Cinturão de Kuiper

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)

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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: Arrokoth (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 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.