แถบ Kuiperเรียกอีกอย่างว่าเข็มขัด Edgeworth-Kuiperวงแหวนแบนของวัตถุขนาดเล็กน้ำแข็งที่หมุนรอบดวงอาทิตย์เหนือวงโคจรของดาวเคราะห์เนปจูน มันได้รับการตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันชาวอเมริกันชื่อ Gerard P. Kuiper และประกอบด้วยวัตถุหลายร้อยล้านล้าน - สันนิษฐานว่าเป็นของเหลือจากการก่อตัวของดาวเคราะห์ชั้นนอกซึ่งวงโคจรของมันอยู่ใกล้กับระนาบของระบบสุริยะ แถบไคเปอร์คาดว่าจะเป็นแหล่งที่มาของดาวหางระยะสั้นส่วนใหญ่ที่สังเกตได้โดยเฉพาะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ในเวลาน้อยกว่า 20 ปีและสำหรับวัตถุเซนทอร์น้ำแข็งที่มีวงโคจรในพื้นที่ของดาวเคราะห์ยักษ์ (Centaurs บางแห่งอาจเป็นตัวแทนการเปลี่ยนจากวัตถุแถบไคเปอร์ [KBOs] ไปเป็นดาวหางระยะสั้น) แม้ว่าจะมีการสันนิษฐานมานานหลายทศวรรษ แต่แถบไคเปอร์ยังคงตรวจไม่พบจนกระทั่งปี 1990 เมื่อกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ที่จำเป็นและเครื่องตรวจจับแสงที่ไวต่อแสง กลายเป็นใช้ได้
KBOs โคจรที่ระยะทางเฉลี่ยจากดวงอาทิตย์มากกว่าระยะทางโคจรเฉลี่ยของเนปจูน (ประมาณ 30 หน่วยดาราศาสตร์ [AU]; 4.5 พันล้านกิโลเมตร (2.8 พันล้านไมล์)) ขอบด้านนอกของแถบไคเปอร์ถูกกำหนดไว้อย่างแย่กว่า แต่ไม่รวมวัตถุที่ไม่เคยเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากไปกว่า 47.2 AU (7.1 พันล้านกิโลเมตร (4.4 พันล้านไมล์)) ที่ตั้งของเสียงสะท้อนของดาวเนปจูน 2: 1 ซึ่งวัตถุทำให้ หนึ่งวงโคจรสำหรับดาวเนปจูนทุกสองแห่ง แถบไคเปอร์ประกอบด้วยวัตถุขนาดใหญ่ Eris, พลูโต, มาเคมาเกะ, ฮาเมอา, เกาโอวร์และวัตถุขนาดเล็กจำนวนมากหลายล้านตัว
การค้นพบแถบไคเปอร์
นักดาราศาสตร์ชาวไอริช Kenneth E. Edgeworth คาดการณ์ในปี 1943 ว่าการกระจายตัวของวัตถุขนาดเล็กของระบบสุริยะไม่ได้ถูก จำกัด ด้วยระยะทางปัจจุบันของดาวพลูโต Kuiper พัฒนากรณีที่แข็งแกร่งขึ้นในปี 1951 การทำงานจากการวิเคราะห์การกระจายมวลของวัตถุที่จำเป็นในการรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ในระหว่างการก่อตัวของระบบสุริยะ Kuiper แสดงให้เห็นว่าจำนวนของซากน้ำแข็งขนาดเล็กจำนวนมาก เกตุ หนึ่งปีก่อนที่นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์แจนออร์ตได้เสนอการดำรงอยู่ของแหล่งกักเก็บทรงกลมไกลโพ้นมากของวัตถุน้ำแข็งซึ่งปัจจุบันเรียกว่าเมฆออร์ตซึ่งดาวหางถูกเติมเต็มอย่างต่อเนื่อง แหล่งที่ห่างไกลแห่งนี้มีสาเหตุมาจากดาวหางระยะยาวอย่างเพียงพอซึ่งมีระยะเวลามากกว่า 200 ปี Kuiper กล่าวอย่างไรก็ตามดาวหางที่มีระยะเวลาสั้นมาก (20 ปีหรือน้อยกว่า) ซึ่งโคจรรอบทั้งหมดในทิศทางเดียวกับดาวเคราะห์ทุกดวงรอบดวงอาทิตย์และใกล้กับระนาบของระบบสุริยจักรวาลต้องการแหล่งที่มาที่ราบเรียบมากกว่า. คำอธิบายนี้ได้รับการปรับปรุงใหม่อย่างชัดเจนในปี 1988 โดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน Martin Duncan และผู้ร่วมงานกลายเป็นข้อโต้แย้งที่ดีที่สุดสำหรับการดำรงอยู่ของแถบไคเปอร์จนกระทั่งตรวจจับโดยตรง
ในปี 1992 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน David Jewitt และนักศึกษาระดับบัณฑิตศึกษา Jane Luu ค้นพบ (15760) 1992 QB 1ซึ่งถือเป็น KBO แรก ร่างกายมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 200–250 กม. (125–155 ไมล์) ซึ่งประมาณจากความสว่าง มันเคลื่อนที่เป็นวงโคจรเกือบเป็นวงกลมในระนาบของระบบดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 44 AU (6.6 พันล้านกม. [4.1 พันล้านไมล์]) นี่อยู่นอกวงโคจรของดาวพลูโตซึ่งมีรัศมีเฉลี่ย 39.5 AU (5.9 พันล้านกม. [3.7 พันล้านไมล์]) การค้นพบของปี 1992 QB 1แจ้งเตือนนักดาราศาสตร์ถึงความเป็นไปได้ในการตรวจจับ KBO อื่น ๆ และภายใน 20 ปีประมาณ 1,500 คนถูกค้นพบ
บนพื้นฐานของการประเมินความสว่างขนาดของ KBO ที่รู้จักกันดีกว่าหรือใกล้กว่าดวงจันทร์ที่ใหญ่ที่สุดของพลูโตคือ Charon ซึ่งมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลาง 1,208 กม. (751 ไมล์) หนึ่ง KBO ตามชื่อ Eris นั้นมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางสองเท่านั่นคือเล็กกว่าพลูโตเพียงเล็กน้อยเท่านั้น เนื่องจากตำแหน่งของพวกมันอยู่นอกวงโคจรของเนปจูน (หมายถึงรัศมี 30.1 AU; 4.5 พันล้านกิโลเมตร [2.8 พันล้านไมล์] พวกมันจึงถูกเรียกว่าวัตถุทรานส์เนปจูน (TNOs)
เนื่องจาก KBOs อย่าง Eris เกือบจะใหญ่พอ ๆ กับพลูโตเริ่มต้นในปี 1990 นักดาราศาสตร์สงสัยว่าพลูโตควรได้รับการพิจารณาว่าเป็นดาวเคราะห์หรือเป็นหนึ่งในร่างที่ใหญ่ที่สุดในแถบไคเปอร์ หลักฐานบ่งชี้ว่าพลูโตเป็น KBO ที่เพิ่งเกิดขึ้นได้ถูกค้นพบเมื่อ 62 ปีก่อนในปี 1992 QB 1และในปี 2549 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลได้ลงคะแนนให้จำแนกพลูโตและอีริสเป็นดาวเคราะห์แคระ
