OCinto de Kuiper (tamén chamadoCinto de Edgeworth-Kuiper) é unha área dosistema solar que se estende desde a órbita deNeptuno (a 30UA doSol) ata50 UA doSol.
A súa composición é semellante á docinto de asteroides, pero é moito máis grande: 20 veces máis ancho e entre 20 e 200 veces máis masivo. Igual que o cinto de asteroides, consiste principalmente en corpos pequenos (restos da formación do Sistema Solar), variosplanetas ananos (Plutón,Makemake eHaumea) e un bo número deplanetoides que son posiblescandidatos a planeta anano. Pero, mentres que os asteroides están compostos fundamentalmente de rocha e metal, os obxectos do cinto de Kuiper están compostos principalmente devolátiles (en forma de "xeo"), comometano,amoníaco eauga.
O cinto de Kuiper recibe o seu nome na honra do astrónomo holandésGerard Kuiper, quen conxecturou a existencia deste anel en 1951. No entanto, outros, como o astrónomo afeccionado irlandésKenneth Edgeworth xa especularan sobre a súa existencia na década de 1939.
Após adescuberta de Plutón en 1930, houbo moita especulación sobre se este puidese non estar só. A rexión chamada agora cinto de Kuiper constituíu unha hipótese con diversas formulacións durante décadas. Foi só en 1992 que se atopou a primeira proba da súa existencia. O número e variedade de especulacións anteriores sobre a súa natureza ten provocado incerteza sobre quen debería levar o mérito de a ter proposto por vez primeira.
En 1987, o astrónomoDavid Jewitt, que traballaba noMIT, considerou o desconcertante aparente baleiro do sistema solar exterior. Animou a súa estudante de doutoramentoJane Luu a que tentase localizar outro obxecto que orbitase alén da órbita de Plutón. Empregando os telescopios doObservatorio Nacional de Kitt Peak (Arizona) e doObservatorio Interamericano de Cerro Tololo (Chile), Jewitt e Luu realizaron a súa investigación de xeito parecido a como fixeran Clyde Tombaugh e Charles Kowal, cuncomparador de escintileos. Nun principio. o exame de cada par de placas levaba unhas oito horas, mais o proceso acelerouse coa chegada de dispositivos electrónicos de carga acoplada (CCD) que, aínda que permitían unha amplitude de campo menor, non só eran máis eficientes na recollida da luz (retiñan o 90% da luz que recibían no canto do 10% que atinxían as fotografías), senón que permitían que o proceso se realizase de xeito virtual, nunha pantalla de computador. En 1988, Jewitt pasou aoInstituto de Astronomía da Universidade de Hawai. Luu uniuse a el posteriormente para traballar no telescopio de 2,24 m que a Universidade de Hawai tiña enMauna Kea. Posteriormente, co campo de visión dos CCD aumentara a 1024 x 1024 píxeles, o que permitía que as buscas se realizasen con maior rapidez.
Finalmente, após cinco anos de busca, Jewitt e Luu anunciaron o 30 de agosto de 1992 a descuberta do candidato a obxecto do Cinto de Kuiper1992 QB1. Este obxecto recibiría posteriormente o nome de 15760 Albion. Seis meses máis tarde descubriron un segundo obxecto na rexión ((181708) 1993 FW. En 2018 xa eran máis de dous mil os obxectos do Cinto de Kuiper descubertos. Máis de mil foron atopados nun cinto nos vinte anos (1992–2012) que seguiron á descuberta de 15760 Albion. A extensión e natureza completas do Cinto de Kuiper son aínda descoñecidas. A finais da década de 2010, unha sonda espacial pasou preto de dous deles.
Os obxectos do Cinto de Kuiper son coñecidos como OCK (KBO polas súas siglas en inglés, Kuiper Belt Objects) son osplanetas menores que se atopan máis aló de Neptuno (Obxectos Transneptunianos, OTN ou TNO) formando un disco difuso na dirección do plano de xiro doSistema Solar. Como todos os corpos menores, en función do seu tamaño tamén podemos distinguirplanetas ananos (con tamaños suficientes para que a gravidade provoque que a súa forma se aproxime á esfera, todos os confirmados no cinto de Kuiper con diámetros maiores de 1000 km) e obxectos de tamaño inferior que non fosen clasificados como cometas.
Os obxectos clasifícanse en función da súa órbita:
1. Clásicos oucubewanos (do nome do planeta menor 1992 QB1, primeiro descuberto da súa clase): son planetas menores con órbitas distantes a Neptuno e que non teñen relación co seu movemento.
2. Resonantes: son planetas menores con órbitas de períodos que presentan unha relación co período neptuniano que se pode expresar como unha fracción de números enteiros, por exemplo 1:2, 2:3... Así, por exemploPlutón e outros planetas menores presentan unha relación 2:3, e por ser o primeiro descuberto e mellor coñecido Plutón, reciben o nome deplutinos.
Dentro do Cinto de Kuiper coñécense varios obxectos cun diámetro de case ou de máis de 1.000 km (aínda que existen un alto rango de incerteza):
↑T.L. Lim, J. Stansberry, T.G. Müller (2010). "“TNOs are Cool”: A survey of the trans-Neptunian region III. Thermophysical properties of 90482 Orcus and 136472 Makemake".Astronomy and Astrophysics518: L148.Bibcode:2010A&A...518L.148L.doi:10.1051/0004-6361/201014701.
↑John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (20 de febreiro de 2007). University of Arizona, Lowell Observatory, California Institute of Technology, NASA Ames Research Center, Southwest Research Institute, Cornell University, ed."Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope". Consultado o 17 de xullo de 2008.
↑John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (2008). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope". En M. Antonietta Barucci, Hermann Boehnhardt, Dale P. Cruikshank.The Solar System Beyond Neptune(pdf).University of Arizona press. pp. 161–179.ISBN0-8165-2755-5. arxiv:astro-ph/0702538v2.
