9e3b49 }}</ref> Para os objetos menores, apenas as cores e, em alguns casos, os albedos foram determinados. Esses objetos se enquadram em duas classes: cinza com albedos baixos ou muito vermelhos com albedos altos. Supõe-se que a diferença de cores e albedos se deva à retenção ou perda de [[sulfeto de hidrogênio]] (H2S) na superfície desses objetos, com as superfícies daqueles que se formaram longe o suficiente do Sol para reter o H2S sendo avermelhadas devido à irradiação.<ref name="Wong_Brown_2016">{{citar periódico|último1=Wong|primeiro1=Ian|último2=Brown |primeiro2=Michael E.|data=2017|título=The bimodal color distribution of small Kuiper Belt objects |arxiv=1702.02615|doi=10.3847/1538-3881/aa60c3|volume=153|número=4|periódico=The Astronomical Journal|página=145|bibcode = 2017AJ....153..145W |s2cid=30811674}}</ref>

Os maiores KBOs, como Plutão e [[50000 Quaoar|Quaoar]], possuem superfícies ricas em compostos voláteis como metano, [[nitrogênio]] e [[monóxido de carbono]]; a presença dessas moléculas provavelmente se deve à sua pressão de vapor moderada na faixa de temperatura de 30 a 50 K do cinturão de Kuiper. Isso permite que eles ocasionalmente fervam suas superfícies e depois caiam novamente como neve, enquanto os compostos com pontos de ebulição mais altos permaneceriam sólidos. A abundância relativa desses três compostos nos maiores KBOs está diretamente relacionada à [[gravidade de superfície]] e à temperatura ambiente, que determina quais eles podem reter.<ref name="Brown_2012a"/> O gelo de água foi detectado em vários KBOs, incluindo membros da família Haumea, como {{mpl-|19308|1996 TO|66}},<ref>{{citar periódico |doi=10.1086/317277 |título=Near-Infrared Spectroscopy of the Bright Kuiper Belt Object 2000 EB173 |data=2000 |último1=Brown |primeiro1=Michael E. |último2=Blake |primeiro2=Geoffrey A. |último3=Kessler |primeiro3=Jacqueline E. |periódico=The Astrophysical Journal |volume=543 |número=2 |páginas=L163 |bibcode=2000ApJ...543L.163B|citeseerx=10.1.1.491.4308 }}</ref> objetos de tamanho médio, como [[38628 Huya]] e [[20000 Varuna]],<ref>{{citar periódico |data=2001 |título=NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106 |autor1=Licandro |autor2=Oliva |autor3=Di MArtino |doi=10.1051/0004-6361:20010758 |periódico=Astronomy and Astrophysics |volume=373 |número=3 |páginas=L29 |arxiv=astro-ph/0105434 |bibcode=2001A&A...373L..29L|s2cid=15690206 }}</ref> e também em alguns objetos menores.<ref name="Brown_2012a"/> A presença de gelo cristalino em objetos grandes e médios, incluindo [[50000 Quaoar]], onde também foi detectado [[hidrato]] de [[amônia]],<ref name=Quaoar/> pode indicar atividade tectônica passada auxiliada pela redução do ponto de fusão devido à presença de amônia.<ref name="Brown_2012a"/>

== Distribuição de massa e tamanho ==
Apesar de sua vasta extensão, a [[massa]] coletiva do cinturão de Kuiper é relativamente baixa. A massa total da população dinamicamente quente é estimada em 1% da [[massa da Terra]]. Estima-se que a população dinamicamente fria seja muito menor, com apenas 0,03% da massa da [[Terra]].<ref name="Fraser_etal_2014"/><ref name="g01">{{citar periódico |último=Gladman |primeiro=Brett |numero-autores=etal |título=The structure of the Kuiper belt |periódico=Astronomical Journal |data=agosto de 2001 |volume=122 |páginas=1051–1066 |doi=10.1086/322080 |bibcode=2001AJ....122.1051G |número=2|s2cid=54756972 |doi-access=free }}</ref> Enquanto a população dinamicamente quente é considerada o remanescente de uma população muito maior que se formou mais perto do [[Sol]] e se espalhou durante a [[Migração planetária|migração]] dos [[planetas gigantes]], em contraste, acredita-se que a população dinamicamente fria tenha se formado em sua localização atual. A estimativa mais recente (2018) coloca a massa total do cinturão de Kuiper em  (1,97±0,30)×10−2a massa da Terra com base na influência que exerce sobre o movimento dos [[planeta]]s.<ref name=Pitjeva2018>{{citar periódico |último1=Pitjeva |primeiro1=E. V. |último2=Pitjev |primeiro2=N. P. |título=Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft |periódico=Astronomy Letters |data=30 de outubro de 2018 |volume=44 |número=89 |páginas=554–566 |doi=10.1134/S1063773718090050|arxiv=1811.05191 |bibcode=2018AstL...44..554P |s2cid=119404378 }}</ref>

A pequena massa total da população dinamicamente fria apresenta alguns problemas para os modelos de [[Formação e evolução do Sistema Solar|formação do Sistema Solar]] porque uma massa considerável é necessária para o acréscimo de KBOs maiores que 100 km de [[diâmetro]]. Se o cinturão de Kuiper clássico e frio sempre tivesse sua baixa densidade atual, esses grandes objetos simplesmente não poderiam ter se formado pela colisão e fusão de [[planetesimais]] menores.<ref name=beyond/> Além disso, a excentricidade e a inclinação das órbitas atuais tornam os encontros bastante "violentos", resultando em destruição em vez de acréscimo. A remoção de uma grande fração da massa da população dinamicamente fria é considerada improvável. A influência atual de [[Netuno (planeta)|Netuno]] é muito fraca para explicar uma "aspiração" tão massiva, e a extensão da perda de massa por moagem colisional é limitada pela presença de binários frouxamente ligados no disco frio, que provavelmente serão interrompidos em colisões.<ref name="Nesvorny_etal_2011a">{{citar periódico |último1=Nesvorný |primeiro1=David |último2=Vokrouhlický |primeiro2=David |último3=Bottke |primeiro3=William F. |último4=Noll |primeiro4=Keith |último5=Levison |primeiro5=Harold F. |título=Observed Binary Fraction Sets Limits on the Extent of Collisional Grinding in the Kuiper Belt |periódico=The Astronomical Journal |data=2011 |volume=141 |número=5 |página=159 |doi=10.1088/0004-6256/141/5/159 |arxiv=1102.5706 |bibcode=2011AJ....141..159N|s2cid=54187134 }}</ref> Em vez de se formar a partir de colisões de planetesimais menores, o objeto maior pode ter se formado diretamente do colapso de nuvens de seixos.<ref name="Morbidelli_Nesvorny_2019">{{citar livro |último1=Morbidelli |primeiro1=Alessandro |último2=Nesvorny |primeiro2=David |título=The Trans-Neptunian Solar System |capítulo=Kuiper belt: formation and evolution |ano=2020 |páginas=25–59 |doi=10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3 |arxiv=1904.02980|isbn=9780128164907 |s2cid=102351398 }}</ref>

[[Imagem:TheKuiperBelt PowerLaw2.svg|thumb|upright=1.25|Ilustração da [[lei de potência]]]]

As distribuições de tamanho dos objetos do cinturão de Kuiper seguem uma série de [[leis de potência]]. Uma lei de potência descreve a relação entre ''N''(''D'') (o número de objetos de diâmetro maior que ''D'') e ''D'', e é chamada de inclinação de brilho.

O número de objetos é inversamente proporcional a alguma potência do diâmetro ''D'':

:<math> \frac{d N}{d D} \propto D^{-q}</math>, que produz (assumindo que ''q'' não é 1): <math>N\propto D^{1-q}+\text{uma constante}</math>.

(A constante pode ser diferente de zero apenas se a lei de potência não se aplicar a valores altos de ''D''.)

As primeiras estimativas baseadas em medições da distribuição de [[magnitude aparente]] encontraram um valor de q = 4 ± 0,5,<ref name="Bernstein et al. 2004">{{citar periódico |último1=Bernstein |primeiro1=G. M. |último2=Trilling |primeiro2=D. E. |último3=Allen |primeiro3=R. L. |último4=Brown |primeiro4=K. E. |último5=Holman |primeiro5=M. |último6=Malhotra |primeiro6=R. |título=The size distribution of transneptunian bodies |periódico=[[The Astronomical Journal]] |volume=128 |número=3 |páginas=1364–1390 |doi=10.1086/422919 |arxiv=astro-ph/0308467 |bibcode=2004AJ....128.1364B |data=2004|s2cid=13268096 }}</ref> o que implicava que existem 8 (=23) vezes mais objetos na faixa de 100 a 200 km do que na faixa de 200 a 400 km de alcance.

Pesquisas recentes revelaram que as distribuições de tamanho dos objetos clássicos quentes e frios têm diferentes inclinações. A inclinação para os objetos quentes é q = 5,3 em grandes diâmetros e q = 2,0 em pequenos diâmetros com a mudança na inclinação em 110 km. A inclinação para os objetos frios é q = 8,2 em grandes diâmetros e q = 2,9 em pequenos diâmetros com uma mudança na inclinação em 140 km.<ref name="Fraser_etal_2014">{{citar periódico |último1=Fraser |primeiro1=Wesley C. |último2=Brown |primeiro2=Michael E. |último3=Morbidelli |primeiro3=Alessandro |último4=Parker |primeiro4=Alex |último5=Batygin |primeiro5=Konstantin |título=The Absolute Magnitude Distribution of Kuiper Belt Objects |periódico=The Astrophysical Journal |data=2014 |volume=782 |número=2 |página=100 |doi=10.1088/0004-637X/782/2/100 |bibcode=2014ApJ...782..100F |arxiv=1401.2157|s2cid=2410254 }}</ref> As distribuições de tamanho dos objetos de dispersão, os [[plutino]]s e os [[troianos de Netuno]] têm inclinações semelhantes às outras populações dinamicamente quentes, mas podem ter um divot, uma diminuição acentuada no número de objetos abaixo de um tamanho específico. Supõe-se que esse divot seja devido à evolução colisional da população ou à formação da população sem objetos abaixo desse tamanho, com os objetos menores sendo fragmentos dos objetos originais.<ref name="Shankman_etal_2016a">{{citar periódico |último1=Shankman |primeiro1=C. |último2=Kavelaars |primeiro2=J. J. |último3=Gladman |primeiro3=B. J. |último4=Alexandersen |primeiro4=M. |último5=Kaib |primeiro5=N. |último6=Petit |primeiro6=J.-M. |último7=Bannister |primeiro7=M. T. |último8=Chen |primeiro8=Y.-T. |último9=Gwyn |primeiro9=S.|último10=Jakubik|primeiro10=M. |último11=Volk |primeiro11=K. |título=OSSOS. II. A Sharp Transition in the Absolute Magnitude Distribution of the Kuiper Belt's Scattering Population |periódico=The Astronomical Journal |data=2016 |volume=150 |número=2 |página=31 |doi= 10.3847/0004-6256/151/2/31 |arxiv= 1511.02896 |bibcode= 2016AJ....151...31S |s2cid=55213074 }}</ref><ref name="Alexandersen_etal_2014a">{{citar periódico |último1= Alexandersen |primeiro1= Mike |último2= Gladman |primeiro2=Brett |último3= Kavelaars |primeiro3=J.J. |último4=Petit |primeiro4= Jean-Marc |último5=Gwyn |primeiro5=Stephen |último6= Shankman |primeiro6= Cork |título=A carefully characterised and tracked Trans-Neptunian survey, the size-distribution of the Plutinos and the number of Neptunian Trojans |periódico= The Astronomical Journal |volume= 152 |número= 5 |páginas= 111 |data=2014 |arxiv= 1411.7953 |doi= 10.3847/0004-6256/152/5/111 |s2cid= 119108385 }}</ref>

Os menores objetos conhecidos do cinturão de Kuiper com raios abaixo de 1 km só foram detectados por [[ocultações estelares]], pois são muito fracos ([[Magnitude aparente|magnitude]] 35) para serem vistos diretamente por telescópios como o [[Telescópio Espacial Hubble]].<ref>{{citar jornal |título=Hubble Finds Smallest Kuiper Belt Object Ever Seen |url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/2009/news-2009-33.html |acessodata=29 de junho de 2015 |publicado=HubbleSite |data=dezembro de 2009}}</ref> Os primeiros relatos dessas ocultações foram de Schlichting ''et al.'' em dezembro de 2009, que anunciou a descoberta de um pequeno objeto do cinturão de Kuiper com raio sub-quilômetro na [[Fotometria (astronomia)|fotometria]] arquivística do Hubble de março de 2007. Com um raio estimado de {{val|520|60|u=m}} ou um diâmetro de {{val|1040|120|u=m}}, o objeto foi detectado pelo sistema de rastreamento de estrelas do Hubble quando ocultou brevemente uma [[estrela]] por 0,3 segundo.<ref name="Schlichting2009">{{citar periódico |último1= Schlichting |primeiro1= H. E. |último2= Ofek |primeiro2= E. O.|último3= Wenz |primeiro3= M. |último4= Sari |primeiro4= R. |último5=Gal-Yam |primeiro5=A. |último6= Livio |primeiro6= M. |numero-autores=etal |título=A single sub-kilometre Kuiper belt object from a stellar occultation in archival data |periódico=Nature |volume= 462 |número= 7275 |páginas= 895–897 |data=dezembro de 2009 |arxiv= 0912.2996 |doi= 10.1038/nature08608 |pmid= 20016596 |bibcode=2009Natur.462..895S|s2cid= 205219186 }}</ref> Em um estudo subsequente publicado em dezembro de 2012, Schlichting ''et al.'' realizou uma análise mais completa da fotometria arquivística do Hubble e relatou outro evento de ocultação por um objeto do cinturão de Kuiper de tamanho sub-quilômetro, estimado em {{val|530|70|u=m}} de raio ou {{val|1060|140|u=m}} de diâmetro. A partir dos eventos de ocultação detectados em 2009 e 2012, Schlichting ''et al.'' determinou a inclinação da distribuição do tamanho do objeto do cinturão de Kuiper como q = 3,6 ± 0,2 ou q = 3,8 ± 0,2, com as suposições de uma única lei de potência e uma distribuição de [[Sistema eclíptico de coordenadas#Coordenadas esféricas|latitude eclíptica]] uniforme. Seu resultado implica um forte déficit de objetos do cinturão de Kuiper de tamanho sub-quilômetro em comparação com extrapolações da população de objetos maiores do cinturão de Kuiper com diâmetros acima de 90 km.<ref name="Schlichting2012">{{citar periódico |último1= Schlichting |primeiro1= H. E. |último2= Ofek |primeiro2= E. O.|último3= Wenz |primeiro3= M. |último4= Sari |primeiro4= R. |último5=Gal-Yam |primeiro5=A. |último6= Livio |primeiro6= M. |numero-autores=etal |título=Measuring the Abundance of Sub-kilometer-sized Kuiper Belt Objects Using Stellar Occultations |periódico=The Astrophysical Journal |volume= 761 |número= 2 |páginas= 10 |id= 150 |data=dezembro de 2012 |arxiv= 1210.8155  |doi= 10.1088/0004-637X/761/2/150 |bibcode=2012ApJ...761..150S  |s2cid= 31856299 |doi-access= free}}</ref>

== Objetos espalhados ==
[[Imagem:TheKuiperBelt Projections 100AU Classical SDO.svg|left|thumb|upright=1.25|Comparação das [[órbita]]s de objetos de [[disco disperso]] (preto), KBOs clássicos (azul) e objetos ressonantes 2:5 (verde). Órbitas de outros KBOs são cinza. (Os eixos orbitais foram alinhados para comparação.)]]
{{artigo principal|Disco disperso|Centauro (astronomia)}}
O [[disco disperso]] é uma região escassamente povoada, sobrepondo-se ao cinturão de Kuiper, mas estendendo-se além de 100 UA. Objetos de disco dispersos (SDOs) têm [[órbita]]s muito elípticas, muitas vezes também muito inclinadas para a [[eclíptica]]. A maioria dos modelos de [[Formação e evolução do Sistema Solar|formação do Sistema Solar mostra]] KBOs e SDOs se formando primeiro em um cinturão primordial, com interações gravitacionais posteriores, particularmente com [[Netuno (planeta)|Netuno]], enviando os objetos para fora, alguns em órbitas estáveis (os KBOs) e alguns em órbitas instáveis, o disco disperso.<ref name=book/> Devido à sua natureza instável, suspeita-se que o disco disperso seja o ponto de origem de muitos dos [[cometa]]s de curto período do [[Sistema Solar]]. Suas órbitas dinâmicas ocasionalmente os forçam a entrar no Sistema Solar interno, primeiro tornando-se [[Centauro (astronomia)|centauros]] e depois cometas de curto período.<ref name=book/>

De acordo com o [[Minor Planet Center]], que cataloga oficialmente todos os [[objetos transnetunianos]], um KBO é qualquer objeto que orbita exclusivamente dentro da região definida do cinturão de Kuiper, independentemente de origem ou composição. Objetos encontrados fora do cinturão são classificados como objetos dispersos.<ref name="cen_sdo">{{citar web |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html |título=List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects |publicado=IAU: Minor Planet Center |acessodata=27 de outubro de 2010}}</ref> Em alguns círculos científicos, o termo "objeto do cinturão de Kuiper" tornou-se sinônimo de qualquer [[planeta gelado]] menor nativo do Sistema Solar externo que se supõe ter feito parte dessa classe inicial, mesmo que sua órbita durante a maior parte da história do Sistema Solar tenha estado além do cinturão de Kuiper (por exemplo, na região do disco disperso). Eles frequentemente descrevem objetos de disco dispersos como "objetos dispersos do cinturão de Kuiper".<ref>{{citar web |data=2005 |autor=David Jewitt |título=The 1000 km Scale KBOs |publicado=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html |acessodata=16 de julho de 2006}}</ref> [[Éris (planeta anão)|Éris]], que é conhecido por ser mais massivo que [[Plutão]], é frequentemente referido como um KBO, mas é tecnicamente um SDO.<ref name="cen_sdo"/> Um consenso entre os astrônomos quanto à definição precisa do cinturão de Kuiper ainda não foi alcançado, e esta questão permanece sem solução.

Os centauros, que normalmente não são considerados parte do cinturão de Kuiper, também são considerados objetos dispersos, com a única diferença de que foram espalhados para dentro, e não para fora. O Minor Planet Center agrupa os centauros e os SDOs juntos como objetos dispersos.<ref name="cen_sdo"/>

=== Tritão ===
[[Imagem:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg|thumb|upright|[[Tritão (satélite)|Tritão]], lua de [[Netuno (planeta)|Netuno]]]]
{{artigo principal|Tritão (satélite)}}
Durante seu período de [[Migração planetária|migração]], acredita-se que [[Netuno (planeta)|Netuno]] tenha capturado um grande KBO, [[Tritão (satélite)|Tritão]], que é a única grande lua no [[Sistema Solar]] com uma [[órbita retrógrada]] (orbita oposta à rotação de Netuno). Isso sugere que, ao contrário das grandes [[Satélites de Júpiter|luas de Júpiter]], [[Satélites de Saturno|Saturno]] e [[Satélites de Urano|Urano]], que se acredita terem se aglutinado a partir de discos giratórios de material em torno de seus jovens planetas hospedeiros, Tritão era um corpo totalmente formado que foi capturado do espaço circundante. A captura gravitacional de um objeto não é fácil: requer algum mecanismo para desacelerar o objeto o suficiente para ser capturado pela gravidade do objeto maior. Uma possível explicação é que Tritão fazia parte de um binário quando encontrou Netuno. (Muitos KBOs são membros de binários. Veja [[#Satélites|abaixo]].) A ejeção do outro membro do binário por Netuno poderia então explicar a captura de Tritão.<ref>{{citar periódico |url=http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf |título=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter |data=2006 |acessodata=29 de outubro de 2007 |periódico=Nature |número=7090 |autor=Craig B. Agnor |páginas=192–194 |bibcode=2006Natur.441..192A |doi=10.1038/nature04792 |pmid=16688170 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070621182809/http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf |arquivodata=21 de junho de 2007 |urlmorta=sim |volume=441 |autor2=Douglas P. Hamilton |name-list-style= |s2cid=4420518}}</ref> Tritão é apenas 14% maior que [[Plutão]], e a análise espectral de ambos os mundos mostra que suas superfícies são amplamente compostas de materiais semelhantes, como [[metano]] e [[monóxido de carbono]]. Tudo isso aponta para a conclusão de que Tritão já foi um KBO que foi capturado por Netuno durante sua [[Modelo de Nice|migração externa]].<ref>{{citar livro |último1=Encrenaz |primeiro1=Thérèse |último2=Kallenbach |primeiro2=R. |último3=Owen |primeiro3=T. |último4=Sotin |primeiro4=C. |título=TRITON, PLUTO, CENTAURS, AND TRANS-NEPTUNIAN BODIES |url=https://books.google.com/books?id=MbmiTd3x1UcC&pg=PA421 |acessodata=23 de junho de 2007 |data=2004 |isbn=978-1-4020-3362-9 |publicado=NASA Ames Research Center}}</ref>

== Maiores KBOs ==
Desde 2000, vários KBOs com [[diâmetro]]s entre 500 e 1.500 km, mais da metade do diâmetro de [[Plutão]], foram descobertos. [[50000 Quaoar]], um KBO clássico descoberto em 2002, tem mais de 1 200 km de diâmetro. [[Makemake]] e [[Haumea]], ambos anunciados em 29 de julho de 2005, são ainda maiores. Outros objetos, como [[28978 Ixion]] (descoberto em 2001) e [[20000 Varuna]] (descoberto em 2000), medem aproximadamente 600 a 700 km de diâmetro.<ref name=beyond/>

=== Plutão ===

{{artigo principal|Plutão}}
A descoberta desses grandes KBOs em [[órbita]]s semelhantes à de [[Plutão]] levou muitos a concluir que, além de seu tamanho relativo, Plutão não era particularmente diferente de outros membros do cinturão de Kuiper. Esses objetos não são apenas semelhantes a Plutão em tamanho, mas muitos também têm [[Satélite natural|satélites]] e são de composição semelhante ([[metano]] e [[monóxido de carbono]] foram encontrados em Plutão e nos maiores KBOs).<ref name=beyond/> Assim, assim como [[Ceres (planeta anão)|Ceres]] era considerado um [[planeta]] antes da descoberta de seus companheiros [[asteroide]]s, alguns começaram a sugerir que Plutão também poderia ser reclassificado.

A questão foi trazida à tona pela descoberta de [[Éris (planeta anão)|Éris]], um objeto no [[disco disperso]] muito além do cinturão de Kuiper, que agora é conhecido por ser 27% mais massivo que Plutão.<ref>{{citar web |título=Dysnomia, the moon of Eris |autor=Mike Brown |publicado=Caltech |url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon/index.html |data=2007 |acessodata=14 de junho de 2007}}</ref> (Éris foi originalmente pensado para ser maior do que Plutão em volume, mas a missão ''[[New Horizons]]'' descobriu que não era esse o caso). Em resposta, a [[União Astronômica Internacional]] (IAU) foi forçada a [[Definição de planeta|definir o que é um planeta]] pela primeira vez e, ao fazê-lo, incluiu em sua definição que um planeta deve ter "[[Dominância orbital|limpado a vizinhança]] em torno de sua órbita".<ref>{{citar web |url=http://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf |título=Resolution B5 and B6 |publicado=International Astronomical Union |data=2006}}</ref> Como Plutão compartilha sua órbita com muitos outros objetos consideráveis, considerou-se que não havia limpado sua órbita e, portanto, foi reclassificado de planeta para [[planeta anão]], tornando-o membro do cinturão de Kuiper.

Embora Plutão seja atualmente o maior KBO conhecido, há pelo menos um objeto maior conhecido atualmente fora do cinturão de Kuiper que provavelmente se originou nele: a lua de [[Netuno (planeta)|Netuno]], [[Tritão (satélite)|Tritão]] (que, como explicado acima, é provavelmente um KBO capturado).

Não está claro quantos KBOs são grandes o suficiente para serem planetas anões. A consideração das densidades surpreendentemente baixas de muitos candidatos a planetas anões sugere que poucos o são.<ref name="Grundy2019">{{citar periódico |último1=Grundy |primeiro1=W.M. |último2=Noll |primeiro2=K.S. |último3=Buie |primeiro3=M.W. |último4=Benecchi |primeiro4=S.D. |último5=Ragozzine |primeiro5=D. |último6=Roe |primeiro6=H.G. |título=The mutual orbit, mass, and density of transneptunian binary Gǃkúnǁʼhòmdímà ({{mp|(229762) 2007 UK|126}}) |periódico=Icarus |data=dezembro de 2019 |volume=334 |páginas=30–38 |doi=10.1016/j.icarus.2018.12.037 |s2cid=126574999 |url=http://www2.lowell.edu/users/grundy/abstracts/preprints/2019.G-G.pdf |urlmorta=não |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190407045339/http://www2.lowell.edu/~grundy/abstracts/preprints/2019.G-G.pdf |arquivodata=2019-04-07 }}</ref> [[90482 Orcus|Orcus]], [[Plutão]], [[Haumea]], [[50000 Quaoar|Quaoar]] e [[Makemake]] são aceitos pela maioria dos astrônomos; alguns propuseram outros órgãos, como [[120347 Salacia|Salacia]], [[307261 Máni|Máni]],<ref name="BrownList">Mike Brown, [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html 'How many dwarf planets are there in the outer solar system?'] {{webarchive |url=https://web.archive.org/web/20111018154917/http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html |data=18 de outubro de 2011 }} Accessed 15 November 2013</ref> [[55565 Aya|Aya]] e [[28978 Íxion|Ixion]].<ref name=Tancredi2008>{{citar periódico |último1=Tancredi |primeiro1=G. |último2=Favre |primeiro2=S. A. |doi=10.1016/j.icarus.2007.12.020 |título=Which are the dwarfs in the Solar System? |periódico=Icarus |volume=195 |número=2 |páginas=851–862 |ano=2008 |bibcode=2008Icar..195..851T}}</ref>

=== Satélites ===
Os seis maiores TNOs ([[Éris (planeta anão)|Éris]], [[Plutão]], [[225088 Gonggong|Gonggong]], [[Makemake]], [[Haumea]] e [[50000 Quaoar|Quaoar]]) são todos conhecidos por terem satélites, e dois deles têm mais de um. Uma porcentagem maior dos KBOs maiores têm satélites do que os objetos menores no cinturão de Kuiper, sugerindo que um mecanismo de formação diferente foi responsável.<ref>{{citar periódico |doi=10.1086/501524 |último1=Brown |primeiro1=M. E. |autorlink=Michael E. Brown |último2=Van Dam |primeiro2=M. A. |último3=Bouchez |primeiro3=A. H. |último4=Le Mignant |primeiro4=D. |último5=Campbell |primeiro5=R. D. |último6=Chin |primeiro6=J. C. Y. |último7=Conrad |primeiro7=A. |último8=Hartman |primeiro8=S. K. |último9=Johansson |primeiro9=E. M. |último10=Lafon |primeiro10=R. E. |último11=Rabinowitz |primeiro11=D. L. Rabinowitz |último12=Stomski |primeiro12=P. J., Jr. |último13=Summers |primeiro13=D. M. |último14=Trujillo |primeiro14=C. A. |último15=Wizinowich |primeiro15=P. L. |ano=2006 |título=Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects |periódico=The Astrophysical Journal |volume=639 |número=1 |páginas=L43–L46 |arxiv=astro-ph/0510029 |bibcode=2006ApJ...639L..43B |s2cid=2578831 |url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/gab.pdf |acessodata=19 de outubro de 2011 |ref={{sfnRef|Brown Van Dam et al.|2006}}}}</ref> Há também um grande número de binários (dois objetos próximos o suficiente em massa para orbitar "um ao outro") no cinturão de Kuiper. O exemplo mais notável é o binário Plutão-[[Caronte (satélite)|Caronte]], mas estima-se que cerca de 11% dos KBOs existam em binários.<ref>{{citar periódico |primeiro1=C.B. |último1=Agnor |primeiro2=D.P. |último2=Hamilton |título=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter |periódico=Nature |volume=441 |data=2006 |páginas=192–4 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/AgHam06.pdf |doi=10.1038/nature04792 |pmid=16688170 |número=7090 |bibcode=2006Natur.441..192A|s2cid=4420518 }}</ref>

== Exploração ==
[[Imagem:KBO 2014 MU69 HST.jpg|thumb|upright|O KBO [[486958 Arrokoth]] (círculos verdes), o alvo selecionado para a missão de objetos do cinturão de Kuiper da ''[[New Horizons]]'']]
{{artigo principal|New Horizons}}
Em 19 de janeiro de 2006, foi lançada a primeira [[sonda espacial]] a explorar o cinturão de Kuiper, a ''[[New Horizons]]'', que sobrevoou [[Plutão]] em 14 de julho de 2015. Além do sobrevoo de Plutão, o objetivo da missão era localizar e investigar outros objetos mais distantes no cinturão de Kuiper.<ref>{{citar web |url=http://discoverynewfrontiers.nasa.gov/missions/missions_nh.cfml |título=New Frontiers Program: New Horizons Science Objectives |publicado=NASA – New Frontiers Program |acessodata=15 de abril de 2015 |urlmorta=sim |arquivourl=https://web.archive.org/web/20150415224640/http://discoverynewfrontiers.nasa.gov/missions/missions_nh.cfml |arquivodata=15 de abril de 2015}}</ref>

[[Imagem:2014 MU69 orbit.jpg|thumb|left|upright=1|Diagrama mostrando a localização de [[486958 Arrokoth]] e a trajetória para o encontro]]
[[Imagem:UltimaThule_CA06_color_vertical.png|thumb|upright|Imagem composta colorida da ''[[New Horizons]]'' de [[486958 Arrokoth]] mostrando sua cor vermelha, sugerindo compostos orgânicos.<ref name="NASA-20190516">{{citar web |url=https://www.nasa.gov/feature/nasa-s-new-horizons-team-publishes-first-kuiper-belt-flyby-science-results|título=NASA's New Horizons Team Publishes First Kuiper Belt Flyby Science Results|publicado=NASA|data=16 de maio de 2019|acessodata=16 de maio de 2019}}</ref> Até agora, é o único KBO além de Plutão e seus satélites a ser visitado por uma [[sonda espacial]]]]

Em 15 de outubro de 2014, foi revelado que o [[Telescópio Espacial Hubble]] havia descoberto três alvos potenciais, provisoriamente designados PT1 ("alvo potencial 1"), PT2 e PT3 pela equipe da ''New Horizons''.<ref>{{citar web |título=NASA's Hubble Telescope Finds Potential Kuiper Belt Targets for New Horizons Pluto Mission |publicado=Johns Hopkins [[Applied Physics Laboratory]] |data=15 de outubro de 2014 |acessodata=16 de outubro de 2014 |arquivodata=16 de outubro de 2014 |url=http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2014/141015_2.asp |arquivourl=https://web.archive.org/web/20141016023345/http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2014/141015_2.asp}}</ref><ref>{{citar web |autor=Buie, Marc |autorlink=Marc W. Buie |título=New Horizons HST KBO Search Results: Status Report |url=http://www.stsci.edu/institute/stuc/oct-2014/New-Horizons.pdf |publicado=[[Space Telescope Science Institute]] |data=15 de outubro de 2014 |página=23 |acessodata=29 de agosto de 2015 |arquivodata=27 de julho de 2015 |arquivourl=https://wayback.archive-it.org/all/20150727213348/http://www.stsci.edu/institute/stuc/oct-2014/New-Horizons.pdf |urlmorta=sim }}</ref> Os diâmetros dos objetos foram estimados na faixa de 30 a 55 km; muito pequeno para ser visto por telescópios terrestres, em distância do [[Sol]] de 43 a 44 UA, o que colocaria os encontros no período de 2018 a 2019.<ref name = "Lakdawalla2014">{{citar web |último=Lakdawalla |primeiro=Emily |autorlink=Emily Lakdawalla |título=Finally! New Horizons has a second target |publicado=[[Planetary Society]] |data=15 de outubro de 2014 |acessodata=15 de outubro de 2014 |arquivodata=15 de outubro de 2014 |url=http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2014/10151024-finally-new-horizons-has-a-kbo.html |arquivourl=https://web.archive.org/web/20141015230432/http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2014/10151024-finally-new-horizons-has-a-kbo.html |urlmorta=não}}</ref> As probabilidades iniciais estimadas de que esses objetos eram alcançáveis dentro do orçamento de combustível da ''New Horizons'' eram de 100%, 7% e 97%, respectivamente.<ref name="Lakdawalla2014"/> Todos eram membros do cinturão de Kuiper clássico "frio" (baixa [[Inclinação orbital|inclinação]], baixa [[Excentricidade orbital|excentricidade]]) e, portanto, muito diferentes de Plutão. [[2014 MU69|PT1]] (dada a designação temporária "1110113Y" no site do HST),<ref>{{citar web |título=Hubble to Proceed with Full Search for New Horizons Targets |publicado=[[Space Telescope Science Institute]] |data=1 de julho de 2014 |acessodata=15 de outubro de 2014 |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/35/image/a/}}</ref> o objeto com localização mais favorável, tinha magnitude 26.8, 30 a 45 km de diâmetro e foi encontrado em janeiro de 2019.<ref name="VOX-20150414">{{citar web |último=Stromberg |primeiro=Joseph |título=NASA's New Horizons probe was visiting Pluto — and just sent back its first color photos |url=https://www.vox.com/2015/4/14/8412031/pluto-new-horizons |data=14 de abril de 2015 |publicado=[[Vox (website)|Vox]] |acessodata=14 de abril de 2015}}</ref> Uma vez que informações orbitais suficientes foram fornecidas, o [[Minor Planet Center]] deu designações oficiais para os três alvos KBOs: {{mpl|2014 MU|69}} (PT1), {{mpl|2014 OS|393}} (PT2) e {{mpl|2014 PN|70}} (PT3). No outono de 2014, um possível quarto alvo, {{mpl|2014 MT|69}}, havia sido eliminado por observações de acompanhamento. O PT2 estava fora da corrida antes do sobrevoo de Plutão.<ref>{{citar web |autor=Corey S. Powell |título=Alan Stern on Pluto's Wonders, New Horizons' Lost Twin, and That Whole "Dwarf Planet" Thing |url=http://blogs.discovermagazine.com/outthere/2015/03/29/alan-stern-on-plutos-wonders/ |revista=[[Discover (magazine)|Discover]] |data=29 de março de 2015|autorlink=Corey S. Powell }}</ref><ref>{{citar periódico |url=http://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2015/pdf/1301.pdf |título=Orbits and Accessibility of Potential New Horizons KBO Encounter Targets |número=1832 |páginas=1301 |data=2015 |periódico=USRA-Houston |arquivourl=https://web.archive.org/web/20160303182211/http://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2015/pdf/1301.pdf |arquivodata=3 de março de 2016|bibcode=2015LPI....46.1301P |último1=Porter |primeiro1=S. B. |último2=Parker |primeiro2=A. H. |último3=Buie |primeiro3=M. |último4=Spencer |primeiro4=J. |último5=Weaver |primeiro5=H. |último6=Stern |primeiro6=S. A. |último7=Benecchi |primeiro7=S. |último8=Zangari |primeiro8=A. M. |último9=Verbiscer |primeiro9=A. |último10=Gywn |primeiro10=S. |último11=Petit |primeiro11=J. -M. |último12=Sterner |primeiro12=R. |último13=Borncamp |primeiro13=D. |último14=Noll |primeiro14=K. |último15=Kavelaars |primeiro15=J. J. |último16=Tholen |primeiro16=D. |último17=Singer |primeiro17=K. N. |último18=Showalter |primeiro18=M. |último19=Fuentes |primeiro19=C. |último20=Bernstein |primeiro20=G. |último21=Belton |primeiro21=M. }}</ref>

Em 26 de agosto de 2015, o primeiro alvo, {{mp|2014 MU|69}} (apelidado de "Ultima Thule" e posteriormente nomeado [[486958 Arrokoth]]), foi escolhido. O ajuste de curso ocorreu no final de outubro e início de novembro de 2015, levando a um sobrevoo em janeiro de 2019.<ref>{{citar web |último=McKinnon |primeiro=Mika |url=http://space.gizmodo.com/new-horizons-locks-onto-next-target-lets-explore-the-k-1727298103 |título=New Horizons Locks Onto Next Target: Let's Explore the Kuiper Belt! |data=28 de agosto de 2015 |urlmorta=não |arquivourl=https://web.archive.org/web/20151231190843/http://space.gizmodo.com/new-horizons-locks-onto-next-target-lets-explore-the-k-1727298103 |arquivodata=31 de dezembro de 2015}}</ref> Em 1 de julho de 2016, a [[NASA]] aprovou financiamento adicional para a ''New Horizons'' visitar o objeto.<ref>{{citar web|título=New Horizons Receives Mission Extension to Kuiper Belt, Dawn to Remain at Ceres
|url=https://www.nasa.gov/feature/new-horizons-receives-mission-extension-to-kuiper-belt-dawn-to-remain-at-ceres|data=1 de julho de 2016|autor=Dwayne Brown / Laurie Cantillo|publicado=NASA|acessodata=15 de maio de 2017}}</ref>

Em 2 de dezembro de 2015, a ''New Horizons'' detectou o que era então chamado de {{mpl|1994 JR|1}} (mais tarde chamado de [[15810 Arawn]]) a 270 milhões de km de distância.<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). 7 December 2015.</ref>

Em 1 de janeiro de 2019, a ''New Horizons'' voou com sucesso por Arrokoth, retornando dados mostrando que Arrokoth era um [[Binário de contato (corpo menor do Sistema Solar)|binário de contato]] de 32 km de comprimento por 16 km de largura.<ref name="NYT-20190210">{{citar jornal |último=Corum |primeiro=Jonathan |título=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 |url=https://www.nytimes.com/interactive/2018/12/31/science/new-horizons-ultima-thule-flyby.html |data=10 de fevereiro de 2019 |publicado=[[The New York Times]] |acessodata=11 de fevereiro de 2019 }}</ref> O instrumento [[Ralph (New Horizons)|Ralph]] a bordo da ''New Horizons'' confirmou a cor vermelha de Arrokoth. Os dados de sobrevoo continuarão a ser baixados nos próximos 20 meses.

Nenhuma missão de acompanhamento para a ''New Horizons'' está planejada, embora pelo menos dois conceitos para missões que retornariam à órbita ou pousariam em Plutão tenham sido estudados.<ref>{{citar jornal |url=https://www.nasa.gov/directorates/spacetech/niac/2017_Phase_I_Phase_II/Fusion_Enabled_Pluto_Orbiter_and_Lander|título=Fusion-Enabled Pluto Orbiter and Lander|último=Hall|primeiro=Loura|data=2017-04-05|publicado=NASA|acessodata=2018-07-13}}</ref><ref>{{citar web|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2017-09/gac-gac092117.php|título=Global Aerospace Corporation to present Pluto lander concept to NASA|website=EurekAlert!|acessodata=2018-07-13}}</ref> Além de Plutão, existem muitos grandes KBOs que não podem ser visitados com a ''New Horizons'', como os [[planetas anões]] [[Makemake]] e [[Haumea]]. Novas missões seriam encarregadas de explorar e estudar esses objetos em detalhes. A [[Thales Alenia Space]] estudou a logística de uma missão orbital para Haumea,<ref>{{citar periódico|data=2011-03-01|título=A preliminary assessment of an orbiter in the Haumean system: How quickly can a planetary orbiter reach such a distant target?|periódico=Acta Astronautica|volume=68|número=5–6|páginas=622–628|doi=10.1016/j.actaastro.2010.04.011|issn=0094-5765|bibcode=2011AcAau..68..622P|último1=Poncy|primeiro1=Joel|último2=Fontdecaba Baig|primeiro2=Jordi|último3=Feresin|primeiro3=Fred|último4=Martinot|primeiro4=Vincent}}</ref> um alvo científico de alta prioridade devido ao seu status de corpo pai de uma família colisional que inclui vários outros TNOs, bem como o anel de Haumea e duas luas. O principal autor, Joel Poncy, defendeu uma nova tecnologia que permitiria que as sondas espaciais alcançassem e orbitassem dos KBOs em 10 a 20 anos ou menos.<ref>{{citar web|url=https://www.centauri-dreams.org/2009/07/15/haumea-technique-and-rationale/|título=Haumea: Technique and Rationale|website=www.centauri-dreams.org|acessodata=2018-07-13}}</ref> O investigador principal da ''New Horizons'', Alan Stern, sugeriu informalmente missões que passariam pelos planetas [[Urano (planeta)|Urano]] ou [[Netuno (planeta)|Netuno]] antes de visitar novos alvos KBO,<ref>{{citar jornal|url=https://www.space.com/40453-chasing-new-horizons-alan-stern-interview.html|título=New Horizons' Dramatic Journey to Pluto Revealed in New Book|publicado=Space.com|acessodata=2018-07-13}}</ref> avançando assim na exploração do cinturão de Kuiper enquanto também visitava esses [[planetas gigantes]] de gelo pela primeira vez desde os sobrevoos da ''[[Voyager 2]]'' na década de 1980.

=== Estudos de projeto e missões conceituais ===
[[Imagem:Interstellar robotic probe.gif|thumb|Projeto para um conceito avançado de sonda de 1999]]
[[50000 Quaoar]] foi considerado um alvo de sobrevoo para uma sonda encarregada de explorar o [[meio interestelar]], já que atualmente está perto do nariz [[Heliosfera|heliosférico]]; Pontus Brandt, [[Applied Physics Laboratory]] da [[Universidade Johns Hopkins]], e seus colegas estudaram uma sonda que passaria por Quaoar na década de 2030 antes de continuar para o meio interestelar através do nariz heliosférico.<ref name="exploration">{{Citation|último=TVIW|título=22. Humanity's First Explicit Step in Reaching Another Star: The Interstellar Probe Mission|data=2017-11-04|url=https://www.youtube.com/watch?v=Ailuk9ou0YI|arquivourl=https://ghostarchive.org/varchive/youtube/20211030/Ailuk9ou0YI|arquivodata=2021-10-30|acessodata=2018-07-24}}</ref><ref>{{citar jornal|url=https://agu.confex.com/agu/2018tess/meetingapp.cgi/Paper/334466|título=Triennial Earth Sun-Summit|acessodata=2018-07-24}}</ref> Entre seus interesses em Quaoar estão o provável desaparecimento da [[atmosfera]] de [[metano]] e o [[Criovulcão|criovulcanismo]].<ref name="exploration"/> A missão estudada por Brandt e seus colegas seria lançada usando [[Space Launch System|SLS]] e atingiria 30 km/s usando um sobrevoo de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Alternativamente, para uma missão orbital, um estudo publicado em 2012 concluiu que [[28978 Ixion|Ixion]] e [[38628 Huya|Huya]] estão entre os alvos mais viáveis.<ref>{{citar livro|último1=Gleaves|primeiro1=Ashley|último2=Allen|primeiro2=Randall|último3=Tupis |primeiro3=Adam|último4=Quigley|primeiro4=John |último5=Moon|primeiro5=Adam|último6=Roe|primeiro6=Eric|último7=Spencer|primeiro7=David|último8=Youst|primeiro8=Nicholas|último9=Lyne|primeiro9=James|data=2012-08-13|título=A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects – Part II, Orbital Capture|periódico=AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference|local=Reston, Virginia|publicado=American Institute of Aeronautics and Astronautics |doi=10.2514/6.2012-5066|isbn=9781624101823|s2cid=118995590 |url=https://semanticscholar.org/paper/d6e0efa0d291cbf487754c69e71640411a068f1e}}</ref> Por exemplo, os autores calcularam que uma missão orbital poderia chegar a Ixion após 17 anos de viagem, se lançada em 2039.

No final da década de 2010, um estudo de projeto de Glen Costigan e colegas discutiu a captura orbital e cenários de múltiplos alvos para objetos do cinturão de Kuiper.<ref>Low-Cost Opportunity for Multiple Trans-Neptunian Object Rendezvous and Capture, AAS Paper 17-777.</ref><ref name=":1">{{citar web|url=https://www.researchgate.net/publication/326569409|título=AAS 17-777 LOW-COST OPPORTUNITY FOR MULTIPLE TRANS-NEPTUNIAN OBJECT RENDEZVOUS AND ORBITAL CAPTURE|website=ResearchGate|acessodata=2019-09-23}}</ref> Alguns objetos do cinturão de Kuiper estudados naquele artigo em particular incluíam {{mpl|2002 UX|25}}, {{mpl|1998 WW|31}} e [[47171 Lempo]].<ref name=":1" /> Outro estudo de projeto de Ryan McGranaghan e colegas em 2011 explorou um levantamento de [[sondas espaciais]] dos grandes objetos transnetunianos Quaoar, [[90377 Sedna|Sedna]], [[Makemake]], [[Haumea]] e [[Éris (planeta anão)|Éris]].<ref>{{citar web|url=https://www.researchgate.net/publication/258495993|título=A Survey of Mission Opportunities to Trans-Neptunian Objects|website=ResearchGate|acessodata=2019-09-23}}</ref>

As missões interestelares avaliaram a inclusão de um sobrevoo de objetos do cinturão de Kuiper como parte de sua missão.<ref>PLANETARY SCIENCE WITH AN INTERSTELLAR PROBE. https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2019/pdf/2709.pdf</ref>

== Cinturões de Kuiper extrassolares ==
[[Imagem:Kuiper belt remote.jpg|thumb|upright=1.25|[[Discos de detritos]] ao redor das estrelas [[HD 139664]] e [[HD 53143]], círculo preto da câmera escondendo estrelas para exibir os discos]]
{{artigo principal|Disco de detritos}}
Em 2006, os astrônomos haviam resolvido discos de poeira que se pensava serem estruturas semelhantes ao cinturão de Kuiper em torno de nove [[estrela]]s além do [[Sol]]. Eles parecem se enquadrar em duas categorias: cinturões largos, com raios de mais de 50 UA, e cinturões estreitos (provavelmente como o do [[Sistema Solar]]) com raios entre 20 e 30 UA e limites relativamente nítidos.<ref name="Kalas et al. 2006"/> Além disso, 15 a 20% das estrelas do tipo solar têm um [[Excesso de emissão infravermelha|excesso de infravermelho]] observado que é sugestivo de estruturas massivas semelhantes ao cinturão de Kuiper.<ref>{{citar periódico |título=Debris Disks around Sun-like Stars |autor=Trilling, D. E. |autor2=Bryden, G. |autor3=Beichman, C. A. |autor4=Rieke, G. H. |autor5=Su, K. Y. L. |autor6=Stansberry, J. A. |autor7=Blaylock, M. |autor8=Stapelfeldt, K. R. |autor9=Beeman, J. W. |autor10=Haller, E. E. |volume=674 |número=2 |páginas=1086–1105 |data=fevereiro de 2008 |bibcode=2008ApJ...674.1086T |doi=10.1086/525514 |periódico=The Astrophysical Journal |arxiv=0710.5498|s2cid=54940779 }}</ref> A maioria dos discos de detritos conhecidos em torno de outras estrelas são relativamente jovens, mas as duas imagens à direita, tiradas pelo [[Telescópio Espacial Hubble]] em janeiro de 2006, têm idade suficiente (cerca de 300 milhões de anos) para se estabelecerem em configurações estáveis. A imagem da esquerda é uma "visão superior" de um cinturão largo, e a imagem da direita é uma "visão de borda" de um cinturão estreito.<ref name="Kalas et al. 2006">{{citar periódico |bibcode=2006ApJ...637L..57K |arxiv=astro-ph/0601488 |título=First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664 |último1=Kalas |primeiro1=Paul |último2=Graham |primeiro2=James R. |último3=Clampin |primeiro3=Mark C. |último4=Fitzgerald |primeiro4=Michael P. |volume=637 |número=1 |data=2006 |páginas=L57 |periódico=The Astrophysical Journal |doi=10.1086/500305|s2cid=18293244 }}</ref><ref>{{citar web |título=Dusty Planetary Disks Around Two Nearby Stars Resemble Our Kuiper Belt |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/05/image/a |data=2006 |acessodata=1 de julho de 2007}}</ref> Simulações de poeira no cinturão de Kuiper sugerem que, quando era mais jovem, pode ter se parecido com os anéis estreitos vistos em torno de estrelas mais jovens.<ref>{{citar periódico |título=Collisional Grooming Models of the Kuiper Belt Dust Cloud |autor=Kuchner, M. J. |autor2=Stark, C. C. |volume=140 |número=4 |páginas=1007–1019 |data=2010 |bibcode=2010AJ....140.1007K |doi=10.1088/0004-6256/140/4/1007 |periódico=The Astronomical Journal |arxiv=1008.0904|s2cid=119208483 }}</ref>

== Ver também ==
{{div col|colwidth=20em}}
* [[Cinturão de asteroides]]
* [[Lista de candidatos a planeta anão]]
* [[Lista de objetos transnetunianos]]
* [[Planeta Nove]]
{{div col end}}

== Notas ==
{{notelist|1}}

{{referências}}

== Ligações externas ==
{{Commons category|Kuiper belt objects}}
* [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html Dave Jewitt's page @ UCLA]
** [http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/gerard.html The belt's name]
* [http://www.physics.ucf.edu/~yfernandez/cometlist.html List of short period comets by family]
* [https://web.archive.org/web/20021119032639/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs Kuiper Belt Profile] by [http://solarsystem.nasa.gov NASA's Solar System Exploration]
* [http://www.boulder.swri.edu/ekonews/ The Kuiper Belt Electronic Newsletter]
* [http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html Wm. Robert Johnston's TNO page]
* [http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/OuterPlot.html Minor Planet Center: Plot of the Outer Solar System], illustrating Kuiper gap
* [http://www.iau.org/ Website of the International Astronomical Union] (debating the status of TNOs)
* [https://web.archive.org/web/20030410073742/http://www.astronomy2006.com/ XXVIth General Assembly 2006]
* [http://www.nature.com/nature/journal/v424/n6949/fig_tab/nature01725_F1.html nature.com article: diagram displaying inner solar system, Kuiper Belt, and Oort Cloud], taken from {{citar periódico |doi=10.1038/nature01725 |título=The evolution of comets in the Oort cloud and Kuiper belt |data=2003 |último1=Alan Stern |primeiro1=S. |periódico=Nature |volume=424 |número=6949 |páginas=639–42 |pmid=12904784|bibcode=2003Natur.424..639S |s2cid=4363645 }}
* SPACE.com: [http://www.space.com/scienceastronomy/060814_tno_found.html Discovery Hints at a Quadrillion Space Rocks Beyond Neptune] (Sara Goudarzi) 15 August 2006 06:13 am ET
* [http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-64-pluto-and-the-icy-outer-solar-system/ The Outer Solar System] [[Astronomy Cast]] episode No. 64, includes full transcript.
* [https://web.archive.org/web/20160304083511/http://canadapodcasts.ca/podcasts/TheDays/1358804?start=0 The Kuiper belt] - 365daysofastronomy.org
* [http://nineplanets.org/kboc.html Nine Planets' webpage on the Edgeworth-Kuiper Belt and Oort Cloud]
* [http://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/TNOs.html List of TNOS]

{{Corpos menores do Sistema Solar}}
{{Planetas anões}}
{{Sistema Solar2}}

{{controle de autoridade}}

[[Categoria:Objetos do cinturão de Kuiper| ]]
[[Categoria:Região transnetuniano]]
[[Categoria:Água extraterrestre]]
[[Categoria:Objetos astronômicos descobertos em 1992]]